در این پایان نامه، در قسمت اول روش وردشی ریلی- ریتز را برای مطالعه ی نوسانات عرضی لوله های شار مغناطیسی به کار می بریم. لوله ی شار در شرایط تاج در نظر گرفته می شود. اختلال ها به دو مولفه ی غیرچرخشی و استوانه ای تجزیه شده و معادلات mhd به یک مساله ی ویژه مقداری ماتریسی کاهش داده می شوند. در مورد لوله ی شار با لایه بندی طولی چگالی، بسامدهای وجوه کینک (پایه و برانگیخته) محاسبه می شوند. نتایج در توافق خوبی با مطالعات قبلی است. همچنین اثر لایه بندی طولی چگالی در امتداد محور حلقه، بر وجوه شبه کینک جمعی دستگاهی از حلقه های تاج بررسی می شود. دستگاه حلقه های تاج به شکل استوانه هایی از لوله های شار موازی مدل می شود، به طوری که دو انتهای هر حلقه در شید سپهر پر چگال قرار دارد. لوله های شار به شکل میدان های مغناطیسی یکنواخت، با لایه بندی چگالی در طول محور حلقه و با تغییر ناپیوسته در سطوح جانبی هر استوانه در نظر گرفته می شوند. معادلات mhd، به حل دستگاهی از دو رابطه ی پاشندگی جفت شده برای بسامدها و اعداد موج در حضور لایه بندی چگالی، کاهش می یابند. بسامدهای اصلی و فرعی اول و اعداد موج طولی محاسبه می شوند. در مورد خاص سیستمی از حلقه های تاج بدون لایه بندی چگالی، نتایج پیشین تایید می شوند. نتایج به دست آمده نشان می دهد که با افزایش پارامتر لایه بندی طولی چگالی، بسامدها کاهش می یابند. نسبت بسامدهای فرعی اول به اصلی، تابعی بسیار حساس از پارامتر مقیاس طول چگالی است. بنابراین لایه بندی طولی چگالی در دینامیک سیستم حلقه های تاج نقش دارد و باید در نظر گرفته شود. قسمت دوم به مطالعه ی تصاویر فرابنفش دور و تحلیل تصاویر ابزار aia از ماهواره ی sdo اختصاص یافته است. ما الگوریتم های موجود بخش بندی خودکار را معرفی کرده و به مطالعه و گسترش روش های خودکار در این زمینه می پردازیم. این الگوریتم ها را در تحلیل آماری حلقه های نواحی فعال به کار می بریم. این ابزار در تشخیص پارامترهای هندسی حلقه مانند طول، خمش یا هلالی شکلی و تحلیل تغییرات شدت در طول حلقه مفید است و کمک می کند تا بتوانیم رابطه ی آماری این پارامترها با محل حلقه در ناحیه ی فعال را بررسی کرده و تغییرات دمایی پارامترها را مطالعه کنیم و به علاوه ببینیم که آیا تغییرات زمانی یکنواخت یا ناگهانی برخی از پارامترهای حلقه می تواند به عنوان پیش ساز فوران های پرانرژی نواحی فعال شناخته شود.

