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) własnośći oddziaływań silnych (QCD) własności hadronów w gęstej i gorącej materii jądrowej  problem generacjo mas hadronów

Program I) Ogólny opis produkcji cząstek w zderzeniach jonów: zmienne kinematyczne opisujące produkcję cząstek ogólna charakterystyka obszarów badań (BEVELAC/SIS, AGS, SPS, RHIC,LHC) model termiczny i statystyczny produkcji cząstek: założenia i porównanie z eksperymentem produkcja cząstek dziwnych, powabnych II) Własności hadronów w materii jądrowej symetria chiralna a pochodzenie mas hadronów pojęcie funkcji spektralnej spektroskopia dielektronów i dimionów III) Poszukiwanie plazmy kwarkowo-gluonowej obserwacje „jet”-ów, czynnika jądrowego oraz pływu materii w zderzeniach URHIC IV) Metody eksperymentalne: przykłady detektorów (detektory będą omawiane przy okazji przykładów eksperymentów)

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

t=300 000 lat ~ 1 eV ~3000 K t=10-12 s ~ 1 TeV -LHC

Kalendarz wszechświata dzisiaj powstanie galaktyk dominacja materii Nukleosynteza Materia kwarkowo gluonowa powstanie hadronów Planck epoch Grand unification Hubble Expansion T = 100 MeV T = 1.16*1012 K słońce : T=1.1*107 K Ekspansja Hubble Promieniowanie tła Reakcje ciężkojonowe URHiC

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

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

Ekspansja wszechswiata E. Hubble, 1924 V = H · D Gwiazdy i galaktyki oddalają się od ziemi z prędkością (V) która zwiększa się z odległością (D) <H> = 70 km/s Mpc = 1/(15 ·109 lat) ~ Hubble: co 5 sekund objętość wszechświata powiększa się o przestrzeń zajmowaną przez Drogę Mleczną

Wiek wszechświata= D/V = 1/H 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 ! 1989 satelita COBE The CMB's discovery in 1964 by radio astronomers Arno Penzias and Robert Wilson[2] (Tmeasured=3K) was the culmination of work initiated in the 1940s, and earned them the 1978 Nobel Prize. Jan 1992 Scientists who analyzed data from RELIKT-1 spacecraft report the discovery of anisotropy at the Moscow astrophysical seminar.[24] Apr 1992 Scientists who analyzed data from COBE DMR announce the discovery of the primary temperature anisotropy.[25] Poświata z wszechświata który miał 380.000 lat i T=3000 K ! Wilson, Penzias’1964 -1978 Nagroda Nobla

Nukleosynteza Materia widzialna we wszechświecie składa się głównie z : wodoru (H), Helu (4He), deuteru (2 H) , trytu (3He) , Litu (7Li) w stosunku; 0.25 4He/H 10−3 2 H/H 10−4 3He/H 10−9 7Li/H 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? The WMAP mission's determination of the age of the universe to better than 1% precision was recognized by the Guinness Book of World Records. The current expansion rate of the universe is (see Hubble constant) of 70.5 ± 1.3 km·s−1·Mpc−1. The content of the universe presently consists of 4.56%  ±  0.15% ordinary baryonic matter; 22.8%  ±  1.3% Cold dark matter (CDM) that neither emits nor absorbs light; and 72.6%  ±  1.5% of dark energy in the form of a cosmological constant that accelerates the expansion of the universe. Less than 1% of the current contents of the universe is in neutrinos, but WMAP's measurements have found, for the first time in 2008, that the data prefers the existence of a cosmic neutrino background [7] with an effective number of neutrino flavors of 4.4  ±  1.5, consistent with the expectation of 3.06. The contents point to a ``flat" Euclidean flat geometry, with the ratio of the energy density in curvature to the critical density 0.0179 < Ωk <0.0081 (95%CL). The WMAP measurements also support the cosmic inflation paradigm in several ways, including the flatness measurement.

