Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Program I) Ogólny opis produkcji cząstek: zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek oraz metody ich identyfikacji ogólna charakterystyka obszarów.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Program I) Ogólny opis produkcji cząstek: zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek oraz metody ich identyfikacji ogólna charakterystyka obszarów."— Zapis prezentacji:

1

2 Program I) Ogólny opis produkcji cząstek: zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek oraz metody ich identyfikacji 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

3 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

4 Back to big-bang 10 –6 sec 10 –4 sec 3 min 15 miliardów lat Quark-Gluon Plasma NukleonyJądra at.Atomy Dziś Natura Experiment Big-bang Podróż do początku wszechświata

5 t= s ~ 1 TeV -LHC t= lat ~ 1 eV ~3000 K

6 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*10 12 K słońce : T=1.1*10 7 K Reakcje ciężkojonowe URHiC

7 Dowody na "wielki wybuch" Ekspansja wszechświata (prawo Hubbla) Promieniowanie tła Nukleosynteza Czy można odwrócić bieg czasu i odtworzyć hadrosynteze z materii Kwarkowo-Gluonowej?

8 Ekspansja wszechświata Pomiar odległości poprzez pomiar jasności gwiazd zmiennych (Cefeidy)-wzorcowa świeca wszechświata Pomiar prędkości ucieczki gwiazd poprzez przesunięcie ku czerwieni lini spektralnych gwiazd (Efekt Dopplera)

9 Wyznaczanie stałej Hubble’a (H 0 ) H(t) = [dR(t)/dt]/R(t) stała Hubble’a H 0 = H(t 0 ) oraz z = H 0 d/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 H 0 : H 0 = c z/d Wielkościami, 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.

10 Ekspansja wszechświata Pomiar prędkości ucieczki gwiazd poprzez przesunięcie ku czerwieni lini spektralnych gwiazd (Efekt Dopplera) V źródła Słońce Daleka gwiazda Linie absorpcji wodoru p e

11 Wyznaczenie odległości -cefeidy - Porównanie jasności obserwowanej z kalibrowaną z okresu zmian jasności Standardowe „ świece „ w astronomi L = L 0 /4  d 2

12 Prawo Hubble Gwiazdy i galaktyki oddalają się od ziemi z prędkością (V) która zwiększa się z odległością (D) = (72 ±8) km/s Mpc = 1/(15 ·10 9 lat) E. Hubble, 1924 V = H · D ~ Hubble: co 5 sekund objętość wszechświata powiększa się o przestrzeń zajmowaną przez Drogę Mleczną

13 Wielki wybuch Ekspansja ze stałą prędkością oznacza że przed 15 Miliardami lat powstał wszechświat. Wiek wszechświata= D/V = 1/H

14 Pozostalość po wybuchu-poświata… promieniowanie ciała doskonale czarnego o T=2.725 K Satelita WMAP odstępstwa od T=2.725 w skali K ! Poświata z wszechświata który miał lat i T=3000 K ! 1989 satelita COBE Wilson, Penzias’ Nagroda Nobla

15 Misja-WMAP Obserwacje: od 30 VI 2001 orbita: okolice L2, 5 pasm w zakresie między 22 a 90 GHz

16 Misja-WMAP co zawiera rozkład anizotropii- kątowe widmo mocy Do obserwowanej mapy anizotropii dopasowuje się współczynniki a lm następującego szeregu: gdzie Y lm (θ,φ) są funkcjami kulistymi. Kątowe widmo mocy to zwykle zależność l(l+1)C l /2π (moc kątowa) od l (liczba multipolowa), gdzie C l zdefiniowane jest jako:

17 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

18 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 ct dec (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 = ± 0.8, pierwsze minimum – dla l = ± 3.5. Dla wiekszych l pokazują się dalsze maksima akustyczne odpowiadające dwukrotnej, trzykrotnej, itd. kompresji. maksima akustyczne

19 Nukleosynteza He/H 10 −3 2 H/H 10 −4 3 He/H 10 −9 7 Li/H Materia widzialna we wszechświecie składa się głównie z : wodoru (H), Helu ( 4 He), deuteru ( 2 H), trytu ( 3 He), Litu ( 7 Li) w stosunku; Model W. Wybuchu odtwarza te stosunki!

20 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?

21 Problemy tWW

22 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

23 Nucleon nucleus Quark-Gluon matter confinement (związanie) de-confinement

24 przed zderzeniem Ekspansja i "zastygnieńcie składników". Pomiar T "fireball" Quark-Gluon Plasma Zderzenie podgrzanie i kompresja Materia jądrowa:  0 = 0.17 /fm 3  0 = 0.16 GeV/fm 3 Brak oddziaływań pomiędzy hadronami  = 1.2 /fm 3  = 3 GeV/fm 3   4* s  10 fm/c  1. Czas hadronizacji we wczesnym wszechświecie znacznie dłuższy ~ 30  s ( grawitacja !)  2. Symetria materia- antymateria Czas Przebieg reakcji (ultra-relatywistycznej)

25 Ewolucja w czasie zderzenia (Bjorken) e  Przestrzeń Czas jetjet Au  Ekspansja p K     QGP  e T = 170 MeV  = 0.6GeV/fm 3 T = 120 MeV  = 0.06 GeV/fm 3 T = 230 MeV  = 3 GeV/fm 3 T o = 0 MeV  o = 0.16 GeV/fm AGeV "collider"

26 Quark-Gluon Plasma Nuclear matter Density (Kg/m 3 ) Temperature (K) 1x x x x x x x Diagram fazowy materii jądrowej trajektoria reakcj A+A

