خرید اینترنتی بلیط هواپیما, تور مسافرتی, رزرو هتل

رزرو هتل کیش،رزرو هتل شیراز،رزرو هتل اصفهان،رزرو هتل دبی

خرید اینترنتی بلیط هواپیما, تور مسافرتی, رزرو هتل

رزرو هتل کیش،رزرو هتل شیراز،رزرو هتل اصفهان،رزرو هتل دبی

پژوهش علمی دانشگاه-— (342)- جدید

دوشنبه, ۱۰ مهر ۱۳۹۶، ۰۸:۲۸ ب.ظ


ما همچنین می توانیم هر یک از اجزای عالم را به صورت کسری از چگالی انرژی بحرانی به صورت زیر فرض کنیم: Ωi≡ρiρc . که اندیس زیرین i نماینده ماده، انرژی و خمش می باشد. مقادیر امروز پارامتر بدون بعد چگالی به این صورت است: [57] Ωk≡-k3H02 .ΩΛ≡Λ3H02 .Ωm≡8πGρm3H02 . با استفاده از این روابط …


مقاله دانشگاه- — (342)- ریسرچ دانشگاه

ما همچنین می توانیم هر یک از اجزای عالم را به صورت کسری از چگالی انرژی بحرانی به صورت زیر فرض کنیم: Ωi≡ρiρc . که اندیس زیرین i نماینده ماده، انرژی و خمش می باشد. مقادیر امروز پارامتر بدون بعد چگالی به این صورت است: [57] Ωk≡-k3H02 .ΩΛ≡Λ3H02 .Ωm≡8πGρm3H02 . با استفاده از این روابط می توان معادله فریدمن را بصورت زیر بازنویسی کرد: Ωk=Ωm+ΩΛ-1=Ωtot-1 . سپس می توانیم هم ارزی های زیر را بنویسیم: k=1 Ωtot>1 ρ>ρc بازk=0 Ωtot=1 ρ=ρc تختk=-1 Ωtot<1 ρ<ρc بسته هم ارزی های بالا بیان می کنند که طبق مدل استاندار کیهان شناسی و با توجه به مقادیر هرکدام از پارامتر ها سیر تحول جهان به چه صورتی خواهد بود. انرژی تاریک بصورت میدان های نرده ایایده پایه این تعبیر از انرژی تاریک به این صورت است که انرژی تاریک بوسیله معادله حالت متغیّری تعریف گردد. انرژی تاریک پویا توسط سازوکار میدان های نرده ای که از یک پتانسیل متناسب استنتاج می شوند لحاظ می گردند. امروزه مدل های مختلفی از میدان های نرده ای از جمله کوئینتسنس، فانتوم و کوینتوم مورد مطالعه قرار گرفته اند که در ادامه به آن ها خواهیم پرداخت. مدل های میدان کوئینتسنس و فانتومانرژی تاریک معمولاً توسط معادل حالت ω=pρ بیان می گردد. مقداری معادل ω<-1/3 مورد نیاز است تا سیر تحول کیهان شتاب دار باشد. برای مدل استاندارد کیهان شناسی ω برابر -1 می باشد. یکی از مدل های انرژی تاریک که اخیراً مورد توجه قرار گرفته کوئینتسنس است. یک میدان نرده ای در حال تحول که از لحاظ فضایی ناهمگن و دارای فشار منفی است. معادله حالت در این مدل در بازه -13>ω>-1 می شود. هرچه مقدار ???? کوچکتر باشد، منجر به مقادیر بزرگ تر شتاب در سیر تحول می گردد.[45] در کنار کوئینتسنس، فانتوم به صورت لاگرانژی میدان اسکالر به همراه ترم جنبشی منفی تعریف می گردد. معادله حالت در مدل فانتوم به صورت ω<-1 بیان می شود. [46] کنش در کوئینتسنس به صورت زیر رابطه بندی می گردد: [47] S= d4x -g [ -116πGR+ϵ2 gμν ∂μϕ ∂νϕ-Vϕ+ LM] . برای مدل کوئینتسنس ϵ = 1 و برای مدل فانتوم ϵ = -1 میباشد که توسط کالدول پیشنهاد گردیده است . [48] کمیت Lm محتوای ماده تاریک جهان را نمایندگی می کند. چگالی انرژی ρM و فشار pM توسط معادله حالت به هم وابسته می گردند pM= ω ρM . با احتساب 