به منظور بررسی و تحلیل طیف اجرام نجومی با در نظر گرفتن فاصله کانونی عدسی چشمی تلسکوپ و محل قرارگیری فیبرنوری طیف سنج و نوع آن ها ابزار اتصالی بین تلسکوپ و طیف سنج فیبرنوری طراحی و ساخته شد. سپس طیف چند جرم نجومی نظیر خورشید، مشتری، ماه و ستاره ی شعرای یمانی در چندین نوبت ثبت شد. برای بررسی و تحلیل طیف های ثبت شده ابتدا با برازش نمودار تابع توزیع پلانک و نمودار طیف های ثبت شده با استفاده از دو برنامه ‎matlab‎ وtable curve‎ و قانون جابه جایی وین (محاسبه ی دمای شدت بیشینه) دمای هر یک از طیف های حاصل را محاسبه نموده و با نتایج قبلی مقایسه شد که با خطای اندکی ‎‎که ناشی از اتمسفر و جذب تلسکوپ است‏، مطابقت دارد. سپس نقاط جذبی طیف های ثبت شده با نتایج طیفی مرکز اخترفیزیک هاروارد اسمیتسونین kurucz ‎ مقایسه گردید. در این مورد هم توافق خوبی را نشان می دهد. برای بهبود طیف های ثبت شده‏، منحنی طیف جذبی ادوات اپتیکی تلسکوپ و نمودار بازدهی کوانتومی طیف سنج با استفاده از داده های طیفی در مرکز اخترفیزیک هاروارد اسمیتسونین محاسبه شد. با استفاده از این دو نتیجه طیف های ثبت شده را اصلاح نمودیم. در انتها عنصرهای موجود در این اجرام به کمک طول موج های مشخصه ای موجود در طیف ها تعیین گردید.

تلسکوپ های رادیویی، امواج رادیویی منابع کیهانی را جمع آوری و آشکارسازی می کنند. در این رساله از یک بشقاب رادیویی 2 متری استفاده شد و تقویت کننده و دستگاه ثبات نیز با امکانات موجود ساخته شدند. امواج رادیویی، که بخشی منشأ کیهانی و بخشی دیگر منشأ زمینی دارند، با کمک این تلسکوپ رادیویی دریافت شدند و سپس منابع کیهانی آشکارسازی و تقویت شدند. کالیبراسیون، فرایندی است که در آن ولتاژ دریافت شده از تلسکوپ رادیویی را به شار تابش منبع رادیویی در فرکانس های مورد نظر ربط می دهیم. برای آن که بتوان تلسکوپ رادیویی را کالیبره کرد، باید از یک منبع با شار معلوم استفاده می کردیم. بنابراین خورشید را که یکی از قوی ترین منابع رادیویی در آسمان است را انتخاب کردیم. فرایند کالیبراسیون به این ترتیب انجام شد که پس از آشکارسازی خورشید در یک نمودار ولتاژ برحسب زمان، با بهره گیری از شار واقعی خورشید، نمودار شار برحسب زمان به دست آمد.

در این رساله تصاویری که به کمک دوربین نجومی ufti ‎ متصل به تلسکوپ ukir واقع در رصد خانه موناکی، در هاوایی از کهکشان m33گرفته شده‏، نورسنجی شده است.‎‎‎ تصاویر در سه شب متوالی‏ ‎‎در 12،11 و 13 آگوست 2005 در فیلتر‎‎ k گرفته شده است‎.‎ برای همه ی تصاویر مدل نقطه پخش مناسب هر تصویر به صورت جداگانه‎‎‎ ساخته شد. نورسنجی برروی تمام تصاویر این دوربین انجام گرفت. جابجایی تصاویر به دقت محاسبه شد و لیست نهایی ستاره ها با شماره شناسایی یکتا بدست ‎‎آمد. قدرهای ابزاری حاصل کالیبره شد و کاتالوگ نهایی کهکشان (دوربین ‎ufti‎) ساخته شد.‎ نتیجه نورسنجی کاتالوگی از مختصات و قدر ده ها هزار ستاره است.

