منابع همدوس طول موج کوتاه کاربردها و قابلیتهای ویژه ای در زمینه های مختلف علم و تکنولوژی دارند. یکی از مهمترین این منابع، لیزرهای اشعه ایکس نرم است که تحقیقات و آزمایشات گسترده ای بر روی آنها صورت گردفته است. این رساله مروری بر طرحهای مختلف لیزرهای اشعه ایکس نرم تولید شده از محیط پلاسماست، همچون طرحهای بازترکیب، تحریک برخوردی الکترون، تحریک برخوردی گذرا، یونش میدان نوری که با دمش لیزری بدست آمده و تحریک تخلیه موئینی با دمش الکتریکی سریع است. همچنین پارامترهای پلاسما، محدودیتها و مشکلات دستیابی به تقویت اشعه ایکس نرم ، تکنیکهای موثر در عملکرد لیزر و پیشرفتهای حاصله در این لیزرها را تشریح کرده ایم. در انتها برخی از کاربردهای این لیزر را از قبیل تداخل سنجی پلاسماهای چگال، نانونقش نگاری و سایش لیزری اشعه ایکس نرم بیان کرده ایم. امید است که این گردآوری سرآغازی در زمینه لیزرهای اشعه ایکس نرم و کابردهایش در ایران باشد.

با استفاده از برنامه corsika نسخه 9/6 تعداد 9600 بهمن گسترده هوایی برای اولیه های گاما و پروتون در محدوده انرژی gev700-50 برای زوایای تابش مختلف وارتفاع های دو رصد خانه pachmarhi و cangaroo شبیه سازی شده است، با استفاده نتایج شبیه سازی تأثیر تابش بر توزیع عرضی نور چرنکوف و نسبت فوتون های ماوراءبنفش به مرئی در مورد اولیه های مختلف بررسی شده است. ما نشان داده ایم که دو پارامتر توزیع عرضی فوتون های چرنکوف و نیز نسبت نور ماوراءبنفش به مرئی در فوتون های چرنکوف پارامتر مناسبی جهت تفکیک بهمن های هادرونی از الکترومغناطیسی می باشد .

پرتوهای کیهانی اتم های یونیزه و پرانرژی هستند که همواره با جو بالای زمین برخورد می کنند. در برهم کنش این پرتوها با اتمسفر، آبشاری از ذرات ثانویه به نام "بهمن هوایی گسترده" ایجاد می شود. این پرتوها به خاطر شار خیلی کم، به خصوص در انرژی های بالا، فقط به صورت غیر مستقیم یعنی توسط آشکارسازهای زمینی قابل آشکارسازی هستند. سپس با استفاده از شبیه سازی های کامپیوتری و تحلیل توزیع ذرات ثانویه این پرتوها، انرژی، جهت و نوع پرتو اولیه بازسازی می شود. تعیین ترکیب جرمی پرتوهای کیهانی پرانرژی، از روی مشاهدات ذرات ثانویه، یکی از چالش ها و مسائل مهم در آزمایش های پرتو کیهانی است. تفسیر داده های موجود برای ترکیب جرمی، تا حد زیادی به مدل های اندرکنشی هادرونی انرژی بالا بستگی دارد. در کار حاضر، تعداد 18900 بهمن هوایی برای ذرات اولیه پروتون، اکسیژن و آهن در محدوده انرژی ev 1020-1014 توسط کد 6.7 corsika و مدل های اندرکنش هادرونی انرژی بالای qgsjetii، sibyll و dpmjet شبیه سازی شده است. پارامترهای n_e (تعداد الکترون ها)، n_µ (تعداد میون ها)، n_µ?n_e و x_maxاز شبیه سازی بدست آمده و مورد تحلیل قرار گرفته است. ما به کمک این پارامترهای حساس به جرم، روش هایی برای مشخص کردن ترکیب جرمی اولیه ارائه کرده ایم و در واقع چگونگی تعیین ترکیب جرمی اولیه از روی مشاهدات ذرات ثانویه و تاثیر مدل های اندرکنشی را در این کار نشان داده ایم.

