اکسید روی، zno، یک ماده ی نیم رسانای نوع n است که به دلیل ویژگیهای الکتریکی، اپتیکی و پیزوالکتریکی آن امروزه مورد توجه بسیار زیادی قرار گرفته است و در موارد گوناگون مانند لایه های رسانای شفاف، ابزارهای اپتوالکترونیک، دیودهای گسیلنده ی نور و ابزارهای پیزوالکتریک کاربرد دارد.در این پژوهش نانوذرات اکسید روی با روش مکانوشیمیایی و پخت پس از آن تهیه شد. در سرامیکهای بس بلور چون دانه ها جهت گیری کاتوره ای دارند، حتی اگر هر یک از دانه ها پیزوالکتریک باشد، ماده نمی تواند اثر پیزوالکتریک را نشان دهد. اما اگر سرامیک فروالکتریک باشد، بردار قطبش خود به خودی هر دانه می تواند با کاربست یک میدان الکتریکی با میدان همسو شده و ماده ویژگی پیزوالکتریک پیدا کند. اما چون zno یک ماده ی نافرو الکتریک است، فرآیند قطبی کردن برای آن ممکن نیست. به همین دلیل نانوذرات اکسید روی آلاییده با لیتیوم zn1-xlixo با غلظت های 0/15=x و 0/25=x تهیه شدند تا بتوان آنها را قطبی کرد. الگوی xrd ی نمونه ها نشان داد که قله های پراش نمونه های آلاییده به سمت زاویه های بزرگ تر جا به جا شده اند که نشانگر کاهش ثابت شبکه است. همچنین وجود حلقه ی پسماند الکتریکی و وجود قله در نمودار ظرفیت الکتریکی نمونه ها بر حسب دما، نشانگر وجود ویژگی فروالکتریک در نمونه های آلاییده است. دمای کوری برای نمونه های zn1-xlixo برای غلظت های 0/15=x و 0/25=x به ترتیب 303 و 302 کلوین اندازه گیری شد. همچنین نمودار مقاومت الکتریکی نمونه ها بر حسب میدان الکتریکی اندازه گیری شد. سپس نمونه ها در میدان الکتریکی dc به بزرگی mv/m 4 و در دماهای گوناگون بین دمای اتاق تا 340 کلوین در مدت زمان های گوناگون بین 20 تا 120 دقیقه قرار گرفتند. اما هیچ یک از نمونه ها از خود ویژگی پیزوالکتریک نشان ندادند.اگر لایه ی بس بلور اکسید روی به گونه ای رشد کند که محور قطبی همه ی دانه ها در جهت عمود بر صفحه ی بستر قرار گیرند، لایه ی بس بلور مانند لایه ی تک بلور آن پاسخ الکترومکانیکی نشان می دهد. به همین دلیل لایه های نازک اکسید روی با هدف رشد ترجیحی (002) با دو روش تبخیر با پرتو الکترونی و کندوپاش rf تهیه شدند. لایه های نازک اکسید روی تهیه شده به روش کندوپاش ، رشد ترجیحی مورد نظر را پیش از بازپخت داشتند به گونه ای که در الگوی xrd آنها، تنها قله ی پراش مربوط به صفحه های (002) وجود داشت. بازپخت این لایه ها، باعث افزایش بلندی قله ی پراش، افزایش مقاومت ویژه و همچنین کاهش تنش شد. اما برای لایه های نازک تهیه شده در این پژوهش، هیچ تشدیدی در گستره ی بسامدی بین khz 9 تا ghz 3 که گستره ی بسامدی کار دستگاه تحلیل گر طیفی موجود در دانشگاه اصفهان است، آشکار نشد. بالا بودن ظرفیت الکتریکی لایه ها و همچنین پایین بودن فاکتور کیفیت می توانند دلیل هایی باشند که مانع از آشکار شدن بسامدهای تشدید و ضدتشدید لایه ها شدند.