در این پایان نامه، ما به طراحی و ساخت یک دستگاه طیف نگار نجومی می پردازیم. بعداز مطالعه ای جامع بر نظریه طیف سنجی، تمامی جنبه های طیف سنجی نجومی را به وسیله یک توری پراش فروزیده مرور می کنیم. در مرحله بعد، ابزار مورد نظر را در آزمایشگاه نصب می کنیم و به کمک منابع نور استاندارد، آن را می آزماییم. اجزاء دستگاه، شامل یک لنز موازی کننده با فاصله کانونی 200 میلی متر و یک توری پراش 1800 خط بر میلی مترِ فروزیده با ابعاد 25×25 میلی متر مربع در ناحیه مرئی طیف، و یک دوربین دیجیتال کانن مدل eos 500d می باشند. در مرحله نهایی، طیف نگار در یک محفظه کوچک جمع آوری ودر کانون یک تلسکوپ mead ، 8 اینچ و 16 اینچ نصب شده است. طیف مرئی گرفته شده از ماه و خورشید در پایان ارائه خواهد شد.

کهکشان ها توده های عظیمی از ستاره ها، خوشه های ستاره ای، ابرهای گازی، ماده میان ستاره ای و ماده تاریک هستند که آجر های اصلی سازنده کیهان را تشکیل می دهند. شناخت ساختار و پایداری کهکشان ها در توصیف بزرگ مقیاس عالم نقش اساسی دارد. یکی از روش های تحلیل ساختار کهکشان ها حل معادله ی بدون برخورد بولتزمان و بدست آوردن تابع توزیع ستاره هاست[4]. کهکشان ها را با تقریب خوبی می توان سیستم های بدون برخورد در نظر گرفت و با استفاده از معادله-ی بدون برخورد بولتزمان و تئوری های جینز و انتخاب مقادیر انرژی و اندازه حرکت زاویه ای به عنوان ثابت های حرکت تابع توزیع مناسبی برایشان محاسبه کرد.در این پایان نامه تمامی معادلات از فضای فاز به فضای اندازه حرکت زاویه ای و انرژی برده شده است و پس از بدون بعد سازی آن ها و تبدیل سیستم های سه بعدی که مورد استفاده برای کهکشان های کروی است، به سیستم های دو بعدی که قابل استفاده برای قرص کهکشان مارپیچی است، تمامی روابط و انتگرال-گیری ها با برنامه نویسی در محیط متلب انجام شده و پس ازآن با استفاده از روش تکرار شونده لوسی- ریچاردسون همگرایی چگالی پیشنهادی با حدس های اولیه (بعنوان چگالی رصدی) بررسی، و از تابع توزیع و چگالی سطحی و پتانسیل مطرح شده توسط مستل، استفاده شد. که با روش لوسی-ریچاردسون همگرایی بین چگالی مستل و چگالی تغییر یافته (به عنوان چگالی رصدی) حاصل شد و به نظر می رسد که روش تکرار شونده لوسی-ریچاردسون برای همگرا کردن تابع توزیع رصدی و محاسباتی برای قرص کهکشان های مارپیچی روش مناسبی باشد.

