Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewolucja Wszechświata

Коpie: 2
Ewolucja Wszechświata Wykład 4. cząstki elementarne i oddziaływania.

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 6 – cząstki elementarne i oddzialywania.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata"— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata
Wykład 4

2 cząstki elementarne i oddziaływania

3 co jest elementarne? brak struktury! 10-10 m atom 10-14 m jądro
nukleon kwark elektron brak struktury!

4 elementarność... 1897 – elektron (J.J.Thomson)
1905 – foton (A.Einstein) 1911 – jądro (E.Rutherford) 1919 – proton (E.Rutherford) 1928 – pozyton (P.A.M.Dirac) 1931 – neutrino (W.Pauli) 1932 – neutron (J.Chadwick)

5 elektron Thomson (1895) – promienie katodowe elektroliza emisja elektronów czas życia: stabilny masa: m = MeV ładunek: z = -1 barionowy: B = 0 leptonowy: L = 1 spin: J = ½ moment magnetyczny: P.A.M.Dirac

6 proton Rutherford (1919) – emisja po reakcji  + N
czas życia: stabilny masa: m = MeV ładunek: z = 1 barionowy: B = 1 leptonowy: L = 0 spin: J = ½ moment magnetyczny: struktura?

7 foton A.Einstein (1905) – efekt fotoelektryczny
czas życia: stabilny masa: m = 0 ładunek: z = 0 barionowy: B = 0 leptonowy: L = 0 spin: J = 1 energia, pęd:

8 neutron Chadwick (1930) czas życia:  = 14.8 min, n  p + e + e masa: m = MeV ładunek: z = 0 barionowy: B = 1 leptonowy: L = 0 spin: J = ½ moment magnetyczny:

9 pozyton P.A.M.Dirac (1928) – relatywistyczne równanie falowe spin
moment magnetyczny oraz energia: mc2 -mc2 cząstka (elektron) dziura (pozyton) Carl Anderson (1932) – odkrycie w komorze mgłowej z polem B

10 kreacja pary foton pozyton elektron hmin = 2mec2  1.02 MeV

11 lawiny fotonowo-elektronowe
Zdjęcie z komory pęcherzykowej dwóch kwantów gamma powstałych w wyniku rozpadu neutralnego mezonu pi wyprodukowanego w zderzeniu jądrowym.

12 anihilacja pozyton elektron foton  hamowanie pozytonium anihilacja
2 fotony E  0.5 MeV

13 Pauli (1931) – przewidział istnienie na podstawie analizy rozpadu 
neutrino Pauli (1931) – przewidział istnienie na podstawie analizy rozpadu  czas życia: stabilny masa: m = 0 ? (< 3·10 –6 MeV) ładunek: z = 0 barionowy: B = 0 leptonowy: L = 1 spin: J = ½ moment magnetyczny:  = 0 Reines, Cowan (1957) – odkryli neutrino

14 więcej cząstek... 1938 – miony (C.Anderson i S.Neddermeyer – promieniowanie kosmiczne) m  200 me = (105 MeV)  oraz + (antycząstka) są nietrwałe – czas życia:   2.5 10-6 s rozpady mionów: 1947, fotoemulsja:   e +  +e +  e+ +  e + 1962 – dwa rodzaje neutrin: elektronowe i mionowe: (e, e), (,  )... a potem jeszcze taonowe (,  )

15 odkrycie taonu SPEAR (energia zderzenia w środku masy = 4 GeV)
e+ + e  + +     +  + +  e+ + e +

16 więcej cząstek... Mezony  (piony) m  150 MeV
Powell (1947) – promienie kosmiczne + emulsja jądrowa Mezony  (piony) m  150 MeV + + e+  e  +  + +  +  e+ + e + (e+ + e   + ) Istnieje  oraz + (antycząstka)

17 0 w komorze pęcherzykowej
 + Xe   0   +  T = 3.5 GeV

18 pierwsza fotografia cząstki Vo
wtórne kosmiczne, h = 0 komora mgłowa B = 0.35 T, (Manchester Univ.) π+ π- Ko G.D.Rochester i C.C.Butler; Nature, 160, 855, (1947) Mezon K0 – cząstka dziwna mV = 500  600 MeV  =  10-9 s

19 wśród produktów rozpadu też: protony
π- p o p+  180 MeV – proton p-  190 MeV – pion mV  1130 MeV Hiperon 0 – cząstka dziwna

20 K + p   + K+ + Ko p0 = 5 GeV/c
 p hiperon omega K+ Ko  e e+ o o K + p   + K+ + Ko p0 = 5 GeV/c   o +  o  o + o o  p +   o K p o  2  2 ( e + e+ ) N.Samios, BNL (1964) komora Glasera H2, 80’ Dziwność  = -3

21 Każdej cząstce odpowiada antycząstka
Model Standardowy Do chwili obecnej odkryto około dwieście cząstek (z których większość nie jest cząstkami elementarnymi). Model Standardowy – teoria opisująca wszystkie cząstki i oddziaływania między nimi za pomocą: 6 kwarków 6 leptonów cząstek przenoszących oddziaływania Każdej cząstce odpowiada antycząstka

