فیزیک پرتوهای کیهانی از سال 1912 با پرواز بالن توسط ویکتور هس متولد شد. از آن زمان تاکنون سه سوال اساسی در فیزیک پرتوهای کیهانی وجود داشته است. هدف تمام آزمایشهای مربوط به فیزیکِ پرتوهای کیهانی و تمام نظریه ها والگوهای موجود در این رابطه برای پاسخ گویی به این سوال ها است. سوال اول در مورد طیف انرژی وماهیت پرتوهای کیهانی اولیه از نظرترکیب جرمی آنها ست. سوال دوم درمورد منشأ ومحل شتاب گیری پرتوهای کیهانی و سوال سوم درباره ی فرایند و نحوه ی انتشار پرتوهای کیهانی در کیهان است. برای پاسخ به این سوال ها، مدل ها و تئوری هایی به موازاتِ آزمایشهایی در این حوزه شکل گرفته است. اکنون با گذشت قریب به صدسال از تولد فیزیک پرتوهای کیهانی این سوالها نه تنها کاملاً پاسخ داه نشده، بلکه جدی تر و پیچیده تر نیز شده اند. زیرا با گسترش آزمایشها و رصدخانه ها در این حوزه، طیف انرژی این ذرات به ev1021 هم رسیده است. ماهیت ذراتی با چنین انرژی های زیاد و فرآیندی کارآمد که بتواتد شیوه ی تولید آن ها را توصیف کند و با فرایندهایی که شتابگیریِ ذرات کم انرژی تر را توصیف کند، سازگار باشد، معمای سالهای اخیر در فیزیک پرتوهای کیهانی است. اساسا پرتوهای کیهانی با سرعتهایی خیلی نزدیک به سرعت نور حرکت می کنند. به هرحال به دلیل باردار بودن هنگام عبور انها از میدان های مغناطیسی هر دو مولفه منظم و نا منظمِ میدان باعث تاخیر زمانی نسبت به نور و در مسیر هایی که مستقیم نیستند، میگردد. این تاخیر ها می تواند آنقدر طولانی باشد که مانعی برای تشخیص درست منابعی که خود با زمان تغییر می کنند، بوجود آورد. در فصل پنجم مقادیر این تاخیر ها مورد بررسی و پژوهش قرار گرفته و با تغییراتِ مشخصه های زمانیِ منابع پرتوهای کیهانی موجود مقایسه شده است. مطالعه میدان های مغناطیسیِ کهکشانی، بین کهکشانی، خوشه های کهکشانی و نوع محیطهای مربوط به آنها می تواند در چگونگی انتشار، نوع ترکیب و نوع منابع اهمیت بسزایی داشته باشد که از کارهای انجام نشده در حوزه فیزیک پرتوهای کیهانی است. پخش ساده پرتوهای کیهانی در میدان های مغناطیسی اغلب بر حسب مشخصه مسافت آزاد میانگینِ پراکندگی یا معادل آن ضریب پخش مورد بحث قرار می گیرد. این خواصِ بسیار ساده ای را از ساختار میدان های مغناطیسی نجومی مفروض می دارد. تقریب بهتر آن است که فرض کنیم ساختار مغناطیسی خواص فراکتالی داراست و از این رو هنگام مدل سازی انتشار امکان وجود مسیر های پیمایشی خیلی کوتاه و خیلی بلند وجود دارد. در فصل ششم نتایج این قبیل الگوهای انتشار در محیط های فراکتالی مورد بررسی قرار گرفته است. در تحلیلهای ناهمسانگردی و جستجوی جهت منابع و نیز کسب اطلاعات راجع به محیط های بین کهکشانی دانش در مورد پرتوهای کیهانی اولیه خصوصا در انرژی های خیلی بالا در درجه اول اهمیت است. امروزه آرایه های بسیار بزرگ بارشهای هوایی گسترده مانند رصد خانه پیر اوژه واقع در 3000 کیلومتر مربع از خاک آرژانتین یا آرایه گسترده یاکوتسک فعال بوده و بتناسب برای ثبت پرتو های کیهانی با بالاترین گستره انرژی به منظور بدست آوردن اطلاعات مولفه میونی بارشهای هوایی، حساس می باشند. در فصل هفتم در گستره انرژی 1019 تا بیش از 1020 الکترون ولت ازبهمن های هوایی گسترده، نسبت میونها به الکترونها و میانه زاویه سمت الراسیِ آنها بررسی و با کار شبیه سازی کاپه دویله و همکاران مقایسه شده است که تحقیقی برای بدست آوردن ترکیبات ذرات اولیه کیهانی می باشد. در ضمن منابع این بارشهای هوایی گسترده مورد توجه این پایان نامه می باشد. که مسلما این اطلاعات می تواند شناخت کیهان و جنبه های کاربردی فن آوری فضایی را به همراه داشته باشد.