با پیشرفت و مدرنیزه شدن علم نجوم و افزایش حجم و تنوع داده های نجومی، دسترسی و استفاده از این داده ها بسیار دشوار است و نیاز به اشتراک گذاری علم و داده های بدست آمده برای پیش برد این علم ضروری است. بدین ترتیب ایده ی ساخت رصدخانه های مجازی، که خود چارچوبی عملی برای دسترسی به دنیای عظیم سرویس ها و داده های نجومی است، برای منجمان و محققان مطرح شد. من در این رساله مفهوم رصدخانه ی مجازی، ابزار و سرویس های آن و معماری و مولفه های آنها را شرح داده ام و در نهایت به کمک سیستم مدیریت محتوای وردپرس و زبان php و پایگاه داده ی mysql به طراحی و ساخت یک رصدخانه ی مجازی ساده پرداخته ام، که شامل آرشیو کاتالوگ های هیپارخوس، آسمان نما، بخش آموزشی، لینک های دسترسی به آرشیوها، سرویس ها و رصدخانه های جهان، گالری تصاویر نجومی و ... می باشد. این رصدخانه قادر به نمایش تمامی کاتالوگ های هیپارخوس و مقایسه و تحلیل آن ها می باشد و شما با اتصال به اینترنت می توانید به جستجو و تماشای اجرام و ستارگان آسمان بپردازید و اطلاعاتی از قبیل بعد، میل، فاصله، ابعاد و قدر آن ها را نیز دریافت کنید. در آینده ی نزدیک علم نجوم به دلیل تولید حجم زیاد داده ها به سمت مدرنیزه شدن پیش رفته و رصدخانه های مجازی ابزار مفید و غیرقابل اجتناب برای همگام شدن با این جهش خواهند بود.

در این پایان نامه، تصاویری که به کمک سی سی دی با قدرت تفکیک 11 مگا sbigstl-11000 با نسبت meade1x پیکسل متصل به تلسکوپ اشمیت کاسگرین 40 سانتی متری ( 16 اینچ) مدل گرفته شده، m52 واقع در رصد خانه ی البرز در ماھدشت کرج از خوشه ی باز f=10 کانونی r،v،b نورسنجی می شوند. تصاویر در یک شب در تاریخ 20 شھریور 1392 در فیلتر ھای رصد شده است. برای ھمه ی تصاویر پس از ترکیب در سه فیلتر، تابع نقطه پخش مناسب ساخته شد. و قدر ھای ابزاری تمام ستاره ھا در ھر سه تصویر بدست آمد. پس از کالیبراسیون، ضرایب محاسبه شد و تفاوت قدر ھای واقعی در m52 تبدیل بدست آمد و قدرھای واقعی ستاره ھای خوشه فیلترھای مختلف محاسبه شد. نتیجه رسم شش نمودار قدر-رنگ مختلف بود.