از آنجایی که ساختار و دینامیک تاج خورشید تحت کنترل میدان مغناطیسی است، این کمیت نقش مهمی را در فیزیک خورشید ایفا می کند. غالبا، اندازه گیری مستقیم میدان مغناطیسی تاج امکان پذیر نیست. از اینرو، میدان مغناطیسی شیدسپهر بطور منظم با دستگاهی بنام مغناطونگار اندازه گیری می شود. این مقادیر بدست آمده در تاج خورشید برون یابی می شوند. میدان مغناطیسی تاجی برون یابی شده، به فرضیاتی در رابطه با پلاسمای تاجی مانند فرض بدون نیرو بودن میدان مغناطیسی بستگی دارد. بدون نیرو بودن بدین معنا است که از تمام نیروهای غیرمغناطیسی مانند گرادیان فشار و گرانش صرفنظر می شود. فرض بدون نیرو به علت شرایط فیزیکی بتای پلاسما در تاج خورشید کارآمد است. با این حال، توجه به نوفه و نیروهای غیرمغناطیسی در شیدسپهر خورشید که میدان مغناطیسی در آن اندازه گیری می شود، ضروری است. در این کار، ابتدا با بیان ریاضی به شرح روش میدان بدون نیروی خطی پرداخته ایم. در این بخش، از روش نیمه تحلیلی سی هافر برای بازسازی خطوط میدان مغناطیسی بدون نیروی خطی بر روی داده های مغناطوگرام استفاده کرده ایم. این داده ها توسط تلسکوپ فضایی اِس دی او/اِچ اِم آی برای شراره خورشیدی رده c ثبت شده در طول موج 171 آنگستروم در 27 آوریل 2013 بین ساعات 05:44:22 ut تا 05:50:34 ut گرفته شده اند. نتایج بدست آمده از این بازسازی بر روی داده های اِی آی اِی رسم شده اند. خطوط میدان مغناطیسی بازسازی شده با تقریب مناسبی با خطوط و حلقه های میدان مغناطیسی تصویر مربوطه سازگارند. ما این کار را برای زمان های قبل، بیشینه و بعد از وقوع شراره انجام داده ایم. بعد از بازسازی میدان مغناطیسی تاجی به روش خطی، به مرور روش های عددی مختلف شامل روش های انتگرال گیری رو به بالا، روش اِم اِچ دی تخفیفی و روش بهینه سازی برای برون یابی میدان مغناطیسی بدون نیروی غیرخطی تاج خورشید پرداخته ایم. سپس، با اجرای کد ویگلمن که به زبان c نوشته شده است، میدان بدون نیروی غیرخطی را بر روی یک داده مغناطوگرام دلخواه با روش بهینه سازی ویتلند بازسازی کرده ایم. همچنین این کار را با الگوی لُ و لو تکرار و نتایج را با روش ویتلند، مقایسه نموده ایم. نتایج بدست آمده از این دو روش با یکدیگر سازگارند که این نشان دهنده موفقیت روش ویتلند است.

خورشید ستاره ای فعال از لحاظ مغناطیسی است. یکی از نواحی خورشید که میدان مغناطیسی در تحولات آن نقش موثری دارد، تاج خورشید است. تاج خورشید ازجمله مناطق خورشید است که در آن پدیده های فیزیکی شگفت انگیزی رخ می دهد. یکی از این پدیده ها گرمایش تاج خورشید است. دمای سطح خورشید (شید سپهر) در حدود 6000 درجه کلوین است، اما در لایه های بالاتر دما تا 2000000 درجه کلوین افزایش می یابد. یکی از پاسخ هایی که می توان به این پدیده داد، بر اساس وجود میدان مغناطیسی در این نواحی است. متاسفانه تاکنون میدان مغناطیسی در لایه های بالاتر از شید سپهر با دقت لازم رصد نشده است. به همین دلیل بازسازی میدان مغناطیسی در این نواحی از اهمیت خاصی برخوردار است. الگوهای متفاوتی برای میدان مغناطیسی تاج خورشید وجود دارد که ازجمله می توان به الگوهای میدان پتانسیلی، میدان بدون نیروی خطی و میدان بدون نیروی غیرخطی اشاره نمود. در این رساله با استفاده از الگوی میدان پتانسیلی به بازسازی میدان در تاج خورشید پرداخته ایم. برای بازسازی میدان از داده های مگنتو گرام مربوط به یک شراره رده m که در 13 نوامبر 2013 بین ساعات 14:57 تا 15:41 روی داده، استفاده نموده ایم. سپس، داده های موردنظر را با استفاده از کد ویگلمن که به زبان برنامه نویسی آی دی اِل نوشته شده با استفاده از روش بهینه سازی ویتلند، بازسازی نموده ایم. با بررسی نتایج بازسازی به این نتیجه رسیدیم که برخلاف سادگی ریاضیاتی و محاسباتی الگوی پتانسیلی، این روش دقت خوبی برای بازسازی میدان مغناطیسی تاج خورشید را ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