در این پایان نامه با خصوصیات پدیده انفجارات پرتو گاما و انواع این انفجارات آشنا شده و به بررسی مکانیزم و منشأ تولید آنها خواهیم پرداخت. در مورد منابع کهکشانی و برون کهکشانی و هم چنین اندازه‏گیری فاصله آنها از روی جابجایی به سمت ناحیه قرمز طیف انرژی آنها بحث خواهیم کرد. فوتون‏های تولیدی انفجارات پرتو گاما در دامنه انرژی از مرتبه kev تا tev می‏باشد. ما مطالعه بهمن‏های گسترده هوایی ایجاد شده توسط گامای اولیه با دامنه انرژی از مرتبه gev تا tev را توسط برنامه شبیه‏سازی کرسیکا انجام دادیم. دلیل بررسی نکردن انرژی‏های کمتر از gev، تولید نشدن بهمن گسترده هوایی توسط ذره اولیه با چنین دامنه انرژی می‏باشد. مولفه‏های الکترومغناطیسی و مئونی بهمن‏ها برای دو ذره اولیه گاما و پروتون در این شبیه‏سازی مورد مطالعه قرار گرفتند. این مطالعه جهت تفکیک پدیده انفجار پرتو گاما از پرتوهای کیهانی زمینه انجام شده است. همچنین اثر lpm در این دامنه انرژی مورد مطالعه قرار گرفت. نتایج تفکیکی بهمن‏های ایجاد شده توسط ذرات اولیه پروتون و گاما، جهت ساخت آشکارسازهای الکترونی و مئونی در آرایه‏‏ای برای مطالعه انفجار پرتو گاما پیشنهاد می‏شود.

در علم نجوم بویژه شاخه پرتوهای کیهانی نیز بدلیل گسترده بودن عرصه عمل و پرهزینه بودن طراحی آزمایشگاه‏ها، آشکارسازها و ... شبیه ‏سازی نفوذ زیادی نموده است و کدهای محاسباتی و نرم‏ افزارهای متنوعی بدین منظور طراحی گردیده است یا از کدهایی که برای شاخه ‏های دیگر علم فیزیک طراحی شده نیز در زمینه ‏ی پرتوهای کیهانی و مطالعه ‏ی بهمن‏ های گسترده‏ی هوایی استفاده می‏شود که اکثر قریب به اتفاق این کدها بر مبنای الگوریتم‏هایی مبتنی بر اعداد تصادفی(الگوریتم‏های مونت کارلو) مانند فلوکا ، جیشا ، جیانت و... طراحی شده اند. یکی از کامل‏ترین نرم افزارهای طراحی شده بدین منظور نرم افزار کورسیکا می‏باشد. این نرم افزار در واقع مکمل اکثر کدهایی که تا کنون در زمینه پرتوهای کیهانی برای شبیه ‏سازی بهمن های گسترده‏ ی هوایی، آبشارها، خوشه ‏های الکترونی و... مشاهده شده در آشکاسازها طراحی شده، می‏باشد. در این پایان ‏نامه که بر مبنای طراحی و شبیه سازی بهمن های گسترده هوایی بوسیله نرم ‏افزار کورسیکا نوشته شده است سعی شده که بخشی از طیف انرژی پرتوهای کیهانی در اطراف زانوی اول این طیف یعنی محدوده ی 1015 تا 1016 الکترون‏ولت(یک تا دهpev ) بوسیله‏ی این آزمایشگاه مجازی مورد مطالعه قرار گیرد و بدین وسیله بتوان تفاوت ترکیبات جرمی پرتوهای اولیه و انرژی ذرات اولیه ‏ای که به جو برخورد کرده‏اند بررسی