یکی از ﻣﻬﻤﺘﺮﯾﻦ ﻣﻮﻓﻘﯿﺖ ﻫﺎی ﻧﻈﺮﯾﻪ ﻧﺴﺒﯿﺖ ﻋﺎم در اواﯾﻞ ﻗﺮن ﺑﯿﺴﺘﻢ ﺗﻌﯿﯿﻦ دﻗﯿﻖ ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ ﺳﯿﺎره ﻋﻄﺎرد ﺑﻮد. رﺻﺪ ﻫﺎﯾﯽ ﮐﻪ در ﻗﺮن ﻧﻮزدﻫﻢ اﻧﺠﺎم ﺷﺪه ﺑﻮد ﻧﺸﺎن می داد ﮐﻪ ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ ﻋﻄﺎرد در ﺣﺪود 43 ﺛﺎﻧﯿﻪ ﻗﻮس ﺑﺮ ﻗﺮن از ﻣﻘﺪار ﻣﺤﺎﺳﺒﻪ ﺷﺪه ﺑﻪ کمک مکانیک نیوتونی ﺑﯿﺸﺘﺮ اﺳﺖ. اﺧﺘﻼف 43 ﺛﺎﻧﯿﻪ ﻗﻮس ﺑﯿﺶ از آن ﺑﻮد ﮐﻪ ناشی از ﺧﻄﺎی رﺻﺪ ﺑﺎﺷﺪ. اﺧﺘﺮ ﺷﻨﺎﺳﺎن ﻣﺪل ﻫﺎی مختلفی را ﺑﺮای ﺟﺒﺮان اﯾﻦ اﺧﺘﻼف ﭘﯿﺸﻨﻬﺎد ﮐﺮدﻧﺪ ﮐﻪ در ﻧﻬﺎﯾﺖ ﻧﺴﺒﯿﺖ ﻋﺎم ﺑﺎ دﻗﺖ اﯾﻦ ﭘﺪﯾﺪه را ﺗﻮﺟﯿﺢ ﮐﺮد. از آن ﭘﺲ اﺧﺘﺮ ﺷﻨﺎﺳﺎن ﺳﻬﻢ ﻧﺴﺒﯿﺖ عامی ﺣﺮﮐﺖ ﺣﻀﯿﺾ را در ﻣﻨﻈﻮﻣﻪ ﻫﺎی ﺳﯿﺎره ای دیگر رﺻﺪ ﮐﺮدﻧﺪ. از ﺟﻤﻠﻪ ﻣﻮاردی ﮐﻪ ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ در آن ﺑﺨﻮﺑﯽ ﻗﺎﺑﻞ اﻧﺪازه ﮔﯿﺮی اﺳﺖ ﺳﺘﺎره دوﺗﺎﯾﯽ گرفتی di جاثی اﺳﺖ. در اﯾﻦ ﺳﺘﺎره دوﺗﺎﯾﯽ گرفتی ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ خیلی ﺑﯿﺸﺘﺮ از ﺳﯿﺎره ﻋﻄﺎرد اﺳﺖ. ﻣﻌﻠﻮم ﺷﺪه اﺳﺖ ﮐﻪ ﻣﯿﺰان ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ در ﺳﺘﺎره دوﺗﺎﯾﯽ di جاثی خیلی ﮐﻤﺘﺮ از ﻣﻘﺪاری اﺳﺖ ﮐﻪ مکانیک نیوتونی و ﻧﺴﺒﯿﺖ ﻋﺎم ﭘﯿﺶ بینی می ﮐﻨﻨﺪ. در اﯾﻦ رﺳﺎﻟﻪ ﻣﺎ ﻋﻮاﻣﻞ اﺧﺘﺮ فیزیکی ﻣﻮﺛﺮ ﺑﺮ ﭘﯿﺸﺮوی ﺣﻀﯿﺾ ﻫﻢ ﭼﻮن اﻧﺘﻘﺎل ﺟﺮم ﺑﯿﻦ دو ﻣﻮﻟﻔﻪ ﺳﺘﺎره دوﺗﺎﯾﯽ، امکان وﺟﻮد ﻣﻮﻟﻔﻪ ﺳﻮم و وﺟﻮد اﺑﺮ ﮔﺎز و ﻏﺒﺎر را بررسی می ﮐﻨﯿﻢ و ﺑﺎ بررسی ﻓﻬﺮﺳﺖ ﺳﺘﺎره ﻫﺎی دوﺗﺎﯾﯽ گرفتی ﺗﻼش می ﮐﻨﯿﻢ ﺳﺘﺎره ﻫﺎﯾﯽ را ﮐﻪ شرایطی ﻫﻤﭽﻮن di جاثی دارﻧﺪ را ﺑﯿﺎﺑﯿﻢ.

در این رساله، تصاویری که به کمک تلسکوپ 16 اینچی اشمیت-کاسگرین، رصدخانه مرکز فضایی البرز واقع در ماهدشت کرج از خوشه ی کروی $m15$ گرفته شده، نورسنجی شده است. تصاویر در سه فیلتر $u$ ، $ v$ ، $ r $ گرفته شده اند. ابتدا اصلاحات مربوط به تصاویر بایاس، تاریک و تخت انجام شد، سپس برای تصاویر مدل نقطه پخش مناسب ساخته و نورسنجی انجام شد. قدرهای ابزاری حاصل کالیبره شده و کاتالوگ نهایی در سه فیلتر ساخته شد. در نهایت نمودار $hr$ برای سه فیلتر رسم شد. کلمات کلیدی: خوشه ی کروی - نورسنجی - فیلتر - بایاس - تاریک - تخت - مدل نقطه پخش - قدر ابزاری - کالیبره

موضوع این رساله رصد دو ستاره است که نماینده دو گروه مهم از ستاره های متغیر هستند. برای رصد این دو ستاره از دستگاه نورسنجی وینگ استفاده شده است. در این دستگاه نورسنجی عمق یکی از خطوط جذبی اکسید تیتانیوم در مادون قرمز اندازه گیری می شود.