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 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

چکیده : در پهنای هستی محتوای 80 درصد از جرم جهان را ماده ای ناشناخته تشکیل داده است، که به آن ماده تاریک گفته می شود، چرا که هیچ نوع تعاملی با امواج الکترومغناطیسی برقرار نمی کند. مطالعه بر روی برخی از ذرات وپرتوهای کیهانی (پرتوهای گاما، نوترینوها و...) به ما در ردیابی وشناسایی این ماده کمک می کند. در این پایان نامه با توجه به کارهایی که در زمینه ردیابی ماده تاریک از طریق محاسبه اضافه شار پرتوهای گامای کهکشانی داده های egret انجام شده، به بررسی نمودارهای شدت پرتو گاما برحسب چگالی ستونی گاز در کهکشان پرداخته و اضافه شار آنها محاسبه شده تا برای اولین بار ردپای ماده تاریک در این نمودارها دنبال شود.

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.

بیشتر اطلاعات ما از جهان پیرامون با استفاده از طیف الکترومغناطیسی صورت می¬گیرد. البته امروزه بررسی وآشکارسازی نوترینوهای موجود در کیهان شاخه ی جدیدی از بررسی جهان می باشد که هنوز در حال توسعه است. گستره ی طیف امواج الکترومغناطیسی از امواج بسیار کم انرژی مثل تابش میکروموجی زمینه ی کیهان 4-10×3/2 تا امواج بی نهایت پرانرژی 20 10~e است. آخرین قسمت این طیف پرتوهای¬گاما¬¬¬¬¬ است که این پرتوها در بین امواج الکترو¬¬¬مغناطیسی کوتاه ترین طول موج و در نتیجه بیشترین بسامد و انرژی را دارا می باشند. منشأ پرتوهای کیهانی به ویژه در مورد بالاترین گستره ی انرژی آن ها پس از گذشت حدود صد سال از کشف آن¬ها مورد سوال می¬باشد و آیا این پرتوها دارای منشأ کهکشانی هستند یا فراکهکشانی؟ هدف از این پایان نامه بررسی خوشه¬ی¬گیسو به عنوان یک منشأ پرتوهای کیهانی فراکهکشانی و پاسخ به این سوال است که آیا می¬توان خوشه¬ی¬گیسو را به عنوان یک منشأ برای پرتوهای کیهانی در نظر گرفت یا خیر.¬ درتحقیق حاضر به¬کمک طیف¬گاما، شدت فراکهکشانی واضافه شار پرتوهای¬¬گامای¬کهکشانی حاصل از¬خوشه¬ی¬گیسو در ربع سوم محاسبه می¬شود.¬ برای¬ حذف اثرخوشه سنبله دراین ربع داده های تجربی بامدل¬های نظری¬a و b مقایسه می¬شوند وتوافق بین طیف تجربی ومدل b ازخوشه سنبله حاصل می¬شود. درنهایت شارگامای خوشه¬ی¬گیسو برای انرژی های mev30 تا gev100بدست می¬آید و نتیجه¬گیری می¬شودکه حدود 24/¬18 درصد از شارکل مشاهده شده درربع سوم ازجهت خوشه¬ی گیسوساطع می¬شود. ضمناً با توجه به مشخصه خوشه¬ی¬گیسو که دارای کهکشان¬هایی با هسته فعال کهکشانی است ، امروزه بهترین نامزد منشأ پرتوهای کیهانی بسیار پر انرژی به شمار می آید.

گنبد جبلیه که در شرق شهر کرمان قرار دارد یکی از آثار تاریخی به جامانده از دوره ساسانیان است که به صورت هشت وجهی منتظم از سنگ ساخته شده است و در 1200 متری غرب کوه مسجد صاحب الزمان قرار دارد. روی هر وجه این بنا دو دریچه در بالای هم قرار دارند و بر بالای آن گنبدی هلالی شکل از آجر ساخته شده است. در کتب تاریخی برای این گنبد کاربردهایی ذکر شده است اما درستی هیچ کدام به اثبات نرسیده و گاه این کاربردها در کتب دیگر رد شده است. هدف از این تحقیق بررسی کاربرد نجومی گنبد با توجه به موقعیت خورشید و اثر تابش آن بر روی دریچه های گنبد است. تحقیق به روش میدانی در هنگام طلوع خورشید در گنبد صورت گرفته است. بررسی ها نشان می دهد که در گنبد جبلیه وضعیت تابش نور خورشید در چهار روز خاص سال یعنی اعتدالین و انقلابین با روزهای دیگر سال کاملاً متفاوت است. نحوه به کارگیری پنجره ها در این بنا شیوه ای منحصربه فرد و بسیار جالب است و به طور قاطع می توان گفت که این بنا به منظور استفاده های رصدی و نجومی ساخته شده است.