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)

odbźrźródłaodb

źródłaodb

VVV

Vc

c

,

,0

f

smc )/10*3( 8

Vźródła

Słońce Daleka gwiazda

Linie absorpcji wodoru

p

e

Wyznaczenie odległości -cefeidy -

Porównanie jasności obserwowanej z kalibrowaną z okresu zmian jasności

Standardowe „ świece „ w astronomi L = L0/4d2

Prawo Hubble

Gwiazdy i galaktyki oddalają się od ziemi z prędkością (V) która zwiększa

się z odległością (D)

<H> = (72 ±8) km/s Mpc = 1/(15 ·109 lat)

E. Hubble, 1924 V = H · D

~ Hubble: co 5 sekund objętość wszechświata powiększa się o przestrzeń zajmowaną przez Drogę Mleczną

Wielki wybuch

Ekspansja ze stałą prędkością oznacza że przed 15 Miliardami lat powstał wszechświat.

Wiek wszechświata= D/V = 1/H

Pozostalość po wybuchu-poświata…promieniowanie ciała doskonale czarnego o T=2.725 K

2001-2006 Satelita WMAP odstępstwa od T=2.725 w skali 0.0002K !

Poświata z wszechświata który miał 380.000 lat i T=3000 K !

1989 satelita COBE

Wilson, Penzias’1964 -1978 Nagroda Nobla

Misja-WMAP

Obserwacje: od 30 VI 2001orbita: okolice L2,

5 pasm w zakresie między 22 a 90 GHz

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!)

np dziwność: NN->N K+ (S=1) (S=-1)

GSI-Darmstadt

GSI-GSI-FAIRFAIR (od 2014) (od 2014)

SIS 100

U28+ 2.7 GeV/u 1012 ions/sprotons 30 GeV 2.8x1013/s

2T (4T/s) magnets

SIS 300

U92+ 34 GeV/u 1010 s

6T (1T/s) magnets

Secondary Beams

Radioactive beams up to 1.5 GeV/uAntiprotons up to 30 GeV

Storage and Cooler Rings

Radioactive beams e-A colliderHESR: Antiprotons 1.5- 15 GeV

HADES

PANDA

SIS 18

U73+ 1.0 GeV/u 109 ions/sNi26+ 2.0 GeV/u 1010

protons 4.5 GeV 2.8x1013/s

18Tm (1.8 T magnets)

p = Z/A*0.3*B*R [T, GeV/c]

AGS : 1986 - 2000• Si and Au ; up to s =5 GeV /nucl pair• only hadronic variables

RHIC : 2000• Au ; up to s = 200 GeV /nucl pair• hadrons, photons, dileptons, jets

SPS : 1986 - 2003• S and Pb ; up to s =20 GeV/nucl pair• hadrons, photons and dileptons

LHC : 2007• Pb ; up to s = 5.5 TeV/nucl pair• ALICE /ATLAS/ CMS experiments

Relativistic Heavy Ion Collider

RHIC

STARPHENIX

PHOBOSBRAHMS

Energie in einer Blei-Blei Kollision

1150 TeV = 0.18 mJ

Faktor 300 höher als in SPS Experimenten

sehr heisser Feuerball!

T = 1000 MeV

Large Hadron Collider

LHC am CERN

Detektory reakcji ciężkojonowych

NA49 at SPS

Pb+Pb @ 158 GeV/nucleon

ITS

TPCTRD

ALICE @ LHC

60000 naladowanych czastek

Start w 2008!