کرد. چرا که در یک تعبیر عامل بوجود آورنده ی زانو را در تغییر ترکیبات جرمی در قبل و بعد از این محدوده از طیف پرتوهای کیهانی می دانند. در فصل اول مختصراً به علم پرتوهای کیهانی شامل تاریخچه کشف، ترکیبات جرمی پرتوها، طیف انرژی، بهمن های گسترده هوایی و آشکارسازی بهمن‏ها اشاره شده است. در فصل دوم مختصرا با فیزیک بکار رفته در کورسیکا و مدل های برهم‏کنش به ‏کاررفته در آن برای انرژی‏های پایین و انرژی‏های بالا آشنا می‏شویم. فصل سوم به آشنایی مختصری با نحوه ی نصب و راه اندازی و استفاده ی از نرم افزار کورسیکا چگونگی مبادله ی ورودی و خروجی و تعامل با این نرم افزار اختصاص داده شده است. و همچنین شرح شبیه ‏سازی‏های انجام شده می‏باشد که همانطور که گفته شد شبیه‏سازی‏هایی در محدوده‏ی انرژی 10^15 تا 10^16 الکترون ولت (انرژی ذره‏ی اولیه) برای سه ذره‏ی آهن، پروتون و گاما برای هر کدام ده انرژی و برای یک زاویه‏ی سمت‏الرأسی، جمعاً سی شبیه‏سازی و در هر شبیه‏سازی بیست بهمن تولید شده ونتایج آشکارسازی در چهار سطح مشاهده ثبت گردیده است. که ما سعی کرده‏ایم بین داده‏های حاصل از شبیه‏سازی‏هایمان همبستگی هایی پیدا کرده و نتایج را در جداول و نمودارهایی به تصویر بکشیم.

در میان ضد ذرات موجود در پرتوهای کیهانی آنتی پروتون ها اهمیت ویژه ای دارند. سهم عمده ای از آنتی پروتون ها از برخورد پرتوهای کیهانی با محیط میان ستاره ای تولید می شوند. علاوه بر این محصولات ثانویه، آنتی پروتون های با منشاء اولیه نیز مورد توجه بسیارند مانند نابودی ماده تاریک، تبخیر حفره های سیاه اولیه و آنتی پروتون های ماوراء کهکشانی. محاسبه طیف انرژی آنتی پروتون های ثانویه مارا به منابع این ذرات رهنمون می شود. در این پایان نامه با توجه به سطح مقطع های موجود برخورد پروتون - پروتون، ابتدا شار آنتی پروتونهای ثانویه در محیط همگن میان ستاره ای محاسبه می شود و سپس با اعمال اثر نسبت زمان انتشار پرتوهای کیهانی در محیط میان ستاره ای غیر همگن فراکتالی به محیط همگن، اضافه شار آنتی پروتون های ثانویه و سپس تخمینی از میانگین شار آنتی پروتون های ماوراء کهکشانی و نیز حاصل از تبخیرحفره های سیاه اولیه محاسبه می گردد. در ادامه نسبت شار آنتی پروتون های کهکشانی و ماوراء کهکشانی به پروتون های پرتوهای کیهانی به عنوان دلیلی بر موضوع عدم تقارن ماده و ضد ماده در عالم و همچنین چگالی انرژی آنتی پروتون های ماوراء کهکشانی محاسبه می شود. چگالی انرژی آنتی پروتونهای ماوراء کهکشانی محاسبه شده با نوسانات چگالی انرژی تابش میکروموج زمینه کیهانی برابر است.

