Program I) Ogólny opis produkcji cząstek: • zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek • ogólna charakterystyka obszarów badań pod względem skali energii (BEVELAC/SIS, AGS, SPS, RHIC,LHC) • model termiczny i statystyczny produkcji cząstek: założenia i porównanie z eksperymentem • produkcja cząstek dziwnych, powabnych II) Poszukiwanie plazmy kwarkowo-gluonowej • obserwacje „jet”-ów, czynnika jądrowego oraz pływu materii w zderzeniach URHIC III) Metody eksperymentalne: przykłady detektorów (detektory będą omawiane przy okazji przykładów eksperymentów) IV) Widma stanów hadronów wg. modeli kwarkowych/stany egzotyczne • Stany wzbudzone QCD: bariony, mezony(w szczególności z powabem – „positronium w QCD” • symetria chiralna a pochodzenie mas hadronów • Modyfikacja mas w materii jądrowej
43
Embed
Produkcja cząstek w wysokoenergetycznych zderzeniach ciężkich jonów
Produkcja cząstek w wysokoenergetycznych zderzeniach ciężkich jonów. Dlaczego się tym zajmujemy? mechanizm powstania hadronów (podróż do początków wszechświata) własności materii jądrowej w stanach ekstremalnych (dużej temperatury i gęstości)-> równanie stanu materii jądrowej (ewolucja gwiazd) - PowerPoint PPT Presentation
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
ProgramI) Ogólny opis produkcji cząstek:• zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek• ogólna charakterystyka obszarów badań pod względem skali energii
(BEVELAC/SIS, AGS, SPS, RHIC,LHC)• model termiczny i statystyczny produkcji cząstek: założenia i porównanie z
eksperymentem• produkcja cząstek dziwnych, powabnych
II) Poszukiwanie plazmy kwarkowo-gluonowej• obserwacje „jet”-ów, czynnika jądrowego oraz pływu materii w zderzeniach URHIC
III) Metody eksperymentalne: przykłady detektorów (detektory będą omawiane przy okazji przykładów eksperymentów)
IV) Widma stanów hadronów wg. modeli kwarkowych/stany egzotyczne• Stany wzbudzone QCD: bariony, mezony(w szczególności z powabem –
„positronium w QCD” • symetria chiralna a pochodzenie mas hadronów• Modyfikacja mas w materii jądrowej
Produkcja cząstek w wysokoenergetycznych w zderzeniach
elementarnych i ciężkich jonów• Dlaczego się tym zajmujemy?• mechanizm powstania hadronów (podróż do początków
wszechświata)• własności materii jądrowej w stanach ekstremalnych
(dużej temperatury i gęstości)-> równanie stanu materii jądrowej (ewolucja gwiazd)
• własnośći oddziaływań silnych (QCD)• własności hadronów w gęstej i gorącej materii jądrowej
problem uwięzienia, mechanizm generacji mas hadronów
Back to big-bang
10 –6 sec 10 –4 sec 3 min 15 miliardów lat
Quark-GluonPlasma Nukleony Jądra at. Atomy Dziś
Natura
Experiment
Big-bang
Podróż do początku wszechświata
t=10-12 s ~ 1 TeV -LHC
t=300 000 lat ~ 1 eV~3000 K
dzisiaj
powstanie galaktyk
dominacja materii
Nukleosynteza
Materia kwarkowo gluonowa
powstanie hadronów
Planck epoch
Grand unification
Hubble Expansion
Kalendarz wszechświata
Promieniowanie tła
Ekspansja Hubble
T = 100 MeV T = 1.16*1012 Ksłońce : T=1.1*107 K
Reakcje ciężkojonoweURHiC
Dowody na "wielki wybuch"
• Ekspansja wszechświata (prawo Hubbla)
• Promieniowanie tła
• Nukleosynteza
• Czy można odwrócić bieg czasu i odtworzyć hadrosynteze z materii Kwarkowo-Gluonowej?
Ekspansja wszechświata
Pomiar odległości poprzezpomiar jasności gwiazd zmiennych (Cefeidy)-wzorcowa
świeca wszechświata
Pomiar prędkości ucieczki gwiazd poprzezprzesunięcie ku czerwieni lini spektralnych gwiazd
(Efekt Dopplera)
Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0)
H(t) = [dR(t)/dt]/R(t)stała Hubble’a H0 = H(t0)
orazz = H0d/c
Z- przesunięcie ku czerwieni długości fali fotonów
Stała Hubble’a jest z wielu względów najbardziej fundamentalnym parametrem kosmologicznym.