این پایان نامه مشتمل بر پنج فصل می باشد. در فصل اول علاوه بر آشنایی با سیارات فراخورشیدی روش های کشف این سیارات بیان شده است. در فصل دوم مدل های شکل گیری سیستم های سیاره ای حول ستارگان منفرد و حول ستارگان دوتایی ذکر شده است. از آنجایی که حضور سیارات حول پالسارها هنوز به صورت معما باقی است، از بررسی این سیستم ها اجتناب شده است. در فصل سوم به مدل های حاکم بر توزیع مداری در منظومه ی شمسی پرداخته شده است تا با استفاده از این مدل ها بتوان توزیع مداری در سیستم های سیاره ای فراخورشیدی را توصیف کرد. در فصل چهارم علاوه بر تحلیل آماری پارامترهای مداری سیارات فراخورشیدی، نحوه ی توزیع مداری آنها بررسی شده است و با استفاده از دو مدل مربعی و نمایی توزیع مداری در چند سیستم سیاره ای فراخورشیدی تعیین شده است. همانطور که در فصل پنجم ذکر شده است بررسی ها نشان داد مدل نمایی نسبت به مدل مربعی تطبیق بهتری با داده های رصدی دارد.

سیستم v523 sgr ( 176754=hd ) یک ستاره ی دوتایی گرفتی طیف سنجی دوخطی است که در صورت فلکی قوس واقع شده است. این سیستم الغول بوده و مولفه های آن جدا می باشند. نورسنجی آن توسط لسی در 1989-1990م. در رصدخانه ی ctio و در دو صافی v و b انجام شده است . جهت تحلیل این سیستم از این داده ها و از کد ویلسون دوینی نسخه ی 1998م. استفاده شده است. قدر ظاهری v523 sgr، 9/56 و دوره ی تناوب آن 2/3238325597 روز می باشد. داده ها ی طیف سنجی این سیستم منتشر نشده و این سیستم نیازمند داده برداری های بیشتری به خصوص داده ی طیف سنجی می باشد. سیستم دیگری که منحنی نوری آن در این رساله مورد بررسی قرار گرفته است، yy sgr (173140=hd )، یک دوتایی گرفتی طیف سنجی دوخطی، می باشد. داده های نورسنجی این سیستم از مقاله ی ( 1992 )lacy گرفته شده است. دوره ی تناوب آن 2/62846355 روز و قدر ظاهری آن 10/033 می باشد. همچنین حرکت اوج و حضیضی و اثر جسم سوم این سیستم مورد بررسی قرار گرفته است.

مفهوم تداخلسنجی نجومی توسط فیزو و مایکلسون در قرن نوزدهم ارائه شد. در حدود سالهای 1868 فیزو برای اولین بار استفاده از روش تداخل سنجی برای تعیین قطر زاویه ای ستارگان به کمک مشاهده ی فریز های تداخلی تولید شده از نور ستاره را پیشنهاد کرد. در سال 1890 مایکلسون مبانی ریاضی تداخل سنجی ستاره ای را توضیح داد و اولین اندازه گیری قطر زاویه ای ستارگان را انجام داد. اساس تداخل سنجی نوری در نجوم، ترکیب دو پرتوی یک ستاره، جمع شده توسط دو تلسکوپ (یا دو دهانه مصنوعی بر روی تلسکوپ) و تشکیل و بررسی فریزهای تداخلی است. با تغییر فاصله دو دهانه مصنوعی روی تلسکوپ، و توجه به تغییرات نمایانی این فریزهای تداخلی، قطر زاویه ای جرم سماوی را می توان بدست آورد. در این پژوهش به کمک این روش قطر زاویه ای قمرهای مشتری و سیاره مریخ و همچنین جدایی زاویه ای ستاره ی دوتایی 48 cassiopeiae به دست آمده است.

یکی از مهمترین پارامترهای مهم برای انتخاب مکان مناسب برای تأسیس یک رصدخانه تعیین روشنایی آسمان و آلودگی نوری محل مورد نظر است. با توجه به اینکه استان خراسان جنوبی یکی از سایت های مهم و خوب رصدی کشور می باشد و یکی از چهار کاندیدای تأسیس رصد خانه ملی نیز بوده است؛ این پروژه به تعیین دقیق روشنایی آسمان و آلودگی نوری مکان رصد خانه دکتر مجتهدی، واقع در دومین قله مرتفع منطقه در نزدیکی مزارکاهی، با استفاده از روش نورسنجی و با استفاده از صافیهای استاندارد b,v می پردازد. آنچه برای انجام این پروژه در اختیار بوده است یک تلسکوپ بازتابی “14 اشمیت – کاسگرین و یک دستگاه فوتومتر ssp5-a می باشد. در این راستا مقدار میانگین روشنایی آسمان در صافی های b,v به ترتیب 13/18و 99/17 قدر محاسبه شد. همچنین میانگین ضریب کدورت در هریک از این صافیها به ترتیب مقدار 48/0 و 53/0 و فاکتورهای مقیاس نیز مقادیر 86/15 و 38/15 بدست آمد.

