Jak wyglądał Wszechświat kilka chwil po Wielkim Wybuchu? Paweł Staszel Zakład Fizyki Gorącej Materii, Instytut Fizyki UJ.

Prezentacja na temat: "Jak wyglądał Wszechświat kilka chwil po Wielkim Wybuchu? Paweł Staszel Zakład Fizyki Gorącej Materii, Instytut Fizyki UJ."— Zapis prezentacji:

1 Jak wyglądał Wszechświat kilka chwil po Wielkim Wybuchu? Paweł Staszel Zakład Fizyki Gorącej Materii, Instytut Fizyki UJ

2 2 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012 Plan 1. Jak wygląda Wszechświat dzisiaj? 2. → ekspansja wszechświata 3. → promieniowanie reliktowe → Zasada Kosmologiczna 1. Wiek Wszechświata 2. Ekstrapolowanie własności Wszechświata do chwili 3. początkowej 4. Epoka po-hadronowa 5. Eksperymenty zderzające ciężkie jądra atomowe 6. Epoka hadronowa 7. Epoka przed-hadronowa

3 3 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012 Wszechświat dzisiaj W dzień widzimy tylko Słońce (czasem Księżyc) – naszą najbliższą gwiazdę Nocą obraz nieba jest o wiele ciekawszy:

4 Wszechświat dzisiaj – c.d. Największe wrażenie daje widok Drogi Mlecznej Gołym okiem możemy zobaczyć planety i gwiazdy z naszej galaktyki, przy dobrych warunkach obserwacji widzimy również materię międzygwiezdną – pył galaktyczny

5 Wszechświat dzisiaj – c.d. Jeżeli chcemy spojrzeć dalej – poza nasza galaktykę, potrzebujemy teleskopu → Kosmiczny Teleskop Hubbla

6 Wszechświat dzisiaj – c.d. Głębokie pole Hubbla, rozmiar kątowy 144'', piłka tenisowa widziana z odległości 100 m.

7 Pomiar odległości i prędkości gwiazd (odległość) Odległość do bliskich gwiazd → paralaksa: bliska gwiazda zmienia swoje położenie na tle gwiazd odległych w wyniku ruchy ziemi wokół słońca R 0 /R = tg(p) → R=R 0 /tg(p) R 0 ≃ 150 000 000 km (1.5 ∙ 10 8 km)

8 Cefeidy Cefeidy to dobrze poznane gwiazdy o zmiennej jasności. Jasność Cefeid zmienia się cyklicznie i można je łatwo rozpoznać Wiele Cefeid jest blisko → odległość z ich paralaksy Jeżeli znamy odległość i jasność gwiazdy (obserwowaną) to możemy wyznaczyć jej jasność absolutną (= całkowitą ilość światła jaką emituje gwiazda w ciągu sekundy) P tot = Δ P/ Δ S * 4 π r 2 Δ P – energia światła gwiazdy wpadająca do teleskopu w ciągu sekundy Δ S – powierzchnia teleskopu

9 Cefeidy – c.d. Załóżmy, że wyznaczyliśmy P tot dla bliskiej Cefeidy. Jeżeli uda nam się rozpoznać Cefeidę w odległej galaktyce ( a to się udaje) to możemy wyznaczyć odległość do niej: r 2 = P tot / ( Δ P/ Δ S * 4 π) Cefeidy – łatwości rozpoznania, regularne zachowanie (jeżeli określimy P tot dla kilku bliskich Cefeid to znamy je dla wszystkich innych we Wszechświecie) → świeca standardowa Jest to odległość do całej galaktyki !!!

10 Pomiar odległości i prędkości gwiazd (prędkość) Wykorzystujemy zjawisko Dopplera dla światła: λ obs = √ (1+ β)/(1-β) λ em β = v/c Jeżeli β > 0 - źródło (gwiazda) oddala się → λ obs > λ em → przesuniecie ku czerwieni Jeżeli β < 0 - źródło (gwiazda) przybliża się → λ obs < λ em → przesuniecie ku fioletowi

11 11 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012 Zjawisko Dopplera Okazuje się, że im dalej od nas znajduje się galaktyka to przesuniecie do czerwieni jest większe → galaktyki oddalają się od nas a ich prędkość rośnie z odległością

12 Wszechświat się rozszerza H = v/l ⇒ v = H ⋅ l (Mpc=3.3 ⋅ 10 6 ly = 3.1 ⋅ 10 16 km) H – stała Hubbla Prawo Hubbla: szybkość oddalania się galaktyk jest wprost proporcjonalna ich odległości od nas

13 Zasada Kosmologiczna – modelowanie Wszechświata Model musi być w zgodzie z obserwacjami, i powinien być jak najprostszy: Zasada Kosmologiczna: 1. Wszechświat jest jednorodny 2. Wszechświat jest izotropowy Jednorodny: Wszechświat obserwowany z dowolnego punktu we Wszechświecie wygląda zawsze tak samo Izotropowy: własności Wszechświata nie zależą od kierunku obserwacji Oczywiście nasz model musi dodatkowo uwzględniać ekspansje galaktyk. Zasada Kosmologiczna narzuca, że Prawo Hubbla jest spełnione nie zależnie od punktu obserwacji !!!