پرتوهای کیهانی ذراتی پر انرژی هستند که از منابع گوناگونی سرچشمه می گیرند. کشف منابع این ذرات از مهترین مسائل موجود در فیزیک نجوم می باشد. این ذرات هنگام ورود به اتمسفر زمین به علت اندرکنش هایی که با هسته های هوا دارند، بهمنی از ذرات ثانویه را تشکیل می دهند. ذرات ثانویه تولید شده می توانند توسط آرایه های عظیمی از آشکارسازها که در روی زمین برپا شده آشکار سازی شوند. در کنار این آشکارسازی تمام اندرکنش ها و واپاشی هایی که در طول توسعه بهمن های گسترده هوایی (eas) رخ می دهد، می توانند توسط مدل های اندرکنش هادرونی که در کد corsika اجرا می شوند شبیه سازی شوند. این مدل ها دارای ویژگی های مختلفی هستند و نتایج متفاوتی را ارائه می دهند. با توجه به نتایج این شبیه سازی ها و فراوانی های بدست آمده از آشکارسازی ها می توان ترکیب جرمی و انرژی اولیه پرتوهای کیهانی را پیش بینی کرد. حالت مطلوب رسیدن به یک توافق سازگار بین مدل ها و نتایج تجربی می باشد و به همین منظور مدل ها روز به روز بهبود می یابند. در این کار ما بهمن های تولید شده توسط ذره اولیه پروتون که به وسیله سه مدل اندرکنش هادرونی انرژی پایین (gheisha, urqmd, fluka) شبیه سازی شده اند را مورد بررسی دقیق قرار دادیم.

تکنیک چرنکوف هوایی روشی مناسب برای مطالعه پرتوهای گامای با انرژی از مرتبه tev می باشد. در کار حاضر پارامترهای زمانی مربوط به فوتون های چرنکوف بررسی شده اند. برای مطالعه شکل پالس فوتون های چرنکوف در فواصل مختلف از محور بهمن، با استفاده از دو تابع توزیع احتمال گاما و lognormal برازش انجام شده است و تغییرات پارامترهای شکل پالس به عنوان تابعی از انرژی اولیه، ارتفاع سطح مشاهده و زاویای فرود مختلف ذره اولیه مورد مطالعه قرار می گیرد. با استفاده از کمیات قابل اندازه گیری مانند تغییرات میانه و زمان رسیدن فوتون ها می توان زمان خیز، زمان افت و پهنای پالس در نیمه بیشینه را بدست آورد و با استفاده از این پارامترها می توان در مورد نوع اولیه پرتو کیهانی اطلاعات مهمی بدست آورد. در کار حاضر اختلاف زمانی بین زمان رسیدن فوتون های چرنکوف در یک بهمن الکترومغناطیسی و هادرونی در محدوده انرژی های tev بررسی شده است. البته این روش فقط در انرژی های اولیه بالا جائی که مقدار قابل توجهی میون تولید می شود کارائی دارد.

در این پایان نامه وابستگی توسعه طولی بهمن های هوایی مایل به زاویه بررسی شده است و با معرفی پارامتر عدم تقارن به مطالعه تغییرات این پارامتر با زاویه تابش در بهمن های مایل پرداخته ایم. ما نشان داده ایم به دلیل اینکه بهمن های مایل نسبت به بهمن های عمودی مسافت بیشتری را در جو طی می کنند و بیشترتضعیف می-شوند با افزایش زاویه تابش عمق بیشینه بهمن به سمت مقادیر کمتر میل می کند و پارامتر عدم تقارن با افزایش زاویه تابش به سمت مقادیر بیشتر میل می کند.

در این پایان نامه وابستگی گسترش طولی بهمنهای گسترده هوایی به محل اولین نقطه برهمکنش هادرونی و مدلهای مختلف بررسی شده است. همچنین سطح مقطع اندرکنش هادرونی پرتوهای کیهانی با اتمسفر زمین محاسبه شده است و وابستگی آن به جرم و انرژی پرتوی اولیه بررسی شده است. ما نشان داده ایم گسترش شاخه ی الکترومغناطیسی بهمن از محل اولین نقطه بر هم کنش مستقل است اما چون میونها محصولات اندرکنش هادرونی هستند، گسترش طولی آنها به محل اولین نقطه برهمکنش بستگی دارد. همچنین نشان داده ایم با افزایش انرژی و جرم سطح مقطعهای اندرکنشهای هادرونی افزایش مییابند.