درفصل دوم این پایان نامه ابتدا تاریخچه پرتوهای کیهانی بیان شده است و سپس خواص پرتوهای کیهانی را بررسی کرده و به طور جامع درمورد پرتوهای کیهانی بحث می کنیم. در فصل سوم، بهمن های هوایی ناشی از پرتوهای کیهانی معرفی می شوند و توضیحاتی درمورد نمونه هایی از مجموعه آشکارسازهای آن ها یاکوتسک، هاوراپارک و ولکانورنچ داده می شود و از تجزیه و تحلیل داده های موجود از مجموعه آشکارسازهای یاکوتسک، هاوراپارک و ولکانورنچ در فصل چهارم استفاده می کنیم. در این فصل برای همه بهمن های هوایی این سه آرایه پارامتر عمر و اندازه بهمن محاسبه شده و نمودارهای وابستگی پارامتر عمر و اندازه بهمن به انرژی اولیه رسم شده است و نتایج مفیدی در مورد ترکیبات جرمی بهمن های گسترده هوایی در محدوده انرژی 19^10 الکترون ولت آمده است. در فصل پنجم اندازه میونی بهمن های گسترده هوایی آرایه ی یاکوتسک محاسبه شده و با استفاده از نتایج شبیه سازی کپدویل ترکیبات جرمی بهمن های گسترده هوایی با انرژی بالای 19^10 الکترون ولت تعیین شده است، در پایان این فصل حد بالای فوتون در پرتوهای کیهانی آرایه یاکوتسک در انرژی بالای 19^10 الکترون ولت با استفاده شبیه سازی شینوزاکی محاسبه شده است.

لکه های خورشیدی به عنوان یکی از فعالیت های خورشید از جمله پدیده هایی است که در دهه های اخیر توجه اقلیم شناسان را به خود معطوف کرده و به عنوان یکی از مولفه هایی که می تواند بر سامانه اقلیمی زمین در مقیاس های زمانی متفاوت اثر گذاشته و در نهایت نوسانات و تغییرات اقلیمی را به دنبال داشته باشد، در کانون توجه قرار گرفته است. پریود رخداد ماکزیمم و مینیمم لکه های خورشیدی نیز به علت افزایش میزان پلاسمای گسیل شده به زمین در هنگام افزایش فعالیت های خورشیدی می تواند بر دمای کره زمین موثر باشد. از اینرو در این تحقیق به تأثیر فراوانی های لکه های خورشیدی بر بی هنجاری یا آنومالی های دمای میانگین سالانه نیمکره شمالی و جنوبی پرداخته شده است. در این راستا با استفاده از تجزیه و تحلیل های آماری، نقش لکه های خورشیدی و ارتباط آن با دمای دو نیمکره شمالی و جنوبی در دوره1850 تا 2010 میلادی مورد بررسی قرار گرفته است. نتایج به دست آمده نشان می دهد ضریب همبستگی متوسط بین ماکزیمم فراوانی لکه های خورشیدی و دمای نیمکره شمالی و نیمکره جنوبی وجود داشته ولی ارتباطی قابل توجه بین دمای نیمکره ها و مینیمم فراوانی لکه های خورشیدی مشاهده نشده است. روند فراوانی لکه های خورشیدی و همچنین آنومالی دمای هر دو نیمکره شمالی و جنوبی در دوره مورد مطالعه بررسی شده است. مشاهده شد که روند افزایش دمای زمین بیشتر از روند افزایش لکه های خورشیدی است و این نشان دهنده تأثیر عوامل دیگری غیر از لکه هاست. توزیع جغرافیایی آنومالی دما در هر دو نیمکره و ارتباط آن با چرخه های 10 و 11 ساله فعالیت های خورشیدی مورد بررسی قرار گرفته است. مشاهده شد که چرخه های کوتاهتر تأثیر قابل توجه بر افزایش دمای هر دو نیمکره زمین دارد. همبستگی بین فراوانی لکه های خورشیدی در سه چرخه 21 و 22 ،23 بررسی شد و همبستگی بالای این سه چرخه متوالی حاکی از ارتباطی است که باید بین چرخه های حاضر و آینده وجود داشته باشد، با استفاده از نتیجه فوق و مدل های آماری می توان چرخه های آینده را نیز پیش بینی کرد.