وقتی یک ذره ی کیهانی به بالای جو اتمسفر برخورد می کند، به علت برهمکنش ذره ی اولیه و یا تغییر و دگرگونی با ملکول ها و اتم ها در هوا، یک آبشار از ذرات باردار ثانویه تولید می کند. که این آبشار بهمن های گسترده هوایی نامیده می شوند. میزان ماده پیموده شده توسط ذره تا جاییکه ماکزییمم ذرات ثانویه در بهمن تولید شود را عمق بیشینه می نامند یعنی عمق اتمسفر درجایی که تعداد الکترون ها در بهمن به ماکزیمم خود برسد. برای بررسی میانگین ترکیبات، رابطه ی عمق بیشینه با لگاریتم جرم بررسی می شود. برای برآورد کلی عمق بیشینه ی بهمن لازم است که اولین سطح برهمکنش را نیز در نظر گرفت. عمق بیشینه رابطه ای خطی با لگاریتم انرژی را نشان می دهد و دارای کمی نوسان است. تغییرات میانگین عمق بیشینه با لگاریتم انرژی را کشامد می نامند. نوسانات عمق بیشینه از کشامد و میانگین لگاریتم عدد جرمی می آید. نوسانات عمق بیشینه به سطح اولین برهمکنش و سطح مقطع برخورد وهمچنین انرژی انتقال ذرات ثانویه بستگی دارد. نوسانات اندازه گیری شده در انرژی های مختلف می تواند ترکیبات جرمی پرتوهای کیهانی را در انرژی های داده شده، مشخص کند. پر واضح است که عمق بیشینه به عدد جرمی وابسته است. در فصل دوم به بحث در مورد تاریخچه و بررسی ویژگی های بهمن های گسترده هوایی و نیز بررسی پرتوهای کیهانی مافوق انرژی و مقایسه آنان با پرتو های منظومه شمسی پرداخته شده است. درفصل سوم با استفاده از سه روش مختلف، مقادیر عمق بیشینه برای چندین بهمن هوایی و با استفاده از داده ها ی تجربی به دست آمده در آزمایشگاه محاسبه شده است. انرژی ذرات در سطح عمق بیشینه را انرژی بحرانی گویند. با به کاربردن شعاع مو لیر، مقادیر انرژی بحرانی برای هر بهمن گسترده ی هوایی خاص محاسبه شد. سپس برای هر بهمن، انرژی اولیه بر انرژی بحرانی تقسیم شده و مقادیر لگاریتم در مبنای e آن محاسبه گردید. در روش اول، مقادیر عمق بیشینه برای هر بهمن گسترده ی هوایی خاص با استفاده از شعاع مولیر محاسبه شد. نمودار عمق بیشینه برحسب انرژی اولیه برای کل بهمن های گسترده ی هوایی محاسبه شده رسم شد. به وضوح قطع gzk مشاهده شد که برهمکنش با پرتو های میکروموجی زمینه مسئول ایجاد این قطع است. در روش دوم، برای هر بهمن گسترده هوایی خاص، عمق بهمن در بازه های 50 تایی از صفر تا 1024 در نظر گرفته شد. برای هر عمق خاص مقدار عمق اتمسفر در واحد طول تابشی و در نهایت مقادیر پارامتر عمر بهمن در هر عمق محاسبه گردید. با مد نظر داشتن این مطلب که در عمق ماکزیمم بهمن، مقدار پارامتر عمر بهمن برابر با یک است. با انطباق خط s=1 با نمودار و تخمین محل قطع آن نقطه با محور عمق بهمن، مقدار عمق ماکزیمم و بیشینه بهمن در آن انرژی خاص به دست آورده شد. در روش سوم برای هر بهمن گسترده هوایی خاص، عمق بهمن در بازه های 50 تایی از صفر تا 1050 در نظر گرفته شد و سپس مقادیر اندازه بهمن در هر عمق محاسبه گردید. با مد نظر داشتن