در این رساله در ابتدا پرتوهای کیهانی و بهمن های هوایی گسترده و همچنین توزیع ماده در همسایگی منظومه شمسی و اثرات میدان مغناطیسی در انتشار پرتوهای کیهانی بررسی شده است. تغییرات روزانه شدت پرتوهای کیهانی کهکشانی که بوسیله آشکارسازهای زمینی ثبت شده اند، نمونه ای از ناهمسانگردی را بیان می کند. در ادامه به بررسی شواهد آزمایشگاهی ناهمسانگردی و ارائه مدل های گوناگونی که موافق با آزمایش های رصدخانه های مختلف می باشد، پرداخته ایم. کلمات کلیدی : پرتوهای کیهانی، بهمن های هوایی گسترده، ناهمسانگردی

در کار حاضر با شبیه سازی 300 بهمن هوایی در انرژی ev 1018 برای اولیه های پروتون، هلیم، اکسیژن، سدیم و کلسیم با استفاده از کد corsika و مدل اندرکنش هادرونی qgsjet به مطالعه ی برخی پارامترهای موثر در توسعه طولی بهمن پرداخته ایم. توسعه طولی ذرات باردار و پارامترهایی از جمله ne،nmax، xmax ، µ nوasymmetry که در تفکیک جرمی پرتوهای کیهانی تاثیر می گذارد را بررسی کرده ایم. سپس آنها را از لحاظ توانایی تفکیک جرمی با استفاده از عامل معیار توانایی جداسازی جرمی مورد مقایسه قرار داده ایم. ما نشان داده ایم که تعداد میونها در سطح مشاهده از قابلیت بیشتری نسبت به عمق بیشینه بهمن جهت جداسازی جرمی برخوردار است و تعداد الکترونها در سطح مشاهده و در عمق بیشینه وپارامتر عدم تقارن بترتیب در مراحل بعدی قرار می گیرند.

چکیده یکی از جنبه های مهم آزمایش های پرتو کیهانی ،تعیین انرژی پرتو اولیه است.اما در انرژی های خیلی زیاد، به دلیل شار خیلی کم این پرتوها، انجام این کار به روش آشکارسازی مستقیم امکان پذیر نیست و باید از روش آشکار سازی غیر مستقیم استفاده کرد. یک روش برای مطالعه پرتوهای کیهانی، آشکارسازی نور فلورسانس ایجاد شده توسط ذرات ثانویه در هنگام عبور از جو زمین و اندر کنش با نیتروژن های موجود در هوا می باشد. این روش توسط آشکارساز هایfly’s eye استفاده می شود.در کل تولید نور فلورسانس در جو بازده خیلی پایینی دارد در نتیجه این روش در انرژی های خیلی زیاد کاربرد دارد. درکار حاضر توسعه طولی و عرضی این نور فلورسانس مورد مطاله قرار گرفته و توسعه عرضی فوتون ها برای پرتوهای اولیه پروتون، کلسیم، سیلیسیم، آهن، هلیم، سدیم، و اکسیژن با انرژی های ?10?^14 ev و ?10?^15 ev و پروتون با انرژی eev 10 با استفاده از کُد شبیه سازی corsika به دست آمده است. واژه های کلیدی: پرتو کیهانی ، فلورسانس

شیب تابع توزیع عرضی میون های ثانویه ی پرتوهای کیهانی

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.