22 kwarki (spin = ½) i leptony (spin = ½)
aromat (flavour) masa [MeV] ładunek lepton u – up górny 1.5  4.5 +2/3 e - elektron  =  0.511 -1 d – down dolny 5.0  8.5 -1/3 ν - neutrino elektronowe < 3.010-6 c – charm powabny 1.0  1.4 103 μ -mion  = 2.20·10-6 s 105.7 s – strange dziwny 80  155 νμ – neutrino mionowe < 0.19 t – top wierzchni 174. 103 τ - taon  = 2.91·10-13 s 1777.0 b – bottom spodni 4.0  4.5 103 ντ – neutrino taonowe < 18.2 PPb 2002 Cząstki z różnych rodzin różnią się zapachem.

23 Hadrony Z kwarków zbudowane są hadrony: z trzech kwarków – bariony
z kwarku i antykwarku - mezony

24 Bariony Większość masy hadronu to energia wiązania kwarków.

25 Masa hadronu Kupujemy 1 kg jabłek... (masa protonu  1 GeV)
... a w domu z torby wysypujemy 3 maleńkie jabłuszka – tylko 12 g! (masa kwarków  0,012 GeV)

26 Mezony

27 Cząstki należące do różnych rodzin różnią się zapachem.
Leptony Leptony = (e, e), (,  ), (,  ) + antycząstki są fermionami oddziałujacymi słabo, Liczba leptonowa: Le L L e, e +1 ,  ,  e+,e 1 +, +, inne Cząstki należące do różnych rodzin różnią się zapachem.

28 Rozpady leptonów Elektron i 3 rodzaje neutrin – trwałe
Mion i taon - nietrwałe Liczby elektronowe, mionowe i taonowe są zawsze zachowane, gdy ciężki lepton rozpada się na mniejsze leptony. Czy te rozpady są możliwe? Liczba mionowa niezachowana Energia niezachowana

29 Oddziaływania Wirtualne cząstki przenoszące oddziaływanie
Zasada nieoznaczoności: czas 1 cząstka wysyła i pochłania cząstki wirtualne 1 cząstka wysyła, a 2 cząstka pochłania cząstki wirtualne

30 Odziaływanie elektromagnetyczne
Działa na ładunki elektryczne Odpowiedzialne za wiązania chemiczne Nośnik – foton () Zasięg – nieskończony

31 Odziaływanie silne Działa na ładunki kolorowe
Odpowiedzialne za wiązanie kwarków w barionach Nośniki – gluony Zasięg – m (odległość typowa dla kwarków w nukleonie)

32 Odziaływanie silne B G R G R B Kwarki mają ładunek kolorowy
Istnieją tylko cząstki o całkowitym ładunku kolorowym równym zeru. Uwięzienie kwarków (kolorów)

33 Oddziaływanie między elektronami maleje wraz z odległością
Oddziaływanie między kwarkami rośnie wraz z odległością

34 Uwięzienie kwarków mezon D- mezon D+ mezon c Zamiana energii na masę
Oddziaływanie między kwarkami rośnie wraz z odległością. Próba rozdzielenia kwarków prowadzi do wytworzenia nowej pary kwark-antykwark (jest to proces korzystniejszy energetycznie). mezon D- mezon D+ mezon c Zamiana energii na masę

35 Oddziaływanie kolorowe
Gluony muszą mieć ładunek kolorowy oraz ładunek antykolorowy, gdyż zmieniają one zawsze dany kolor w antykolor. q g Ładunek kolorowy jest zawsze zachowany. 8 gluonów - 8 stanów kolorów – superoktet (SU3)

36

37 Oddziaływanie słabe Odpowiedzialne za rozpad ciężkich kwarków i leptonów na lżejsze kwarki i leptony (zmiana zapachu). Cząstki przenoszące oddziaływanie słabe to bozony: W+, W- i Z0. Masy W+, W- i Z0 duże (~80 GeV)  Zasięg mały Oddziaływanie słabe i elektromagnetyczne opisuje jednolita teoria oddziaływań elektrosłabych.

38 Oddziaływania elektrosłabe
Małe odległości (10-18 m)  wielkie energie Oddziaływania słabe i elektromagnetyczne porównywalne. Większe odległości (3•10-17 m) Oddziaływanie słabe jest 10-4 razy mniejsze niż elektromagnetyczne

39 Słaby rozpad   e e W   e e
W rozpadzie pośredniczy bozon W-

40 Oddziaływanie grawitacyjne
Działa na każde ciało Odpowiedzialne za istnienie planet, gwiazd, galaktyk... Nośnik (hipotetyczny) – grawiton? Zasięg – nieskończony Brak teorii, która wiąże oddziaływanie grawitacyjne z innymi rodzajami oddziaływań – jeden z głównych nierozwiązanych problemów kosmologii.