8????G = c = ℏ =1 ، چگالی فشار و انرژی کوئینتسنس بصورت زیر بیان می گردند: ρQ= ϵ2 ϕ2+Vϕ , pQ= ϵ2 ϕ2-Vϕ . تحول میدان نرده ای معادل تغییرات کنش نسبت به ???? خواهد بود: ϕ+3Hϕ+ϵ∂Vϕ∂ϕ=0 . مدل کوئینتوم با دو میدان نرده ایبرای شروع چارچوب مدل کوئینتوم را می سازیم. این موضوع می طلبد تا دو میدان اسکالر به نام های میدان کانونی ???? و میدان فانتوم ???? تعریف نماییم که انرژی تاریک به ترکیب این دو نسبت داده می شود. کنش در مدل کوئینتوم بصورت زیر تعریف می گردد: [49] و [50] S= d4x -g [ -116πGR+ϵ2 gμν ∂μϕ ∂νϕ-Vϕ+ϵ2 gμν ∂μσ ∂νσ-Vσ+ LM] . برای این مدل، معادلات فریدمن بر اساس کمیت های زیر بیان میگردد: H2=13 [ρM+ρϕ+ρσ] , H=12 [ρM+pM+ρϕ+pϕ+ρσ+pσ] . که ρϕ , pϕ و V(ϕ) چگالی ، فشار و پتانسیل میدان کانونی و ρσ, pσ و V(σ) کمیت های متناظر برای میدان فانتوم هستند. ρϕ= 12 ϕ2+Vϕ , pϕ= 12 ϕ2-Vϕ . ρσ= 12 σ2+Vσ , pσ= 12 σ2-Vσ . معادله پیوستگی برای میدان های کانونی و فانتوم بصورت زیر تعریف می گردد: ρϕ+3Hρϕ+pϕ=0 . ρϕ+3Hρϕ+pϕ=0 . بنابراین اکنون می توانیم معادلات تحول میدان های مدل کوئینتوم را بصورت زیر تعریف کنیم: ϕ+3Hϕ+∂Vϕ∂ϕ=0 .  
 نکته مهم : هنگام انتقال متون از فایل ورد به داخل سایت بعضی از فرمول ها و اشکال (تصاویر) درج نمی شود یا به هم ریخته می شود یا به صورت کد نشان داده می شود ولی در سایت اصلی می توانید فایل اصلی را با فرمت ورد به صورت کاملا خوانا خریداری کنید: سایت مرجع پایان نامه ها (خرید و دانلود با امکان دانلود رایگان نمونه ها) : jahandoc.com   σ+3Hσ+∂Vσ∂σ=0 . روش تحلیلما هم اکنون از روش آماریχ2 برای یافتن بهترین تطابق پارامتر های کیهانی استفاده می کنیم. [51] و [52] روش χ2 برای تعیین اختلاف بین مقادیر مورد انتظار و مقادیر مشاهده شده در علوم مختلف به کار می رود. [53] هر چه مقدار χ2 کمتر شده و به صفر نزدیک تر گردد نشان می دهد که مقادیر بدست آمده بصورت نظری مطابقت بیشتری با مقادیر واقعی برآمده از واقعیت دارد. رابطه χ2 بصورت رابطه زیر بیان می شود: [54] χ2p= k=18vthzkp- vMCzk2σkzk2 . که p نمانیده پارامترهای کیهانی می باشد. vth و vMC مقادیر مورد انتظار و شبیه سازی تغییر سرعت می باشد. خطاهای محاسبات تغییر سرعت نیز با کمیت σk نشان داده می شود.[55] نتایجدر مدل های میدان های نرده ای ، پتانسیل به صورت پتانسیل توانی در نظر گرفته می شود: Vϕ∝ϕμ , Vσ∝σν, μ&ν=1 . برای مدلهای منطبق شده پارامتر های کیهانی بصورت زیر بدست آمد که مشاهده می نمایید: ΩM=0.29 , H0=76.5 , χ2=0.8021321281کوئینتسنس ΩM=0.29 , H0=88.6 , χ2=0.8021326889فانتوم ΩM=0.3 , H0=80.6 , χ2=0.8679093622کوئینتوم تغییر سرعت نسبت به انتقال به سرخ منبع در نمودار (5-1) نمایش داده شده است. همچنین در این نمودار مقایسه مقادیر پیش بینی شده توسط مدل های گوناگون صورت پذیرفته است. شکل 5-1- تغییرات سرعت بر حسب انتقال به سرخ نمودار دوم تغییرات زمانی انتقال به سرخ را بصورت تابعی از انتقال به سرخ برای مدل استاندارد