این مطلب که در عمق ماکزیمم بهمن، تعداد ذرات (اندازه) بهمن ماکزیمم است. مقدار عمق بیشینه بهمن در آن انرژی خاص به دست آورده شد. در فصل چهارم، با استفاده از کد qgsjetii تعداد 3000 بهمن گسترده هوایی شبیه سازی شده، با دو ذره اولیه پروتن و آهن و در سه انرژی که زاویه ورودی هر ذره به اتمسفر به صورت تصادفی و در بازه زاویه ای 0-60 درجه بود، به راه انداخته شد. این شبیه سازی با فرض مقادیر مربوطه به آرایه آشکار ساز یاکوتسک انجام گرفت. با استفاده از روش میانگین گیری آماری و سپس با حذف وابستگی ، مقادیر عمق بیشینه برای هر ذره ی اولیه خاص به دست آورده شد. برای بالا بردن دقت، عمق اولین سطح برهمکنش حساب شد. در فصل پنجم با رسم نمودار عمق بیشینه بر حسب انرژی اولیه برای داده های تجربی و داده های پروتن و آهن شبیه سازی شده می توان مقدار لگاریتم عدد جرمی ذره اولیه را به دست آورد. در انرژی های بالا بهمن به سمت تولید ذرات سبک مانند پروتن و هلیوم می رود و بنابراین ترکیبات جرمی پرتو های کیهانی مافوق انرژی بررسی شد. سپس با رسم یک خط بر داده های این نمودار شیب نمودار برای هر دهه از انرژی محاسبه شد. با افزایش انرژی، برای هر دهه کشامد کاهش می یابد یعنی تغییرات عمق بیشینه، نسبت به انرژی کم می شود. در نتیجه ذرات به سمت تولید پروتن و ذرات سبک می روند. به منظور بررسی رابطه مقادیر اندازه (تعداد ذرات) بهمن و انرژی محاسباتی انجام شد. از نتایج به دست آمده به وضوح روشن است که مقادیر اندازه (تعداد ذرات) بهمن روی سطح آشکار ساز با انرژی اولیه بهمن با ضریبی ثابت، رابطه مستقیم دارد. سپس نمودار اندازه برحسب پارامتر عمر برای هر بهمن هوایی خاص رسم شد. مشاهده شد که ماکزیمم تعداد ذرات در جایی اتفاق می افتد که پارامتر عمر برابر با یک است. بنابراین درست است که بگوییم عمق ماکزیمم بهمن هوای در جایی است که پارامتر عمر بهمن برابر با یک شود. همچنین برای همه بهمن های موجود نمودار ماکزیمم تعداد ذرات برحسب عمق بیشینه و همین طور نمودار ماکزیمم تعداد ذرات برحسب لگاریتم انرژی اولیه رسم شد و به بررسی روابط آنان با یکدیگر پرداخته شد

منشأ و شتاب دهندگی پرتوهای کیهانی، به ویژه در مورد بالاترین گستره ی انرژی آن ها، هنوز پس از گذشت صد سال از کشف آن-ها، مورد سوال می باشد، که آیا این پرانرژی ترین ذرات طبیعت دارای منشأ کهکشانی هستند یا فراکهکشانی؟ در گستره ی انرژی های پایین تر، تپ اختر ها و ابرنواخترها به عنوان منشأ مورد تأیید قرار گرفته اند. و از جنبه نظری در گستره ی انرژی های بالاتر، خوشه های کهکشانی، با احتمال وجود بیشتر کهکشان های فعال و بیضوی ابرغول در آن، به عنوان منشأ فراکهکشانی این ذرات مورد توجه اند و هنوز به علت وجود میدان های مغناطیسی کهکشانی و بین کهکشانی مورد تأیید تجربی قرار نگرفته اند. خوشبختانه از سال 1970 علم نجوم پرتو گاما با استفاده از داده های دو ماهواره ی sas-2 و cos-b و ماهواره cgro مطالعه تجربی منشأ فراکهکشانی را ممکن ساخته است. هدف از این پایان نامه مطالعه و آنالیز داده های پرتوهای گامای ثبت شده از ماهواره ی cgro است. بررسی این داده ها و محاسبه ی طیف انرژی آن و مقایسه با الگو های نظری موجود، پاسخ به این سوال را ممکن می سازد که آیا مرکز خوشه ویرگو که دارای هسته ی فعال کهکشانی است، می تواند منشأ پرانرژی ترین ذرات پرتوهای کیهانی باشد یا خیر؟ در تحقیق حاضر به کمک طیف انرژی گاما، شدت پرتو فراکهکشانی و اضافه شدت پرتوهای گامای کهکشانی حاصل از خوشه ویرگو محاسبه می شود. و همین طور وارون کامپتون گاماهایی را ایجاد می کند که در این جا اثر وارون کامپتون محاسبه می شود و ملاحظه می شود که این اثر اندک است و تأثیری روی کل پرتوهای گامای حاصل شده ندارد بنابراین بیشترین پرتوهای گاما ناشی از خوشه ویرگو می باشد.برای مقایسه با الگو های نظری موجود، انتگرال شدت گامای الگو های a و b برای انرژی 1014 ev محاسبه می شوند. با مقایسه داده ها ی تجربی، این محاسبات بر اساس الگو غیرکیهانشناسی به انرژی های پایین تر تعمیم داده می-شوند. در این تحقیق، توافق بین طیف تجربی انرژی گاما با الگو b از خوشه ویرگو به دست می آید.

پرتوهای کیهانی ذرات بارداری هستند که از فضای خارج ازجو، وارد جو زمین می شوند و در برخورد با مولکولهای جو واپاشیده شده و به ذرات ثانویه تبدیل می شوند اگر انرژی ذره ی اولیه زیاد باشد بهمنی از ذرات ثانویه به وجود خواهد آمد که بهمن گسترده هوایی نامیده می شود و بسته به نوع ذره ی اولیه آبشار الکترومغناطیسی خالص یا آبشار هادرونی نامیده خواهد شد. آبشار هادرونی از 3 مولفه ی الکترومغناطیسی و میونی و هادرونی تشکیل شده است. این ذرات ثانویه در اثر دو فرایند تولید زوج و تابش ترمزی در دو جهت طولی و سطحی توسعه می یابند که با 2 مدل هیتلر، نیشیمورا-کاماتا-گریسن و لینسلی می توان به مطالعه و بررسی توسعه ی طولی و سطحی الکترونهای مولفه الکترومغناطیسی آبشار پرداخت. برای مطالعه ی چگالی الکترونهای مولفه ی الکترومغناطیسی در جهت طولی و سطحی از پارامتر عمر طولی و پارامتر عمر سطحی آبشار استفاده می شود که این پارامتر به جرم و انرژیِ ذره ی اولیه وابسته است. بنابراین با مطالعه ی این ذرات ثانویه در طول مسیر جو و در سطح آرایه ها، انرژی و نوع ذره ی اولیه و منبع تولید این انرژی در فضای خارج جو بررسی خواهد شد.

در کار حاضرتلاش شده که براساس پارامترهای حساس به ترکیبات جرمی بهمن های گسترده هوایی از جمله پارامتر عمر ، شیب تابع توزیع عرضی الکترونی ، پارامتر و چگالی میونی بهمن ها به تفکیک و بررسی تغییرات ترکیبات جرمی پرتوهای کیهانی با انرژی های بیش از 1018×5 الکترون ولت با استفاده از داده های آرایه آشکار ساز یاکوتسک پرداخته شود. از طرفی نتایج کار حاضر می تواند در مطالعه مدل اختر فیزیکی – منابع تولید پرتوهای کیهانی با انرژی های بسیار زیاد کلی- جزئی و جزئی-کلی حائز اهمیت باشد