41 Oddziaływania Literatura:
grawit. elektrosłabe silne (kolorowe) grawiton (?) masa [GeV] ładunek γ W+ W- Zo g - gluon superoktet SU(3) 8 stanów koloru Literatura: L. Lederman „Boska cząstka”

42 Jak wytworzyć plazmę kwarkowo-gluonową?
Zwiększyć: ciśnienie temperaturę Takie warunki panowały we Wszechświecie tuż po Wielkim Wybuchu

43 Plazma kwarkowo-gluonowa
Wczesny Wszechświat Temperatura, K Tc=31012 K Gwiazdy neutronowe 1 10 Względna gęstość materii jądrowej

44 Zderzenia jąder o wielkich energiach – wytwarza się stan materii o wysokiej temperaturze i ciśnieniu. czas Emisja cząstek Gaz hadronowy Faza mieszana Plazma kwarkowo-gluonowa Stan przedrównowagowy przestrzeń

45 RHIC - Relativistic Heavy IonCollider
Brookhaven National Laboratory, Long Island (USA) Eksperyment rozpoczęty w 2000 roku RHIC - Relativistic Heavy IonCollider (Relatywistyczny Zderzacz Ciężkich Jonów)

46 Akcelerator w tunelu 4 m pod ziemią przyspiesza przeciwbieżne wiązki jąder atomowych do prędkości 99,95 prędkości światła. Wiązka odchylana jest w polu magnetycznym wytwarzanym przez nadprzewodzące magnesy umieszczone w ciekłym helu o temperaturze 4,5 K.

47 RHIC Energia zderzenia Ecms = 200 GeV Tysiące zderzeń na sekundę Podczas zderzenia wytwarza się temperatura razy wyższa niż na Słońcu W eksperymentach bierze udział ponad 1000 fizyków z całego świata Grupa naukowców i studentów z Wydziału Fizyki P.W. uczestniczy w eksperymencie STAR

48 Cztery eksperymenty na zderzaczu RHIC
Rejestracja cząstek Cztery eksperymenty na zderzaczu RHIC

49 Rejestracja cząstek

50 Ekperyment STAR E = mc2 Zamiana energii w masę

51 W poszukiwaniu plazmy kwarkowo-gluonowej...
W zderzeniu dwóch jąder ołowiu... ...mogą powstać nowe cząstki zwane J/PSI

52 W poszukiwaniu plazmy kwarkowo-gluonowej...
Jeśli w zderzeniu powstanie plazma kwarkowo-gluonowa, to niektóre cząstki J/PSI ulegną zniszczeniu, za to powstaną inne cząstki – kwarki dziwne. Pojawi się też więcej cząstek rozpadających się na pary elektronowe. Badając, ile i jakich cząstek powstało w zderzeniu, możemy stwierdzić, czy uformowała się plazma kwarkowo-gluonowa i jak ewoluowała. Niestety, wyniki nie są jednoznaczne...

53 Thomas K Hemmick, Stony Brook University Quark Matter 2004, Oakland CA
ośrodek? brak ośrodka Medium? No Medium! Nucleus- nucleus collision Proton/deuteron Zderzenie jądro-jądro Zderzenie protonu lub deuteronu z jądrem Thomas K Hemmick, Stony Brook University Quark Matter 2004, Oakland CA

54 KONIEC poszukiwań plazmy kwarkowo-gluonowej
The END of searching for the QGP POCZĄTEK badania jej własności The BEGINNING of measuring its properties 12D Correlations Heavy Quarks Direct Photons Leptons and its relation to CGC Miklos Gyulassy, Columbia University Quark Matter 2004, Oakland CA

55 Sonic boom from quenched jets Casalderrey,ES,Teaney, hep-ph/0410067; H
Sonic boom from quenched jets Casalderrey,ES,Teaney, hep-ph/ ; H.Stocker… Wake effect or “sonic boom” the energy deposited by jets into liquid-like strongly coupled QGP must go into conical shock waves Plazma kwarkowo-gluonowa ma własności podobne do cieczy. Edward Shuryak State University of New York Quark Matter 2005, Budapeszt

56 Następne przygotowywane eksperymenty:
LHC (Large Hadron Colider) – 2007r. Wielki Zderzacz Jonów CERN Genewa (Szwajcaria/ Francja)

57 Eksperyment ALICE

58 Nowe możliwości badania materii
RHIC LHC Energia (GeV) Liczba rejestrowanych cząstek Temperatura (T/Tc) ,9 Gęstość energii (GeV/fm3) Czas „życia” plazmy kwarkowo-gluonowej (fm/c) razy ? 3,0-4, goręcej gęściej  dłużej Quark Matter 2004, Oakland CA Yves Schutz

59 Eksperyment ALICE 937 naukowców 77 instytutów 28 krajów
Grupa naukowców i studentów z Wydziału Fizyki P.W.


Pobierz ppt "Ewolucja Wszechświata"

Podobne prezentacje


Reklamy Google