14 Czy można sobie taki wszechświat wyobrazić? Dla 3 wymiarowego wszechświata jest to dość trudne. W przypadku 2 wymiarowym takim modelem jest powierzchnia rosnącej kuli czyli sfera → przypomina nadmuchiwany balon. Guma balonu rozciąga się tak jak przestrzeń Wszechświata

15 Wiek Wszechświata Zasada kosmologiczna i Prawo Hubbla → wiek Wszechświata: jeżeli galaktyki oddalają się z szybkością proporcjonalna do swojej względnej odległości to kiedyś w przeszłości musiały się wszystkie spotkać w jednym punkcie !!! T = l/v = l / (H ⋅ l) = 1/H → wiek wszechświata to po prostu odwrotność stałej Hubbla T ≈14 ⋅ 10 9 lat

16 Extrapolacja Własności Wszechświata do chwili początkowej Dzisiaj średnia gęstość materii we wszechświecie jest bardzo mała. Jeżeli jednak będziemy cofać się w czasie (w naszym modelu) to otrzymamy bardzo duże gęstości materii T = l/v = l / (H ⋅ l) = 1/H → wiek wszechświata to po prostu odwrotność stałej Hubbla T ≈14 ⋅ 10 9 lat

17 Broad RAnge Hadronic Magnetic Spectometers

18 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwca 2012 BRAHMS 18 Relativistic Heavy Ion Collider w BNL PHOBOS STAR PHENIX 10GeV/n

19 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwca 2012 BRAHMS 19 Relativistic Heavy Ion Collider w BNL PHOBOS STAR PHENIX 10GeV/n  s NN =200GeV

20 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwca 2012 BRAHMS 20 Relativistic Heavy Ion Collider w BNL PHOBOS STAR PHENIX BRAHMS 10GeV/n  s NN =200GeV

21 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwca 2012 BRAHMS 21 Relativistic Heavy Ion Collider w BNL Au+Au d+Au p+p Energie:  s NN =62GeV,  s NN =130GeV,  s NN =200GeV Cu+Cu PHOBOS STAR PHENIX BRAHMS 10GeV/n  s NN =200GeV

22 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwca 2012 BRAHMS 22 Spektrometr „do przodu” (Forward Spectrometer)

23 Produkcja cząstek i dysypacja energii Y

24 Y  s NN = 4.7 17.3 200 GeV

25 Produkcja cząstek i dysypacja energii Y BRAHMS NA49 AGS  s NN = 4.7 17.3 200 GeV

26 Produkcja cząstek i dysypacja energii Gęstośc energii: Bjorken 1983 e BJ = 3/2  ( /  R 2  0 ) dN ch /dy zakładając czas formowania  0 =1fm/c: >5.0 GeV/fm 3 dla AuAu @ 200 GeV Y BRAHMS NA49 AGS  s NN = 4.7 17.3 200 GeV

27 Produkcja cząstek i dysypacja energii Gęstośc energii: Bjorken 1983 e BJ = 3/2  ( /  R 2  0 ) dN ch /dy zakładając czas formowania  0 =1fm/c: >5.0 GeV/fm 3 dla AuAu @ 200 GeV Y BRAHMS NA49 AGS +  - ++  s NN = 4.7 17.3 200 GeV

28 BRAHMS – podsumowanie działalności Y Najważniejsze rezultaty: → ewidencja powstawania QGP (Quark Gluon Plasma) (PRL 91, 242303 (2004)) → pomiar transparencji materii jądrowej, (PRL 93, 102301 (2004), PLB 667 (2009) 267) → sygnatura istnienia Kondensatu Kolorowego Szkła, (CGC Color Glass Condensate) (PRL 91, 072305 (2003))