ΛCDM و مدل های میدان نرده ای، در یک بازه زمانی ????t = 10 yr نشان می دهد. همانطور که مشاهده می گردد مدل های کوئینتسنس و کوئینتوم دارای یک شکل هستند، لکن تفاوت آن ها در انتقال به سرخ های بالا خود را نشان می دهد. برای تمامی مدل های میدان نرده ای انتقال ازشتاب مثبت به منفی در انتقال به سرخ zt~ 2.16 صورت می پذیرد. در حالی که این مورد برای مدل اسنتاندارد ΛCDM در انتقال به سرخ zt=0.36 انجام می گیرد. شکل 5-2- تغییرات انتقال به سرخ بر حسب انتقال به سرخ همانطور که پیش تر معرفی گردید، پارامتر چگالی بصورت زیر تعریف می گردد: Ωi≡ρi/ρc . که ρc=3H28πG چگالی بحرانی و i انرژی تاریک و ماده تاریک را نمایندگی می کند. رابطه میان Ωi و انتقال به سرخ در نمودار (5-3) نمایش داده شده است. شکل 5-3- چگالی انرژی تاریک و ماده تاریک صورت تابعی از انتقال به سرخ برای مدل های میدان نرده ای این نمودار نشان می دهد که تسلط انرژی تاریک سبب شتاب در انبساط جهان می گردد. افزایش چگالی انرژی تاریک سبب انتقال انبساط کاهیده جهان به انبساط شتابدار می باشد. در نمودار (5-3) مقداری از انتقال به سرخ که انرژی تاریک و ماده تاریک دارای مقادیری برابر می شوند را می توان مشاهده نمود که با zeq آن را معرفی می کنیم. برای مدل های استاندارد ΛCDM این مقدار برابر 0.44 و برای مدل های میدان نرده ای برابر 0.35 می باشد. [56] تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم انتقال به سرخ در این قسمت قصد داریم با استفاده از روابط بدست آمده در فصول 3 و 4 اقدام به پیش بینی میزان تغییر در طول موج طیف مشاهده شده در زمان مشخص اقدام کنیم: 1+z=λobsλemt . Δt0= Δt 1+z . Δz= H0 Δt0 (1+z- HzH0) . که در این روابط انتقال به سرخ کیهانی مقداری معلوم است و توسط شبیه سازی v انجام شده در قسمت قبلی بدست آمده است. در صورتی که λemt طول موج هنگام انتشار باشد، بر آنیم تا λobs ، طول موج مشاهده شده بعد از زمان ∆t0 را پیش بینی کنیم. برای این منظور رابطه (5-29) و (6-29) را ادغام می کنیم: ddt0 1+z= ddt0 (λobsλemt) . dzdt0= ddt0λobsλemt-(d1+z dtλemt)λobs λemt2 . در صورتی که λemt ثابت باشد، عبارت ddtλemtλobs برابر با 0 خواهد بود. پس: dzdt0= ddt0λobsλemt λemt2= ddt0λobs/ λemt . و این رابطه بصورت زیر ساده میگردد: ddt0λobs= z λemt . رابطه (5-34) معادله نهایی پیش بینی تغییرات λobs بر اثر گذشت زمان می باشد. با استفاده از این رابطه و مقادیر شبیه سازی شده z که با روش شبیه سازی شده در بخش قبل حاصل گردید، می توانیم به مرحله آزمایش عملیات نظری سنجش نرخ تغییرات انتقال به سرخ و در نتیجه اندازه گیری مستقیم شتاب عالم وارد شویم. طرح اصلی که از ابتدا در رابطه با این رساله بدنبال آن بودیم شامل سه محور اصلی است که البته تنها در دو محور از سه محور به نتیجه مورد نظر نایل آمدیم. محور اول و دوم ، شامل مراحل نظری تعیین نرخ تغییرات انتقال به سرخ کیهانی است که بصورت بخش های جداگانه در این فصل بررسی گردیدند. محور سوم و تکمیل