با وجود اندازه گیری های دقیق روی طیف پرتوهای کیهانی، به دلیل انحراف آنها در میدان های مغناطیسی درون و برون کهکشانی هنوز منابع پرتو کیهانی ناشناخته مانده اند. حتی نوترون ها هم با وجود اینکه خنثی هستند ولی چون طول عمر کوتاهی دارند نمی توانند مفید واقع شوند. در نتیجه بررسی وضعیت پیام رسان هایی مانند نوترون ها و پرتوهای کیهانی باعث می شود به دنبال پیام رسانانی باشیم که خنثی و پایدار باشند. فوتون و نوترینو این ویژگی را دارند و هر دو از برخورد پروتون های شتابدار با ماده یا تابش در درون یا نزدیک منابع ایجاد می-شوند. فوتون ها در اندرکنش با تابش زمینه ی کیهانی انرژی خود را از دست می دهند، ولی نوترینوها توسط ماده و تابش محیط جذب نمی شوند و می توانند ما را به منابع پرتوهای کیهانی راهنمایی کنند. برای آشکارسازی نوترینوهای فرازمینی، نوترینوهای اتمسفری زمینه، حجم زیادی از رویدادهای آشکارسازی شده در تلسکوپ-های نوترینو را تشکیل می دهند که عمق زیاد هم تعداد آنها را کاهش نمی دهد. برای اینکه نجوم نوترینو به طور موثر انجام شود باید از شار میون ها و نوترینوهای جوی دانش دقیقی داشته باشیم. به همین منظور در این کار شبیه سازی با کد corsika و با استفاده از داده های 2200 بهمن در ارتفاع 110 متر از سطح دریا در محدوده ی انرژی ev1016 – ev1013 برای اولیه های پروتون، اکسیژن، سدیم و آهن انجام گرفت و مشخص شد اگر انرژی ذره ی اولیه کم باشد، با توجه به از دست رفتن انرژی الکترون ها تا رسیدن به محل آشکارساز و زیاد بودن تعداد نوترینوها، آشکارسازی نوترینوهای اتمسفری و تعیین شار آنها می تواند در جهت کالیبره کردن آشکارسازهای نوترینو و افزایش دقت آنها برای آشکارسازی نوترینوهای اخترفیزیکی و در نهایت شناسایی منابع پرتو کیهانی بسیار موثر باشد.

با استفاده از کُد corsika نسخه35/7 و مدل اندرکنش هادرونی انرژی بالای qgsjet-04 تعداد 6000 بهمن گسترده هوایی برای اولیه های آهن و پروتون ومنیزیم و اکسیژن در محدوده انرژی ev1017-1014 و زوایای تابش صفر درجه وارتفاع 110متر(ارتفاع آزمایشkascade) شبیه سازی شده است، با استفاده از نتایج شبیه سازی ویژگی های مهمی از جمله(طیف انرژی ، نسبت باردار بودن به خنثی بودن ، تعداد هادرون ها، بیشترین انرژی هادرون ها، توزیع عرضی چگالی وتوزیع عرضی چگالی انرژی و..) از هادرون های ثانویه به همراه توزیع عرضی چگالی و توزیع عرضی چگالی انرژی برای الکترون ها ومیون ها در اولیه های پروتون ،اکسیژن،آهن ومنیزیم در انرژی های اولیه 1014 تا1017 الکترون ولت مطالعه شده است. مانشان داده ایم که طیف انرژی هادرون ها با افزایش انرژی ثانویه ها کم می شودوبرای اولیه های با جرم بیشتر تعداد کمتری از ثانویه ها را خواهیم داشت وهمچنین نشان دادیم که این طیف از قانون توانیe-?تبعیت می کندو ?(شاخص طیفی) رابه عنوان تابعی از انرژی بدست آوردیم، سپس نتیجه گرفتیم که توزیع عرضی چگالی وچگالی انرژی ثانویه ها با افزایش فاصله از مرکز بهمن کاهش می یابد،واین کاهش برای ثانویه های مختلف(الکترون،میون،هادرون) باجرم هاوانرژی های اولیه مختلف، متفاوت است .

روش تحلیل جداسازی خطی(lda) روشی آماری برای جداسازی رویدادهای مختلف است.این روش با مینیمم کردن خطای جداسازی رویداد تابعی از ترکیب خطی متغیرها پیدا می کند و رویداد را به گروهی با احتمال بیشینه نسبت می دهد.این روش توابعی را به صورت ترکیب خطی از متغیرها پیدا می کند که جداسازی بین دو یا چند گروه را بیشینه می کند.در ابتدا داده ها توسط کد corsika شبیه سازی شدند.در آنالیز ما 100 بهمن هوایی با اولیه های p،he,o,na,si,caو feتوسط شبیه سازی تولید شدند. سپس برخی پارامترهای بهمن هوایی که به جرم اولیه حساسند ،محاسبه شدند .ما 80 بهمن از هر گروه جرمی را به عنوان داده آزمون مورد استفاده قرار دادیم. بنا براین توابع جداسازی از داده آزمون محاسبه شدند و این توابع برای محاسبه امتیاز های خطی هر بهمن جدید (20 بهمن در هر گروه جرمی) به کار گرفته شد. امتیاز بیشینه نماینده جمعیتی است که داده به آن اختصاص دارد.

