در کار حاضر نشان داده ایم که با استفاده از یک آرایۀ بسیار چگال مجازی و مقایسۀ شدت سیگنال رادیویی تجربی دریافتی از آنتن های آرایۀ رادیویی پرتو کیهانی با شدت سیگنال رادیویی دریافتی از آنتن متناظر آنها در آرایۀ چگال می توان محل هستۀ بهمن های هوایی را تعیین کرد. مشخصاً این روش در مورد مختصات آرایۀ رادیویی SURA به کار برده شده است. علاوه بر این برای کاهش زمان شبیه سازی، تعداد آنتن های آرایۀ چگال بهینه سازی شده است. همچنین، تأثیر انرژی اولیه و زاویۀ سرسویی آرایۀ چگال بر دقت روش بررسی شده است. نشان داده ایم در بازۀ محدود ، یک آرایۀ چگال با انرژی و زاویۀ سرسویی مشخص را می توان برای تعیین هستۀ بهمن های هوایی با انرژی ها و زوایای سرسویی متفاوت به کار برد.

پرتوهای کیهانی پر انرژی هنگام عبور از جو زمین تولید بهمن های گسترده هوایی می کنند که حاوی ذرات ثانویه عمدتاً الکترون و میون هستند. با آشکارسازی و مطالعه این ذرات ثانویه و امواج رادیویی وابسته به آنها که بر اثر حرکت ذرات باردار در میدان مغناطیسی زمین ایجاد می شود می توان به مشخصه های اصلی پرتو کیهانی اولیه مانند جهت، محل هسته بهمن، انرژی و جرم آن پی برد. سیگنال های رادیویی وابسته به ذرات در آرایه ای از آنتن های رادیویی دریافت و ثبت می شوند. محل هسته بهمن که به عنوان محل برخورد امتداد جهت ورود پرتو کیهانی با سطح زمین تعریف می شود یکی از مهم ترین مشخصه های پرتو کیهانی اولیه است که دانستن محل آن برای تحلیل داده های تجربی لازم است. به خصوص برای تعیین توزیع عرضی سیگنال های رادیویی یا ذرات ثانویه، دانستن محل هسته بهمن ضروری است. در کار حاضر با استفاده از کُد شبیه سازی 5/7 CORSIKA و 1/1 CoREAS و شبیه سازی پرتوهای کیهانی در بازه انرژی 1/. تا EeV 1 در آرایه رادیویی مستطیلی متشکل از 49 آنتن که با فواصل 10 و 20 متری از هم طراحی شده اند، سیگنال های رادیویی رسیده به آنتن ها در سطح مشاهده رصدخانه پیر اوژه (ارتفاع 1400 متر از سطح دریا) و آرایه SURA در سمنان (ارتفاع 1130 متر از سطح دریا) به دست آمده است. سیگنال های دریافت شده از شبیه سازی در حوزه زمان هستند. بعد از اعمال فوریه ترانسفورم بر روی این سیگنال ها فاز سیگنال در بسامدهای مختلف به دست می آید. در مرحله اول این فاز به تقسیم (نرمالیزه) می شود. سپس با رسم منحنی فاز نرمال برحسب بسامد شیب این منحنی به دست می آید و به عنوان کمیت (SNAP) معرفی و استفاده می شود. ما نشان داده ایم که مقدار SNAP در محل هسته بهمن کمینه است و از این خاصیت برای تخمین محل هسته بهمن استفاده کرده ایم. با استفاده از این پارامتر محل هسته بهمن برای بهمن های عمودی و مایل را به دست آورده ایم. نتایج وابستگی محل هسته بهمن به این پارامتر را به خوبی نشان می دهد. البته نتایج کار حاضر نشان می‎دهد این روش در مورد بهمن های عمودی از دقت بیشتری برخوردار است. به دلیل وجود محدودیت در نرم افزار CoREAS که در هر اجرا اجازه شبیه سازی بیشتر از یک پرتو کیهانی را نمی دهد، در کار حاضر شبیه سازی در هر انرژی فقط برای یک بهمن انجام شده تا وابستگی فاز به محل هسته بهمن نشان داده شود. در ادامه با انجام شبیه سازی های بیشتر قادر خواهیم بود دقت این روش را برای تعیین محل هسته بهمن در زوایا و انرژی ها و هندسه های مختلف آرایه رادیویی ارزیابی کنیم

در کار حاضر پرتوهای کیهانی پروتون و آهن در انرژی1017 الکترون ولت و زاویه های سرسویی 20 تا 45 درجه با استفاده از کُدCORSIKA و مدل های اندرکنشی انرژی های بالا (QGSJETII04 )و مدل های اندرکنشی انرژی پایین GHEISHA2002d و در ارتفاع 1200 متر از سطح دریا (تهران) شبیه سازی شده اند. و با ثبت زاویه سمتی، مکان و زمان رسیدن ذرات ثانویه نتایج شبیه سازی تحلیل و زمان خیز (rise time) ذرات ثانویه ( الکترون ها و میون ها) محاسبه شده است. با بررسی وابستگی زمان خیز به فاصله از محور بهمن و زاویه سمتی ما نشان داده ایم در توزیع سمتی زمان خیز عدم تقارنی وجود دارد که میتواند برای تفکیک جرمی پرتوهای اولیه مورد استفاده قرار بگیرد.