کننده این طرح، موضوع مشاهده مستقیم نرخ تغییرات انتقال به سرخ طیف کوازارها و جنگل لیمان آلفا به عنوان بهترین نامزد آزمایش تغییرات انتقال به سرخ می باشد. این مشاهده که می بایست در یک بازه زمانی بلند مدت 10 الی 20 ساله صورت پذیرد، منجر به تایید و یا عدم تایید نتایج بدست آمده در دو محور پیشین خواهد شد. فصل ششم نتیجه گیری نتیجه گیریانبساط عالم یکی از مسائلی است که توجه بسیاری کیهان شناسان قرن اخیر را به خود جلب کرده است. این موضوع اولین بار توسط ادوین هابل ستاره شناس آمریکایی و بر پایه مشاهدات رصدی وی مطرح گردید. مشاهدات کیهانی نشان داده است که انبساط جهان شتاب دار است و هر لحظه بر سرعت ان افزوده میگردد، اندازه گیری این شتاب در زمان حاضر و سیر تحول آن جهت بازسازی تاریخچه جهان و نحوه انبساط عالم تبدیل به یکی از مسائل بحث برانگیز و جذاب کیهان شناسی شده است و دانشمندان بسیاری در جهت پیشبرد آن فعالیت می نمایند. ساندج اولین فردی بود که استفاده از تغییرات انتقال به سرخ را جهت اندازه گیری مستقیم شتاب عالم در 1962 پیشنهاد نمود. اما اندازه گیری این تغییرات در محدوده ابزار مشاهده و طیف سنجی آن زمان نبود. لوب در سال 1998 طیف جنگل لیمان آلفای مشاهده شده از کوازارها را به عنوان بهترین نامزد جهت اندازه گیری مستقیم شتاب عالم معرفی نموده و اخذ نتیجه از این آزمایش را با توجه به ابزار عصر حاضر و روند ارتقاء سطح فناوری ممکن دانسته است. بر این اساس اندازه گیری شتاب عالم بر پایه مشاهده تحول طیف جنگل لیمان آلفا طی یک بازه زمانی 10 الی 20 ساله قابل کشف خواهد بود. موضوع کلی بحث رساله حاضر معرفی و بررسی تحول جنگل لیمان آلفا ، طیف جذبی حاصل از مشاهده کوازار ها می باشد. در فصل اول ، به تاریخ نجوم و معرفی ابزار مشاهده از گذشته تا به امروز پرداخته و سعی نمودیم تا اندکی در باب مشاهده آسمان وارد شویم. در فصل دوم کوازار را به عنوان یکی از پدیده های مهم در کیهان معرفی نمودیم و به بررسی طیف حاصل از مشاهده آن پرداختیم. در ادامه گذار لیمان آلفا در اتم هیدروژن بررسی شده و مکانیزم تشکیل جنگل لیمان الفا در طیف حاصل از مشاهده کوازار مطرح گردید و سپس عوامل تعریف کننده و مشخصات طیف و جذب کننده های آن مورد بررسی قرار گرفت. در فصل سوم بصورت نسبتاً کاملی به مشاهدات هابل، پارامتر هابل به عنوان عنصر معرف نرخ انبساط جهان و انتقال به سرخ پرداخته شد. در ادامه تفاوت انتقال به سرخ داپلری و کیهانی با معرفی متریک FLRW و معادلات فریدمن مورد بررسی قرار گرفت تا مقدمه ای باشد برای فصل چهارم که به تحول جنگل لیمان آلفا در حضور ابرهای جذب کننده این طیف بپردازیم. در این فصل اثر حرکت ابر های جذب کننده طول موج بر طیف جنگل لیما آلفا مورد بررسی قرار گرفته و تغییرات انتقال به سرخ را به عنوان اختلال وارد شده در طیف بدست آوردیم. در این زمینه ابتدا اختلال مربوط به جذب و بازنشر ابر های مختلف در فواصل گوناگون در روابط وارد می شوند و سپس توضیح داده می شود که حذف این موارد منجر به رابطه