Problemy tWW

poprzez produkcja cząstek w zderzenia relatywistycznych ciężkicj jonów 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

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

Przebieg reakcji (ultra-relatywistycznej) Materia jądrowa: r0 = 0.17 /fm3 e0 = 0.16 GeV/fm3 przed zderzeniem Zderzenie podgrzanie i kompresja Quark-Gluon Plasma r = 1.2 /fm3 e = 3 GeV/fm3   4*10 -23s  10 fm/c 1. Czas hadronizacji we wczesnym wszechświecie znacznie dłuższy ~ 30 s ( grawitacja !) 2. Symetria materia-antymateria "fireball" Ekspansja i "zastygnieńcie składników". Pomiar T Brak oddziaływań pomiędzy hadronami Czas

Ewolucja w czasie zderzenia (Bjorken) p K f L jet m QGP g e Czas g e T = 120 MeV e = 0.06 GeV/fm3 T = 170 MeV e = 0.6GeV/fm3  Ekspansja T = 230 MeV e = 3 GeV/fm3 To = 0 MeV eo = 0.16 GeV/fm3 Przestrzeń Au 200 AGeV "collider"

Diagram fazowy materii jądrowej Quark-Gluon Plasma Nuclear matter Density (Kg/m3) Temperature (K) 1x1012 2x1012 3x1012 4x1012 1 x 1018 2 x 1018 trajektoria reakcj A+A

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

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

Pomiar temperatury powierzchni słońca Widmo fotonów: rozkład bozonów Plancka długość fali (nm) Intensywność M. Planck 1900 T = 6000 K gęstośc fotonów = 4 ·1012 Photon/cm3

Pomiar temperatury materii poprzez pomiar widm emitowanych cząstek T = 100 MeV T = 1012 K Widmo pionów 100 000 bardziej gorące niż słońce ! Intensywność Energia kinetyczna Slope Nachylenie widma ~Temperatura w momencie zastygnięcia fireball thermall freeze-out Rozkład Boltzmana cząstek termicznych (nierelatywistyczny): T = 100 MeV

Energia termiczna (kT) może być zamieniona na energię nowych cząstek (mc2 ) Prawdopodobieństwo produkcji rozkład Bolztmana dn~ m-3/2exp(-Ekin/kT) Określenie abundancji cząstek pozwala na określenie temperatury i gęstości materii w momencie produkcji hadronów  "chemical freez-out"

Obserwacja: ‘Temperatura zależy od masy cząstek " Massa cząstki powód: Kula ognista rozszerza się z prędkością V. Materią uległa kompresji: Ekin  3/2kT + ½ mV2 T = 120 MeV Vekspansji = 0.55 c bez ekspansji źródła keine Expansion Rozszerzająca się „kula ognista”

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

GSI/Bevelac FAIR CERN RHIC LHC Bariony Hadrony(mez+barion) Partony(SQGP) ???? + partrony? 10-30 158 [A GeV] 17 200 // 5.5 TeV! 1-2 2 5-8 [GeV] √sNN

Akcelaratory [GeV] GSI/ Bevelac AGS SPS RHIC (collider!) LHC EKin/A [GeV] 2 10-15 40-200 100 2700 [GeV] 2.7 4.5 8.8-19.4 200 5500 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

Storage and Cooler Rings GSI-FAIR (od 2014) SIS 18 U73+ 1.0 GeV/u 109 ions/s Ni26+ 2.0 GeV/u 1010 protons 4.5 GeV 2.8x1013/s 18Tm (1.8 T magnets) SIS 100 U28+ 2.7 GeV/u 1012 ions/s protons 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/u Antiprotons up to 30 GeV PANDA Storage and Cooler Rings Radioactive beams e-A collider HESR: Antiprotons 1.5- 15 GeV HADES p = Z/A*0.3*B*R [T, GeV/c]

Pb ; up to s = 5.5 TeV/nucl pair CERN SPS : 1986 - 2003 S and Pb ; up to s =20 GeV/nucl pair hadrons, photons and dileptons LHC : starting 2007 Pb ; up to s = 5.5 TeV/nucl pair ALICE and CMS experiments BNL 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

Relativistic Heavy Ion Collider BRAHMS PHOBOS RHIC PHENIX STAR

Large Hadron Collider LHC am CERN Energie in einer Blei-Blei Kollision 1150 TeV = 0.18 mJ Faktor 300 höher als in SPS Experimenten sehr heisser Feuerball! T = 1000 MeV

Detektory reakcji ciężkojonowych

NA49 at SPS Pb+Pb @ 158 GeV/nucleon

ALICE @ LHC TRD TPC ITS 60000 naladowanych czastek Start w 2008!