Charakteryzuje obecne tempo ekspansji Wszechświata.
Ta ostatnia zależność (prawdziwa dla z ≲ 0,2) daje nam pierwszą metodę pomiaru H0:
H0 = c z/dWielkościami, które należy mierzyć są:- przesunięcie ku czerwieni, z (dość łatwe),- odległość, d (metodą niezależną od prawa Hubble’a, oczywiście).
Ruchy własne galaktyk będą dawać naturalny rozrzut tej relacji.
Ekspansja wszechświataPomiar prędkości ucieczki gwiazd poprzez
przesunięcie ku czerwieni lini spektralnych gwiazd (Efekt Dopplera)
Misja-WMAP co zawiera rozkład anizotropii- kątowe widmo mocy
Do obserwowanej mapy anizotropii dopasowuje się współczynniki alm następującego szeregu:
gdzie Ylm(θ,φ) są funkcjami kulistymi. Kątowe widmo mocy to zwykle zależność l(l+1)Cl/2π (moc kątowa) od l (liczba multipolowa), gdzie Cl zdefiniowane jest jako:
Intepretacja • Zakłada się ogólnie, że fluktuacje gęstości obecne we wczesnym Wszechświecie, a
będące następstwem procesów kwantowych, zostały powiększone przez inflację. Niezależnie od roli inflacji, przyjmuje się, że wczesny Wszechświat zawierał fluktuacje gęstości
• Przed rozproszeniem, większość materii we Wszechświecie stanowiła niebarionowa ciemna materia, z której to właśnie składały się przede wszystkim fluktuacje gęstości, nazwijmy je zgęstkami.
• . W tym samym czasie (przed rozproszeniem) promieniowanie bardzo silnie oddziaływało z materią barionową tworząc coś, co nazywamy cieczą fotonowo-barionową.
• W rozszerzającym się Wszechświecie efekty ciśnieniowe w cieczy fotonowo-barionowej nie mogły oddziaływać na odległościach większych od ct. W miarę upływu czasu, skala tych efektów rosła i kiedy osiągnęła rozmiary zgęstka ciemnej materii, w cieczy przyciąganej przez zgestek wzrosło ciśnienie, co prowadziło do reakcji rozprężenia cieczy. Ciecz zawarta w takim zgęstku mogła przejść kilka takich „oscylacji”. Zgęstki takie generowały więc fale akustyczne w cieczy fotonowo-barionowej
WMAP: mapa anizotropii
W pośrednich skalach (l = 50 – 1000), kątowe widmo mocy pokazuje efekt fal akustycznych w momencie ostatniego rozproszenia. W tym momencie, niektóre długie fale osiągały właśnie stan maksymalnej kompresji po raz pierwszy. Ta kompresja rozgrzewała nieco ciecz fotonowo-barionową, co spowodowało, że fotony CBR, które z tego miejsca zostały wysłane miały nieco większe energie. Przestrzenna skala anizotropii była rzędu ctdec (horyzont akustyczny), czyli około 380 tys. lat świetlnych ≈ 115 kpc. We Wszechświecie z płaską geometrią (k = 0), taka struktura odpowiada kątowi około 1º.
Pierwsze maksimum akustyczne (dopplerowskie) pojawia się więc dla l = 220.1 ± 0.8, pierwsze minimum – dla l = 411.7 ± 3.5. Dla wiekszych l pokazują się dalsze maksima akustyczne odpowiadające dwukrotnej, trzykrotnej, itd. kompresji.
maksima akustyczne
Nukleosynteza
0.25 4He/H
10−3 2 H/H
10−4 3He/H
10−9 7Li/H
Materia widzialna we wszechświecie składa się głównie z :wodoru (H), Helu (4He), deuteru (2 H) , trytu (3He) , Litu (7Li)
w stosunku;
Model W. Wybuchu odtwarza te stosunki!
Materia we wszechświecie
Znamy tylko 4% wszystkiego co nas otacza !!• co stanowi ciemną materię „Dark matter”?• co jest ciemną energią ?• dlaczego wszechświat „widzialny” składa się tylko• z materii a brak jest anty-materii?
Problemy tWW
Jak zbadać własności materii 10 mikrosekund po wielkim wybuchu?