اولیه تغییرات انتقال به سرخ خواهد شد که در ابتدای فصل بدست آورده ایم. همانطور که می دانیم مدل های مختلف کیهان شناسی جهت توضیح جهان و دینامیک آن توسط دانشمندان پیشنهاد گردیده اند. در فصل ششم تغییرات انتقال به سرخ به عنوان یکی از موضوعات مهم کیهان شناسی با مدل های مختلف انرژی تاریک آزمایش شده و منطبق می گردد. در این کار ما از نقاط شبیه سازی شده تغییر سرعت آشکار (مربوط به اجسام کیهانی) برای آزمایش انتقال به سرخ که توسط شبیه سازی مونت کارلو با فرض مدل استاندارد کیهان شناسی تولید شده است استفاده نموده ایم. این روش به عنوان روش غیر مستقیم برآورد مقادیر تغییرات انتقال به سرخ شناخته می شود، که می تواند به عنوان یکی از بخش های طرح اصلی که به عنوان پیشنهاد مطرح می شود لحاظ گردد. طرح اصلی که از ابتدا در رابطه با این رساله بدنبال آن بودیم شامل سه محور اصلی است که البته تنها در یکی از سه محور به نتیجه مورد نظر نایل آمدیم. محور اول که در بخش اول فصل پنجم بدان پرداخته شد مربوط به محاسبه نرخ تغییرات انتقال به سرخ بصورت غیر مستقیم بر اساس نقاط شبیه سازی شده تغییر سرعت آشکار اجسام کیهانی می باشد. محور دوم، عبارتست از تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم تغییرات انتقال به سرخ کیهانی. در این زمینه نیز پیشرفت هایی حاصل شد و روابط مورد انتظار با استفاده از روابط انتقال به سرخ بدست آمده از فصل دوم بدست آمدند. که در قسمت دوم فصل پنجم این رساله به آن پرداخته شده است. محور سوم و تکمیل کننده این طرح، مشاهده مستقیم نرخ انتقال به سرخ کیهان و سپس محاسبه شتاب انبساط جهان خواهد بود. این مشاهده که در یک بازه زمانی بلند مدت 10 الی 20 ساله صورت می پذیرد، در نهایت منجر به تایید و یا عدم تایید نتایج بدست آمده در دو محور پیشین خواهد شد. متریک FLRW هابل در سال 1929 پی برد که انبساط جهان نگرشی برای پشتیبانی از مدل فریدمن (1922) فراهم می‌کند که پس از آن توسط لامر و رابرتسون و واکر توسعه یافت. مدل FLRW انبساط جهان همگن و همسانگرد را توصیف می‌کند. عنصر خطی رابرتسون - واکر به صورت زیر بدست می آید: در یک جهان همگن برای یک زمان داده شده t ، پارامتر های فیزیکی نظیر چگالی و دما در همه مکان ها یکسان است. ما میتوانیم فاصله را بصورت زیر بازنویسی کنیم: ds2= c2dt2-dl2 . یک سطح کروی چهار بعدی اقلیدسی را تصور نموده و مختصات کارتزین آن را با پارامترهای قطبی – کروی جایگزین می کنیم. dl2=dρ2+ ρ2 dΩ2+dω2 . که زاویه فضایی بصورت تابعی از θ و φ قابل تعریف است: dΩ2= dθ2+ sin2θ dφ2 . همچنین R2 به عنوان حجم فضا-زمان خواهد بود x2 +y2 +z2 +ω2= ρ2 +ω2 =R2 . که دیفرانسیل آن برابر صفر محاسبه می گردد ρ dρ+ ω dω=0 . و این رابطه عنصر دیفرانسیلی زمان را بصورت زیر بدست می دهد dω2 =ρ2 dρ2/ω2 =(ρ2 dρ2)/(R2-ρ2) . و سپس عنصر مکانی فاصله بر اساس روابط بالا تعریف خواهد شد dl2 = dρ2 - ρ2dρ2R2 -ρ2+ρ2 dΩ2 . و با فاکتور گیری از dρ2R2 -ρ2 خواهیم داشت dl2= dρ21-ρR2+ ρ2 dΩ2 . که این عبارت فضای سه بعدی همگن و همسانگرد را تعریف می نماید. با جایگزینی مقادیر k=1R2 (خمش فضا) و ρ=Rr به این عبارت می رسیم: dl2=R2 (dr21-kr2+r2dΩ2) . که برای k مقادیر 0 , -1 , +1 قابل رخداد است. بر اساس موارد بالا، متریک فریدمن رابرتسون واکر به اینصورت فرمول بندی میشود: ds2= c2dt2-a2tdr21-kr2+r2dθ2+r2sin2θdϕ2 . t زمان کیهانی، r شعاع بدون بعد و θ و ϕ زوایای معمول مختصات کروی هستند. K نشان‌دهنده انحنای بخش قطبی است که می‌تواند 0 ،1+ یا 1- باشد. a(t) فاکتور مقیاس است. فهرست منابع Dreyer, J.L.E. , A History of Astronomy from Thales to Kepler , Dover Publications Inc. 1953. Karttunen, H. et al. Fundamental Astronomy. Springer (2007). Kruger, Albrecht. - Astronomy and Radio Physics . Geophysics and Astrophysics Monographs. Boston: D.Reidel Pub. Co. Muhleman, D. O. Microwave Probing of the Invisible, gps.caltech.edu. Ellis, G. F. Issues in the Philosophy of Cosmology. arXiv: astro-ph0/0602280v2 (2006). Hart, R. , Brendzen, R. Complete Dictionary of Scientific Biography , http://www.encyclopedia.com/topic/Vesto_Melvin_Slipher.aspx (2008) Yoo, J. et al. Theoretical Models of Dark Energy. arXiv:1212.4726v1. (2012). Angelo, J. A. Encyclopedia of Space and Astronomy (2006). Irion, R. A Quasar in Every Galaxy. Sky and Telescope (2014). Thomsen, D. E. End of the World: You Won't Feel a Thing. Science News (Society for Science & the Public) 131 (25): 391. (1987). Varshalovich, D.A., Ivanchik, A.V., Balashev, S.A. , Quasar Spectroscopy and Cosmology. Journal of Physics: Conference Series 397 (2012) 012051. Pettini, M. Lecture 9 - THE INTERGALACTIC MEDIUM. Physical Cosmology, (2010). Cohn, J. Lyman alpha sys--s and cosmology: http://stron.berkeley.edu/%7Ejcohn/lya.html . Weinberg, D. H. , Astrophysics/9708213. (1997). Pettini, M. Lecture 10 - ABSORPTION LINE FORMATION AND THE CURVE OF GROWTH. Physical Cosmology. (2010). Bagla, J. S. Hubble, Hubble’s law and the expanding universe. Harish-Chandra Research Institute (2013). Hubble, E. P. Astrophcal Journal, 64, 321. (1926). Slipher, V. M. The Observatory, 40, 304. (1917). Hubble, E. et al. Astrophysical Journal, 82, 302. (1935). Mould, J. R. Astropysical. Journal, 529, 786. (2000). Weinberg, S. Gravitation and Cosmology. New York: Wiley (1972). Zeilik, M. et al. Introductory Astronomy and Astrophysics. Saunders College Publishing (1992). Harrison, E. The redshift-distance and velocity-distance laws. Astrophysics Journal, 403, 28-31. (1993). Harrison, E. Interpretation of extragalactic redshifts. Astrophysical Journal. 232, 18-19. (1979). Riess, A. Astrophysical. Journal. 