29 BRAHMS – podsumowanie działalności Y 36 publikacji w czasopismach recenzowanych (10 w Phys. Rev. Lett.) 122 wszystkich publikacji (łącznie z publikacjami konferencyjnymi) Prace nasze były cytowane 1884 razy (wegług SPIRES) Najczęściej cytowana praca otrzymała 626 cytowań Kolaboracja BRAHMS zakończyła pomiary w 2006 roku i zamierza utrzymać swoją aktywność (ok. 2 prace wysłane do publikacji, 4 – w przygotowaniu) do końca 2010 roku. 3 praca magisterskie, 2 prace doktorskie, 1 praca habilitacyjna Najważniejsze rezultaty: → ewidencja powstawania QGP (Quark Gluon Plasma) (PRL 91, 242303 (2004)) → pomiar transparencji materii jądrowej, (PRL 93, 102301 (2004), PLB 667 (2009) 267) → sygnatura istnienia Kondensatu Kolorowego Szkła, (CGC Color Glass Condensate) (PRL 91, 072305 (2003))

30 c Projekt C B M

31 31 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012

32 32 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012 8-40 GeV/n

33 Prezentacja Zakładu Fizyki Gorącej Materii, 14 styczeń 2010 CBM (Compressed Baryonic Matter) Gęstość barionów netto w centralnych kolizjach Au+Au

34 Prezentacja Zakładu Fizyki Gorącej Materii, 14 styczeń 2010 Diagram fazowy QCD Lattice QCD calculations: Fedor & Katz, Ejiri et al.

35 Prezentacja Zakładu Fizyki Gorącej Materii, 14 styczeń 2010 Diagram fazowy QCD Lattice QCD calculations: Fedor & Katz, Ejiri et al. fazę wymrożenia chemicznego możemy badać mierząc „miękkie” hadrony produkowane w dużych ilościach (bulk observables)

36 Prezentacja Zakładu Fizyki Gorącej Materii, 14 styczeń 2010 Diagram fazowy QCD Lattice QCD calculations: Fedor & Katz, Ejiri et al. fazę wymrożenia chemicznego możemy badać mierząc „miękkie” hadrony produkowane w dużych ilościach (bulk observables) Aby zbadać wcześniejsze fazy musimy mierzyć rzadkie cząstki próbkujące (rare probes): cząstki o wysokim pędzie cząstki rozpadające się na leptony cząstki zbudowane z kwarku(ów) powabnych (J/ψ,D,Λc)

37 Diagram fazowy QCD Lattice QCD calculations: Fedor & Katz, Ejiri et al. fazę wymrożenia chemicznego możemy badać mierząc „miękkie” hadrony produkowane w dużych ilościach (bulk observables) Aby zbadać wcześniejsze fazy musimy mierzyć rzadkie cząstki próbkujące (rare probes): cząstki o wysokim pędzie cząstki rozpadające się na leptony cząstki zbudowane z kwarku(ów) powabnych (J/ψ,D,Λc) Przywidywania - czyste sygnatury? → trzeba mierzyć „wszystko" łącznie z rzadkimi cząstkami próbkującymi → systematyczne badanie różnych systemów (pp, pA, AA, energia‏) cel: cząstki próbkujące & globalna charakterystyka ośrodka (medium)!

38 38 Dzień Otwarty Wydziału FAIS, 1 czerwiec 2012 Przewidywane możliwości pomiarowe Maksymalna intensywność wiązki: 10 9 jonów/s 10 tygodni reakcji Au+Au przy energii wiązki 25 AGeV bez selekcji zdarzeń (minimum bias) 25kHz → nieograniczona statystyka dla cząstek obfitych ( , p, K,  ) → 10 6 mezonów , 10 8 , 10 6  (produkcja dziwności, widma, pływ, korelacje, fluktuacje) tryger dla “otwartego” powabu umożliwi pomiar przy 100kHz → 10 4 mezonów z “otwartym” powabem tryger dla czarmonium umożliwi pomiar przy 10MHz → 10 6 J/   (produkcja powabu, widma, pływ, korelacje, fluktuacje)

39 Nasz udział w fazie budowy detektora Projekt i optymalizacja układu detekcyjnego: symulacje możliwości pomiaru LMV (  poprzez ich rozpad na pary e + e - → optymalizacja geometrii STS Technical Status Report 2005, CBM Progress Report (2006) 17 Faza R&D: przygotowanie prototypowego zestawu do testów krzemowych detektorów paskowych (UJ, IFJ) CBM Progress Report (2006) 50, CBM Progress Report (2008) 51 Faza budowy detektora: testy oraz integracja modułów detektora STS → integracja całego detektora STS będzie odbywać się w GSI (UJ, IFJ, AGH) CBM interim MoU – w przygotowaniu Przewidywane rozpoczęcie pomiarów w 2016 roku