Czy własności hadronów (ich masy, rozpady) były wtedy takie jak dziś?
poprzez produkcja cząstek w zderzenia relatywistycznych ciężkicj jonów
Nucleon
nucleusQuark-Gluon matter
confinement (związanie)
de-confinement
przed zderzeniem
Ekspansja i "zastygnieńcieskładników". Pomiar T
"fireball"
Quark-Gluon PlasmaZderzenie podgrzanie ikompresja
Materia jądrowa: 0 = 0.17 /fm3
0 = 0.16 GeV/fm3
Brak oddziaływań pomiędzy hadronami
= 1.2 /fm3
= 3 GeV/fm3
4*10 -23s 10 fm/c
1. Czas hadronizacji we wczesnym wszechświecie znacznie dłuższy ~ 30 s ( grawitacja !)2. Symetria materia-antymateria
Czas
Przebieg reakcji (ultra-relatywistycznej)
Ewolucja w czasie zderzenia (Bjorken)
e
Przestrzeń
Czas jet
AuAu
Eks
pans
ja
p K
QGP
e
T = 170 MeV = 0.6GeV/fm3
T = 120 MeV = 0.06 GeV/fm3
T = 230 MeV = 3 GeV/fm3
To = 0 MeVo = 0.16 GeV/fm3
200 AGeV "collider"
Quark-Gluon Plasma
Nuclear matter
Density (Kg/m3)
Tem
pera
ture
(K
)
1x1012
2x1012
3x1012
4x1012
3x1012
00 1 x 1018 2 x 1018
Diagram fazowy materii jądrowej
trajektoria reakcj A+A
Fireball-kula ognista
Photon
pary e+e-
Pion
Kaon
J/Psi
Lambda
Jak określić temperaturę?
Z widma promieniowania fotonów (innych cząstek?)
Dla wszechświata dzisiaj- promieniowanie tła (2.73 K)
Np: dla słońca poprzez pomiar fotonów i prawo Plancka
Pomiar temperatury powierzchni słońca
T = 6000 Kgęstośc fotonów = 4 ·1012 Photon/cm3
Widmo fotonów: rozkład bozonów Plancka
długość fali (nm)
Inte
nsyw
ność
M. Planck 1900
1)/exp(),(
3
kThv
hvATv
Pomiar temperatury materii poprzez pomiar widm emitowanych cząstek
T = 100 MeV T = 1012 K
Widmo pionów
100 000 bardziej gorące niż słońce !
Inte
nsyw
noś ć
Energia kinetyczna
Nachylenie widma~Temperatura
w momencie zastygnięciafireball
thermall freeze-out
Slope
T = 100 MeVRozkład Boltzmana cząstek termicznych (nierelatywistyczny):
kTE
TEkTEcdE
dn
K
Kkk
2
3
)/exp()( 2/3
Określenie abundancji cząstek pozwala na określenie temperatury i gęstości materii w momencie produkcji hadronów
"chemical freez-out"
Energia termiczna (kT) może być zamieniona na energię nowych cząstek (mc2 )
Prawdopodobieństwo produkcji rozkład Bolztmanadn~ m-3/2exp(-Ekin/kT)
Kula ognista rozszerza się z prędkością V. Materią uległa kompresji:Ekin 3/2kT + ½ mV2
T = 120 MeV Vekspansji = 0.55 ckeine Expansion
Tem
pera
tura
Massa cząstki
Obserwacja: ‘Temperatura zależy od masy cząstek "
powód:
bez ekspansji źródła
Rozszerzająca się „kula ognista”
Charakterystyka „mikro-wybuchu”
130 MeV
Energia wiązki
prp
ręd
koś
ć ro
zsz.
[v/
c]
Tem
per
atur
a [M
eV]
[GeV]√sNN
GSI/Bevelac FAIR CERN RHIC LHC
10-30 158 [A GeV]
17 200
// // //
// // //
//
//5.5 TeV!
Bariony Hadrony(mez+barion) Partony(SQGP) ????
+ partrony?
5-8 2
1-2
Akcelaratory
GSI/ Bevelac AGS SPS RHIC
(collider!)
LHC
(collider)
EKin/A [GeV] 2 10-15 40-200 100 2700
[GeV] 2.7 4.5 8.8-19.4 200 5500NNS
NN->NN X X=mezon, para barion antybarion
Energia progowa: s=2*MN + MX
• ale do tworzenia cząstek o nowym zapachu potrzeba więcej energii (stowarzyszona produkcja!)