برای بررسی خصوصیات بهمن هایی هوایی تولید شده به وسیله پرتوهای کیهانی مدل های اندرکنش هادرونی متفاوتی به کار می رود که در بسته نرم افزاری CORSIKA وجود دارند. عمق بیشینه بهمن های هوایی یکی از پارامترهای مهم هر بهمن هوایی می باشد که در تشخیص ترکیب جرمی پرتوهای کیهانی مولد این بهمن ها نقش بسزایی دارد. در این مقاله بهمن های هوایی شبیه سازی شده به وسیله چهار مدل اندرکنشی  QGSJET01, QGSJETII, DPMJET, SIBYLL مورد بررسی قرار گرفته اند و عوامل موثر بر عمق بیشینه این بهمن ها و خصوصیات هر مدل مطالعه شده است. همچنین فراوانی های ذرات ثانویه تولید شده توسط این مدل ها در سطح مشاهده مورد بررسی قرار گرفته است.

هر پرتوی گاما یا پرتو کیهانی پرانرژی در هنگام ورود به جو زمین انبوهی از ذرات ثانویه تولید می کند که به آن بهمن هوایی گسترده می گویند. روش متداول مشاهده این پرتوها، آشکارسازی جبهه ذرات ثانویه بهمن است. یکی از مشخصه های بهمن که با این روش اندازه گیری می شود، جهت ورود پرتو اولیه مولد بهمن است که به آن جهت بهمن هم گفته می شود. حرکت ذرات ثانویه بهمن هوایی لزوما در جهت پرتو اولیه نخواهد بود. توزیع زاویه انحراف این ذرات نسبت به جهت بهمن در این مقاله مورد بررسی قرار گرفته است. الکترون ها و مویون های ثانویه بهمن های ناشی از فوتون های گاما و پروتون هایی با انرژی 1014، 1015 و 1016 الکترون ولت در این کار بررسی شدند. توزیع زوایای انحراف این ذرات گستردگی قابل توجهی از مرتبه چند ده درجه دارد. با اعمال حد پایین انرژی برای این ذرات، مشاهده شد که پهنای توزیع زوایای انحراف با افزایش انرژی ذرات کاهش می یابد. همچنین بستگی پهنای توزیع زوایای انحراف به انرژی و زاویه سمت الراسی بهمن، و فاصله از مرکز بهمن بررسی شد. نتایج این مطالعه، محدودیت های کاربرد ابزارهای مسیریاب ذرات (هودوسکوپ ها) در رصدهای بهمن های هوایی را نشان می دهد.

لطفا برای مشاهده چکیده به متن کامل (PDF) مراجعه فرمایید.

بهمن های گسترده هوایی که در اثر برهمکنش پرتوهای کیهانی پرانرژی با جو تولید می شوند، در دو جهت طولی و عرضی گسترش یافته که بررسی چگالی الکترون ها در این دو جهت به پارامتر عمر در آن جهات بستگی دارد. دای و همکارانش در سال 1990 اختلاف بین پارامتر عمر طولی و عرضی را بیان کردند. این در حالیست که برخی پژوهشگران اعتقاد دارند که پارامتر عمر عرضی در مدل نیشیمورا، کاماتا، گریسن (NKG)، که برای توصیف پراکندگی عرضی الکترون ها و در همه فاصله ها استفاده می شود، کافی نیست. در این مقاله تلاش گردیده با استفاده از داده های تجربی و شبیه سازی، وابستگی پارامتر عمر طولی و عرضی بهمن گسترده هوایی به فاصله از مرکز بهمن، با تکیه بر مفاهیم آمده در کار دای و همکاران، مورد مطالعه قرار گیرد. نتیجه اینکه بر خلاف نظریه NKG، در نظریه لینسلی، در گسترش عرضی بهمن گسترده هوایی، دیگر پارامتر عمر به عنوان یک مقدار متوسط در نظر گرفته نشده، بلکه با افزایش فاصله از محور بهمن افزایش می یابد.