607 665. (2004). Astier, P. Astrophysical Journal, 447, 31. (2006). Killedar, M. et al. Lyα absorbers in motion: consequences of gravitational lensing for the cosmological redshift drift experiment. arXiv:0910.4580v1 (2009). Sandage, A. Astrophysical Journal, 136, 319. (1962). Loeb, A. Astrophysical Journal, 499, 111. (1998). Uzan, p. et al. Time drift of cosmological redshifts and its variance. arXiv:0711.1950v2 (2007). Pasquini, L. The Messenger, 122, 10. (2005). Liske, J. et al. arXiv:0802.1926. (2008). Jain, D. et al. Phys.Lett.B692:219-225. (2010). Birkinshaw, M. et al. Nature, 302, 315. (1983). Rauch, M. ARA&A, 36, 267. (1998). Bartelmann, M. and Loeb, A. Astrophysical Journal, 457, 529. (1996). Uzan, J. Phys.Rev.D77:021301. (2008). Liske, L. Mon.Not.Roy.Astron.Soc.386:1192-1218. (2008). Perlmutter, S. Astrophys. J. 517, 565. (1999). Riess, A. Astron. J. 117, 707. (1999). Dobado, A. et al. An introduction to the dark energy problem. Departamento de F´ısica Te´orica, Universidad Complutense de Madrid; arXiv:0802.1873v1. (2008). Ryder, Lewis. Introduction to General Relativity, Cambridge University Press, p344. Dalarsson, M. , Dalarsson, N. , Tensor Calculus, Reletivity, and Cosmology. Elsevier Academic Press, p188. Caldwell, R. et al. Cosmological imprint of an energy component with general equation of state. Phys. Rev. Lett. 80, 1582-1585. (1998). Steinhardt, P. J. A quintessential introduction to dark energy. The Royal society, 10.1098/rsta.2003.1288. (2003). Kujat, J. et al. Phantom Dark Energy Models with Negative Kinetic Term. arXiv:astro-ph/0606735v3. (2006). Yoo, J. Int. J. Mod. Phys. D 21, 1230002. (2012). Caldwell, R. Phys. Lett. B 545, 23. (2002). Cai, Y. Volume 493, Issue 1, 1-60. (2010). Nojiri. S., Saridakis E. N., Astrophysics and Space Science, Volume 347, Issue 1 , pp 221-226, (2013). Farajollahi, H. et al. Astrophys.Space Sci. 341 663-667, (2012). Farajollahi, H. & Salehi A., JCAP 07 036, (2011). Maben, A. F. CHI-SQUARE TEST. Adapted from "Statistics for the Social Sciences" by Vicki Sharp. (2011). Cochran, W.G., Ann. Math. Stat., 23, 315. (1952). Jain, D. et al. Phys.Lett.B692:219-225. (2010).

موافقین ۰ مخالفین ۰ ۹۶/۰۷/۱۰
postec postec

نظرات  (۰)

هیچ نظری هنوز ثبت نشده است

ارسال نظر

ارسال نظر آزاد است، اما اگر قبلا در بیان ثبت نام کرده اید می توانید ابتدا وارد شوید.
شما میتوانید از این تگهای html استفاده کنید:
<b> یا <strong>، <em> یا <i>، <u>، <strike> یا <s>، <sup>، <sub>، <blockquote>، <code>، <pre>، <hr>، <br>، <p>، <a href="" title="">، <span style="">، <div align="">
تجدید کد امنیتی