27 Fireball-kula ognista Photon pary e+e- Pion Kaon J/Psi Lambda

28 Jak określić temperaturę? Z widma promieniowania fotonów (innych cząstek?) à Dla wszechświata dzisiaj- promieniowanie tła (2.73 K) à Np: dla słońca poprzez pomiar fotonów i prawo Plancka

29 Pomiar temperatury powierzchni słońca T = 6000 K gęstośc fotonów = 4 ·10 12 Photon/cm 3 Widmo fotonów: rozkład bozonów Plancka długość fali (nm) Intensywność M. Planck 1900

30 Pomiar temperatury materii poprzez pomiar widm emitowanych cząstek T = 100 MeV T = K Widmo pionów bardziej gorące niż słońce ! Intensywność Energia kinetyczna Nachylenie widma ~Temperatura w momencie zastygnięcia fireball thermall freeze-out Slope T = 100 MeV Rozkład Boltzmana cząstek termicznych (nierelatywistyczny):

31 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 (mc 2 ) Prawdopodobieństwo produkcji rozkład Bolztmana dn~ m -3/2 exp(-E kin /kT)

32 Kula ognista rozszerza się z prędkością V. Materią uległa kompresji: E kin  3/2kT + ½ mV 2 T = 120 MeV V ekspansji = 0.55 c keine Expansion Temperatura Massa cząstki Obserwacja : ‘Temperatura zależy od masy cząstek " powód: bez ekspansji źródła Rozszerzająca się „kula ognista”

33 Charakterystyka „mikro-wybuchu” 130 MeV Energia wiązki prprędkość rozsz. [v/c] Temperatura [MeV]

34 [GeV]√s NN GSI/Bevelac FAIR CERN RHIC LHC [A GeV] // 5.5 TeV! Bariony Hadrony(mez+barion) Partony(SQGP) ???? + partrony?

35 Akcelaratory GSI/ Bevelac AGSSPSRHIC ( collider!) Tevatron (collider) (LEP) LHC (collider) E Kin /A [GeV] [GeV] UWAGA: Energia progowa na produkcję czastki X w np. reakcja nukleon+nukleon :  s=2*M N + M X ale do tworzenia cząstek o nowym zapachu potrzeba więcej energii (stowarzyszona produkcja!) np dziwność: NN->N K + (S=1)  (S=-1) Dla wiązek przeciwbieżnych i anihilacji (np. e+e-) cała energia idzie na produkcje cząstek

36 GSI-Darmstadt

37 GSI-FAIR (od 2018) SIS 100 U GeV/u ions/s protons 30 GeV 2.8x10 13 /s 2T (4T/s) magnets SIS 300 U GeV/u s 6T (1T/s) magnets Secondary Beams Radioactive beams up to 1.5 GeV/u Antiprotons up to 30 GeV Storage and Cooler Rings Radioactive beams e-A collider HESR: Antiprotons GeV HADES PANDA SIS 18 U GeV/u 10 9 ions/s Ni GeV/u protons 4.5 GeV 2.8x10 13 /s 18Tm (1.8 T magnets) p = Z/A*0.3*B*R [T, GeV/c]

38 AGS : 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 : S and Pb ; up to  s =20 GeV/nucl pair hadrons, photons and dileptons LHC : 2015 p up to  s = 6.5 TeV/beam ALICE /ATLAS/ CMS experiments

39 Relativistic Heavy Ion Collider RHIC STAR PHENIX PHOBOS BRAHMS

40 Największe akceleratory świata TEVATRON 20 km od Chicago 2 pierścienie protonów i antyprotonów p pronieniu R = 1km. Przyspiesza do energii 1 TeV (1000 GeV !) każdy LHC koło Genewy 1 pierścień dla 2 wiązek protonów o pronieniu R = 4.3 km. Zaprojektowany do energii 7 TeV (protony) i 2.7 TeV/u Pb

41 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

42 Detektory reakcji ciężkojonowych Detektory wiązek przeciwbieżnych – przykład detektor STAR (RHIC) Detektory dla tarcz stacjonarnych – przykład HADES (GSI)

43 Oddziaływanie cząstek z materią IONIZATION

44 Elektrony/fotony/miony/hadrony Bremsstrahlung – e/  Bremmstrahlung Ionization M>>m e M  ~300M e Rozdzielenie detekcji:

45 Detektory Cerenkova

46 STAR Detektor TPC MTD Magnet BEMC BBC EEMC TOF HFT EEMC/BEMC kalorymetr elektromagnetyczny Magnet- magnes solenoid MTD- Muon Detektor TPC- Komora Projekcji czasowej TOF – Detektor Czasu przelotu HFT – detektor wierzchołka BBC – Detektor wiazki

47 Au on Au Event at CM Energy ~ 130 A-GeV Zderzenie kwasi-centralne w TPC

48 TPC Identyfikacja cząstek - STAR e, μ K p d π Pęd – z zakrzywienia toru w polu manetycznym

49 HADES detector Side View START RICH – GAS Cerenkov detector MDC – komory dryfowe TOF – czas przelotu SHOWER –detektor kaskady em.

50 Electron identification-RICH     piony /protony  próg <  lep C 4 F 10 :  próg = 18.3 p   GeV/c

51 Identyfikacja hadronów pęd vs prędkość (β) pęd vs prędkość (β) TOF  ~120 ps


Pobierz ppt "Program I) Ogólny opis produkcji cząstek: zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek oraz metody ich identyfikacji ogólna charakterystyka obszarów."

Podobne prezentacje


Reklamy Google