با توجه به اینکه تنها بخش کوچکی از عالم، چیزی حدود 5% آن قابل رویت است پس با اتکا به مطالعه ی نجوم مرئی نمیتوان شناخت خوبی نسبت به عالم پیدا کرد. با مطالعه ی نجوم رادیویی دریچه¬ی دیگری برای شناخت هرچه بهتر جهان برایمان گشوده می¬شود. خوشبختانه در هر بهمن هوایی حاصل از پرتوهای کیهانی، تابش امواج رادیویی وجود دارد و با آشکار سازی رادیویی می¬توان به ماهیت ذرات، انرژی و منابع تولید کننده¬ی پرتو کیهانی و در نهایت به فرآیند شتابگیری ذرات (که یکی از دقدقه های دانشمندان در 100 سال گذشته بوده است) پی ببریم. در این پایان نامه به بررسی فرآیندهای تولید امواج رادیویی توسط پرتوهای کیهانی، نحوه¬ی آشکارسازی و مدل¬های شبیه سازی این امواج پرداخته شده است و در آخر، مدل ژئوسنکروترون و نتایج حاصل از شبیه سازی آن، مورد بررسی قرار گرفته است.

روش¬های شتابگیری و منابع پرتوهای کیهانی پرانرژی علیرغم تلاش¬های بسیار زیاد تجربی وتحقیقات نظری در پنجاه سال گذشته، همچنان یکی از مهمترین معماهای فیزیک نجومی است. در این پایان نامه خلاصه¬ای از دستاوردهای جدید در این زمینه ارائه شده است. ظاهرا نتایج متناقضی توسط آزمایش¬های مختلف در بخش-هایی از طیف انرژی، ترکیب شیمیایی و ناهمسانگردی پرتوهای کیهانی مشاهده شده بود ولی در جدیدترین آزمایش¬ها این تناقض¬ها برطرف شده است. ما می¬خواهیم درباره چالش¬های نظری که توسط داده¬ها بوجود آمده و به طور ویژه روی موضوع انتقال پرتوهای کیهانی کهکشانی به فراکهکشانی و چگونگی مواجه شدن با مدل-های مختلف ودرک پرتوهای کیهانی کهکشانی در بخش¬هایی از الگوی باقی مانده ابرنواخترها بحث کنیم. همچنین توضیحاتی درمورد اهداف نظری در توصیف شتابگیری پرتوهای کیهانی در بالاترین انرژی¬ها در شوک¬های نسبیتی وغیر نسبیتی ارائه می¬دهیم.

نتایج تجربی حاصل از رصدخانه ها ی پرتو کیهانی، همچنین تحقیقات نظری، نشان می دهد که بقایای ابرنواخترها و پالسارها منابع اصلی پرتوهای کیهانی هستند بطوریکه هسته های آهن شتاب یافته در سریعترین ستاره نوترونی (پالسارها) می توانند طیف مشاهده شده پرتوهای کیهانی در بعد از انرژی قوزک(ankle ) را توجیه کنند. در کار حاضر نشان داده ایم که منابع پرتو های کیهانی بغایت پر انرژی (uhecrs ) را پالسارها، انفجار پرتو های گاما ( grbs )، انفجار پرتو گاما با درخشندگی کم (low luminosity gamma-ray bursts )، ابرنواخترهای فوق سنگین و هسته های فعال کهکشانی تشکیل می دهند. چون پرتوهای کیهانی بغایت پر انرژی در اندرکنش با فوتونهای زمینه (cmb ) انرژی خود را از دست می دهند، پیشنهاد شده که این پرتوها در خارج کهکشان ما تولید شده باشند. به این دلیل که هسته های سنگین می توانند قبل از اینکه انرژی خود را در فرآیندهای مختلف از دست بدهند، می توانند به مسافتهای دورتری در حد صدها مگا پارسک را طی کنند احتمال داده می شود که پرتوهای کیهانی بغایت پر انرژی از هسته های سنگین بوجود آمده باشند. در نهایت تأثیر میدانهای مغناطیسی درون وبیرون کهکشانی بر روی انحراف پرتوهای کیهانی را مطالعه کرده ایم.