یکی از مهم ترین پارامترها برای مکان یابی رصدخانه روشنایی آسمان شب می باشد. این پارامتر خاص یکی از منابع اصلی ایجاد نوفه در مشاهدات نجومی و سایت های خوب رصدی می باشد. در این پروژه اندازه گیری روشنایی آسمان در مهر و آبان 1391 و اردیبهشت 1392 با استفاده از دو روش در رصدخانه دکتر مجتهدی انجام گرفته شد. به منظور تعیین دقیق روشنایی آسمان شب در این مکان داده های نورسنجی با استفاده از دوربین ccd sbig st-7 me، تلسکوپ 14 اینچ بازتابی اشمیت- کاسگرین و صافی های استاندارد b وv جمع آوری شد. ابزاری که برای پردازش تصاویر در این پروژه مورد استفاده قرار گرفته است نرم افزار maxim dl pro 5 می باشد. مقادیر میانگین اندازه گیری شده ی روشنایی آسمان در صافی های b وv به ترتیب با استفاده از روش اولmag arcsec -1 34/16 وmag arcsec -1 80/15و با استفاده از روش دوم mag arcsec -1 20/16 وmag arcsec -1 53/15 می باشد.

هدف این پایان نامه بررسی توانایی شبیه سازی رایانه ای برای مدل سازی تشکیل منظومه های فراخورشیدی بوده است. این پایان نامه مشتمل بر چهار فصل می باشد. در فصل اول علاوه بر آشنایی با منظومه فرا خورشیدی و روش های کشف آنها، منظومه شمسی در نگاهی گذرا مورد بازبینی قرار گرفته است. در فصل دوم ضمن آشنایی با شبیه سازی رایانه¬ای، روش مونت کارلو و اعداد تصادفی بیان شده است. روشی که برای شبیه سازی انتخاب کرده ایم کدنویسی در نرم افزار matlab بوده است که در فصل سوم چگونگی آن را شرح داده ایم. درفصل چهارم میزان تطابق جرم، نیم قطر اطول و خروج از مرکز 200 سیاره شبیه سازی شده را بر منظومه شمسی مورد تحلیل قرار داده ایم.

