این پایان نامه به مطالعه پایه ای کاهنده کانونی می پردازد. کاهنده کانونی سیستم اپتیکی است که در صورت لزوم هنگام گرفتن تصاویر نجومی توسط تلسکوپ، برای نمونه برداری مناسب، فاصله کانونی موثر تلسکوپ را کاهش می دهد. در تلسکوپ های بزرگ معمولا کاهنده کانونی به ابزاری چند منظوره گفته می شود که علاوه بر گرفتن تصویر، طیف سنجی با توان تفکیک پایین و متوسط را نیز انجام می دهد. در این پایان نامه در پی طراحی سیستم اپتیکی هستیم که بتواند از خروجی تلسکوپ رصدخانه ملی ایران، طیف و تصویر بگیرد. از این رو، در آغاز به اهداف نجومی تلسکوپino و ابزارگان آن در محدوده طول موج مرئی، نزدیک فرابنفش پرداخته می شود. در ادامه پس از بررسی تلسکوپ و انواع آن، کاهنده کانونی مناسبی جهت تصویربرداری نجومی معرفی شده است. همچنین به طیف و کاربردهای آن در نجوم، انواع طیف نما، اجزاء طیف نما و پارامترهای موثر در طراحی یک طیف نما پرداخته شده است. ضمنا جهت تصویربرداری مستقیم و طیف نمایی، چند سیستم اپتیکی برای کاهنده کانونی توسط برنامه زیمکس برای تلسکوپ رصدخانه ملی ایران پیشنهاد شده است.

این تحقیق به دو قسمت تقسیم می شود: در قسمت اول، به کمک داده های شبیه سازی، تحول درخشان ترین عضو گروه های فسیل مورد بررسی قرار می دهیم. مشخصه گروه های فسیل، اختلاف قدر بالا میان دو عضو درخشان گروه است، درحالیکه در گروه های کنترل، اختلاف قدر پایین است. ویژگیهای ستاره ای درخشان ترین عضو گروه های فسیل و کنترل، مانند ستاره زایی و تاریخچه ادغام آن را با یکدیگر مقایسه کردیم. در قسمت دوم، به کمک الگوریتم fof ، حدود 620 گروه را از مساحی sdss استخراج کردیم که درخشان ترین عضو آنها، درخشان تر از -22 است. سپس به کمک داده های شبیه سازی و رصدی، اختلاف قدر گروه ها را در هاله های کم جرم با یکدیگر مقایسه کردیم. با معرفی کمیت اختلاف قدر بعنوان یک قید رصدی، نشان می دهیم که مدل های شبه تحلیل چه میزان با شواهد رصدی نزدیک هستند.

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.

مطالعه ی گروه ها و خوشه های کهکشانی به عنوان بزرگ ترین سیستم های ویریالی در کیهان همواره مورد توجه کیهان شناسان بوده است. امروزه کیهان شناسان در دو حیطه ی رصدی و کامپیوتری دوشادوش یکدیگر به مطالعه ی این سیستم ها می پردازند. بدون شک بهترین ابزار برای بررسی روند تحولی کیهان، شبیه سازی بر اساس مدل های رصدی است. ما از داده های شبیه سازی میلنیوم استفاده کرده و تحول گروه های کهکشانی از جمله گروه های فسیل و کنترل و همچنین گروه های خیلی پیرتر و خیلی جوان تر پرداخته ایم. گروه های فسیل برای داشتن یک کهکشان بزرگ و بسیار درخشان در مرکزشان شهرت دارند. ما براین باوریم که گروه های پیر از جمله فسیل ها، مدت های زیادی است که ادغام بزرگ و اصلی چشم گیری نداشته اند. ما در شبیه سازی میلنیوم این گروه های خاص را یافته و در انتقال به سرخ های مختلف دنبال می کنیم. با این کار اگر این گروه ها واقعاً گروه هایی کم تغییر باشند، باید این را در تحول پارامترهای مختلف این گروه ها ببینیم. ما با بررسی پارامترهایی از جمله انباشتگی جرمی، اختلاف قدر بین اولین و دومین عضو پرنور گروه، تمرکزگرایی جرمی، سرعت پخشی و تابع درخشندگی نشان می دهیم که گروه هایی که ادعا می کنیم پیر هستند به درستی مدت های زیادی است که تحول چندانی نداشته اند. در حقیقت تحولی که در این گروه ها می بینیم بسیار کم تر از دیگر گروه های جوان تر است. در بررسی تابع درخشندگی گروه ها، مشخصه های این تابع را در برای گروه های فسیل، پیر و جوان در زمان های مختلف مطالعه می کنیم. در فسیل ها یک افتادگی شدید در انتهای پرنور تابع درخشندگی مشاهده می شود. از سوی دیگر، تحول lf در گروه های پیر به نسبت جوان ها و حتی فسیل ها بسیار کم تر است. این تحول در تابع درخشندگی را برای گروه ها در گذر زمان هم بررسی می کنیم. ما گروه های خاصی را در شبیه سازی می یابیم و تحول lf آن ها را در طول فرآیند ادغام اصلیشان بررسی می کنیم و نشان می دهیم که نسبت تعداد کهکشان های کوتوله به غول(dgr) در طول ادغام تغییر می کند. در گام دیگر ما گروه ها را برحسب سرعت پخشی بین بندی کرده و در گذر زمان به بررسی lf می پردازیم. در این مرحله تأثیر ادغام گروه ها با یکدیگر و تشکیل گروه ها و خوشه های بزرگ تر و پرجرم تر را بر انتهای پرنور و کم نور تابع درخشندگی می بینیم.