در بررسی آرایه های آشکار ساز پرتوهای کیهانی که در یک ارتفاع قرار دارند و بهمن هایی با انرژی اولیه یکسان دریافت می کنند، مشاهده شده است که قابلیت آشکارسازی آرایه های مختلف متفاوت است، یعنی هر کدام تعداد متفاوتی از بهمن ها را گزارش می دهند. این امر نشانگر این است که بازده آرایه ها، یعنی نسبت تعداد بهمن های آشکار سازی شده به کل بهمن های رسیده به آشکار ساز، برای آرایه های مختلف متفاوت است. اگر چه بازدهی آرایه های آشکارساز پرتوهای کیهانی به انرژی پرتو اولیه، زاویه ورود آن، ارتفاع رصدخانه از سطح دریا و موقعیت ژئومغناطیسی رصدخانه مورد نظر بستگی دارد، اما در بررسی آرایه های آشکارساز که در یک ارتفاع قرار دارند مشاهده شده که ابعاد آشکارسازها و فاصله ی آنها و حتی هندسه ی چیدمان بر بازده آشکارسازی تأثیر دارد و با انتخاب آرایه هایی با چیدمان مناسب میتوان در ارتفاع و انرژی اولیه یکسان بیشترین تعداد بهمن ها را آشکار سازی کرد. در این مطالعه هدف بررسی پاسخ دهی آرایه و بدست آوردن بازده آشکارسازی آرایه های طراحی شده می باشد

پرتو های کیهانی پرانرژی با شار کمی به جو زمین می رسند به همین دلیل از روش مستقیم قابل آشکارسازی نیستند. این پرتو ها با برخورد به جو زمین ذرات ثانویه تولید می کنند که این ذرات تشکیل بهمن-های هوایی گسترده را می دهند، از آنجاییکه مشخصه های این ثانویه ها با جرم، انرژی و جهت اولیه ها رابطه دارند، بنابراین با اندازه گیری بعضی از این متغیر های اندازه گیری شده درسطح زمین می توان به مشخصه های ذره ی ورودی اولیه پی برد. یک روش برای مطالعه پرتوهای کیهانی، آشکارسازی نور فلورسانس ایجاد شده توسط ذرات ثانویه در هنگام عبور از جو زمین و اندر کنش با نیتروژن های موجود در هوا می باشد. این روش بر پایه ی جمع آوری نور منتشر شده از مولکول های تحریک شده توسط ذرات باردار بهمن می باشد. انرژی به جا مانده در جو به صورت مقدار کل انرژی تعریف می شود که توسط الکترون ها در هر واحد از طول مسیر به جا گذاشته می شود، که بصورت de/dx نمایش داده می شود. در این کار ما توزیع عرضی میانگین انرژی به جا مانده در آخرین سطح مشاهده را بررسی کردیم. و در نهایت توزیع عرضی چگالی انرژی به جا مانده در سطح مشاهده را بررسی کردیم. ازآنجایی که تعداد فوتون های تولید شده در هر عمقی متناسب با مقدار انرژی به جا مانده در آن عمق است با بررسی توزیع عرضی انرژی به جا مانده در هر سطحی می توان به تعداد فوتون های فلورسانس پی برد و به این ترتیب انرژی پرتو اولیه را تخمین زد و همچنین در این پایان نامه اندازه زاویه ای تصویر بهمن های هوایی را محاسبه کردیم. علاوه بر این در کار حاضر توسعه طولی نور فلورسانس برای اولیه های آهن و پروتون و همچنین توسعه عرضی این نور برای پرتوهای اولیه اکسیژن، آهن، کلسیم، سیلیسیم، پروتون و هلیم در انرژی های ev1018 و ev1019 با استفاده از کد شبیه سازی corsika به دست آمده است.