به منظور بررسی تحول طیفی جمعیت ستاره ای، توزیعات طیفی انرژی (seds) را برای جمعیت های ستاره ای ساده در سن های مختلف، با استفاده از کتابخانه galaxev، بدست آوردیم. سپس، با استفاده از طیف مدل جمعیت ستاره ای، پارامترهای فیزیکی برای طیف مشاهده شده کهکشانها از طول موج °a3200 تا a°9500، بدست آمدند. داده های طیفی کُلمَن و وو (1980) را برای بدست آوردن طیف چهار نمونه کهکشان، واقع در منطقه ی فروچگال بکار بردیم. این داده های تجربی از منابع مختلف هستند که ترکیب و میان گیری شده و تمامی آنها به انتقال به سرخ های زیاد برون یابی شده اند. از سوی دیگر، 16 طیف ساختگی را با در نظر گرفتن تابع توزیع جرم سالپِتِر، تابع نرخ تشکیل ستاره به صورت نمایی و ثابت و فراوانی فلزی خورشیدی برای همه ی طیفها، رسم کردیم. از مقایسه طیفهای مشاهداتی و طیفهای مدل جمعیت ستاره ای، به بررسی توزیع سنی جمعیت در کهکشانهای بیضوی، نامنظم و دو نمونه مارپیچی، واقع در منطقه ی فروچگال پرداختیم و پارامترهای سن و مقیاس زمانی را برای هر یک از چهار نوع کهکشان بدست آوردیم. مقیاس زمانی بدست آمده برای هر نوع کهکشان، مشابه با آن چیزی است که کافمن و چارلُت در سال 1998 برای انواع کهکشانها بدست آوردند. سن کهکشانهای بیضوی 10 میلیارد سال بدست آمد، که نشان می دهد این نوع کهکشان، جمعیت ستاره ای پیر دارد، سن کهکشانهای نامنظم 5 میلیارد سال بدست آمد، پس این نوع کهکشان، جمعیت ستاره ای با سن متوسط دارد و در مورد کهکشانهای مارپیچی، بایستی داده های بیشتری را بررسی کنیم تا نتیجه دقیقی حاصل شود.

در این رساله دومساله مورد مطالعه قرار می گیرد. در بخش اول تحول سیستمی مرکب از ذره و تصویر آینه ای آن در فضای فاز گسترش یافته بررسی می شود. این کار با کوانتش هامیلتونی گسترش یافته برای سیستم فوق و استخراج یک معادله شبه شرودینگر انجام می شود. در بخش دوم جوابهای معادله لیوویل با استفاده از روش تابع مولد موثر و تابع توزیع ویگنر بدست می آید.

مشاهدات رصدی توسط تلسکوپ رادیویی45 متری نویی یاما نشان می دهد که در ابرهای میان ستاره ای ساختار های گسسته و پیوسته فیلمانی وجود دارد . عده ای معتقدند که ساختارهای گسسته از ناپایدارشدن ساختارهای پیوسته حاصل می شوند. بنظر می رسد حضور میدان مغناطیسی و دوران در ناپایداری این ساختارها نقش دارند. افرادی نیز در این راستا نتایج معقولی بدست آورده اند. در این پایان نامه نیز به مسئله فوق پرداخته شده است و نقش میدان مغناطیسی و دوران در ناپایداری یک شاره استوانه ای با مشخصات فیزیکی متناظر با ساختارهای فیلمانی موجود در سحابی شکارچی با روشی متفاوت بررسی شده است . نتایج بدست آمده ضمن توجیه ساختارهای مذکور با نتایج دیگران سازگار است.

هدف از اجرای این طرح، طراحی و ساخت تجهیزات مربوط به سیستم سمتی و ارتفاعی تلسکوپ رادیویی است .بشقاب مربوط به این تلسکوپ با قطر حدود 5 متر (5/14 فوت ) است . اهداف پیش بینی شده طبق زمانبندی مورد نظر در طرح حاصل شده است و در حال حاضر، تلسکوپ مذکور به مرحله بهره برداری رسیده و از تعدادی از اجرام رادیویی آسمان، سیگنال دریافت شده است.