خورشید به عنوان منبع اصلی انرژی زمین و ایجاد کننده ی تفاوت اقلیمی آن، یکی از مهمترین و موثرترین مولفه برسامانه ی اقلیمی زمین است. لکه های خورشیدی به عنوان یکی از فعالیت های خورشید، از جمله پدیده هایی است که در نیم قرن اخیر توجه اقلیم شناسان را به خود جلب کرده و به عنوان یکی از مولفه هایی که می تواند برسامانه ی اقلیمی زمین در مقیاس های زمانی متفاوت، اثرگذاشته و در نهایت، نوسانات و تغییرات اقلیمی را به دنبال داشته باشد. شناخت وکشف هر چه بیشتر ارتباط بین خورشید و کره ی زمین، علل فیزیکی و چگونگی تأثیرگذاری و واکنش بین این دو پارامتر را امکان پذیر می سازد. یکی از مهمترین و جالب توجه ترین سری های زمانی که بطور مستقیم از طبیعت قابل دریافت است سری زمانی افت و خیز میزان آب رودخانه ها (دبی) و لکه های خورشیدی می باشد. میزان آب رودخانه ها به برخی عوامل بدیهی مانند میزان بارش باران و برف در طی سال و همچنین ارتفاع از سطح دریا وابسته است از آنجا که میزان آب رودخانه ها مستقیما به جاری شدن سیل و یا رخ دادن خشک سالی مربوط می شود، بنابراین یافتن معادله ی تحول و همچنین بررسی همبستگی بین افت و خیز جریان رودخانه ها و دیگر عوامل موثر، مانند فعالیت خورشید از اهمیت ویژه ای برخوردار است. در این تحقیق به بررسی اثر فعالیت های خورشیدی که توسط تعداد لکه های خورشیدی داده می شود بر روی میزان افت و خیز شار گذرنده از واحد سطح در رودخانه ها پرداخته ایم. در این راستا به کمک نرم افزار spss داده های مربوط به دبی رودخانه های مهم و بزرگ جهان از قبیل می سی سی پی، پارانا، می کونگ، ولگا و..... و لکه های خورشیدی در دوره های زمانی 1880 تا 2010 میلادی مورد تجزیه و تحلیل قرارگرفت و نتایج حاصل از این تحقیق نشان می دهد که ضریب همبستگی بلند برد بسیار قوی و معنی داری بین فراوانی پریود لکه های خورشیدی و دبی رودخانه ها وجود دارد. همچنین همبستگی بین فراوانی لکه های خورشیدی در سه چرخه 21، 22 و23 بررسی شد و ضریب همبستگی بالای این سه چرخه ی متوالی، حاکی از ارتباطی است که باید بین چرخه های حاضر و آینده وجود داشته باشد، بنابراین با استفاده از ارتباطی که بین فراوانی پریود لکه های خورشیدی و دبی رودخانه های بزرگ وجود دارد، می توان دبی رودخانه ها را پیش بینی کرد و پیش بینی دبی رودخانه ها از لحاظ جنبه های اجتماعی، اقتصادی و از نقطه نظر وقوع سیل و خشک سالی گرفته تا برنامه ریزی پیرامون مسایل کشاورزی، از اهمیت خاصی برخوردار است.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

سیستم های دوتایی زیر مجموعه ای از سیستم های چندتایی هستند، که در آنها فقط دو ستاره توسط گرانش یکدیگر در مدارهایی به دور مرکز جرم مشترکشان می گردند. موقعیت مولفه ها و تقابل بین آنها، سبب تنوع این سیستم ها و از طرف دیگر عاملی برای بدست آوردن اطلاعاتی، از پارامترهای هندسی و فیزیکی مولفه ها شده است. این پارامترها که از بررسی و تحلیل داده های نورسنجی و طیف سنجی حاصل می شوند، برای شناخت از ساختار و وضعیت تحول ستاره ای به کار می روند. این پایان نامه در چهار فصل تنظیم شده است. فصل اول مقدمه ای بر سیستم های دوتایی است و به بررسی انواع این سیستم ها و ساختار تحولی مولفه ها و نیز به رده بندی آنها پرداخته است. با توجه به تغییرات نور رسیده از گروهی از این سیستم ها می توان، با ارائه مفاهیم فیزیکی و عوامل موثر، تغییرات نور را توجیه و تفسیر نمود. در فصل دوم مفاهیم و عوامل موثر در تغییرات نور رسیده از سیستم ها و نیز نحوه شبیه سازی و تحلیل منحنی نوری را مورد بررسی قرار دادیم.در فصل سوم معرفی سیستم دوتایی sw lac و گزارشی از رصد این سیستم در مدت چهار شب در ماههای سپتامبر و اکتبر 2007 با استفاده از تلسکوپ 51 سانتیمتری رصدخانه ابوریحان بیرونی دانشگاه شیراز در دو فیلتر bو v ارائه شده است. در فصل آخر به کمک داده های حاصل از نورسنجی سیستم منحنی نوری رصدی سیستم بدست آمد و زمان کمینه نور تعیین شد با کاربرد برنامه ویلسون دوینی (1998م) منحنی نوری نظری ساخته و تحلیل و پارامترهای نسبی تعیین شدند، سپس با استفاده از اطلاعات حاصل از کار طیف سنجی، توسط روسینسکی و همکاران (2005م) پارامترهای مطلق سیستم را بدست آوردیم. نتایج نشان می دهند که سیستم دوتایی sw lac با پریود مداری 32071/0 p=روز، یک سیستم فوق تماسی است. نتایج حاصله، بانتایج کار دیگرمحققین، توافق دارد.

چکیده ندارد.