Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Kvark-időszak, Hadron-időszak) A nehézion-fizika a nehézionok ütközésének fizikája. Nehézionoknak nevezzük a teljesen, vagy szinte teljesen ionizált nehéz atomokat. A nehézion-fizika a fizika több területéhez kapcsolódik szorosan. Mivel a nehézionokat ütköztetéshez gyorsítani kell, ezért mondható. hogy a nehézion-fizika a nagyenergiás fizika vagy a részecskefizika egyik ága, amely az atommagok nagyenergiájú ütközéseit vizsgálja a részecskegyorsítókban. Mivel a célja az atommagokat alkotó anyag halmazállapotainak vizsgálata, tekinthetjük a magfizika egyik ágának is. Módszereiben a statisztikus fizika eszköztárát is alkalmazza, és kapcsolódik a korai univerzum és a csillagok keletkezésének a fizikájához, tehát az asztrofizikához is. Az Ősrobbanás és a nehézion-fizika kapcsolata
Az asztrofizikai megfigyelések összhangban vannak azzal, hogy a Világegyetemünk kvázi egy szingularitásból, az ősrobbanásból keletkezett sok milliárd évvel ezelőtt, mely összhangban van az általános relativitáselméleti megfontolásokkal és megoldásokkal (Friedmann, 1920-as évek). Az Ősrobbanás elmélet három fő oszlopa: a Hubble-törvény, amely szerint a galaxisok távolodási sebessége (v) arányos a távolságukkal (r): v=Hr , ahol H a Hubble állandó. a kozmikus elemgyakoriság, amely a világegyetemben megfigyelhető atomos anyag összetételét jellemzi, és a mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás. A világegyetem megfigyelhető anyagösszetétele összhangban van azokkal a számításokkal, amely szerint az ősi nukleoszintézis alatt az ősrobbanás után nem sokkal (10-6 s) az anyag nagyon forró volt, kvarkokból és gluonokból állt, melyek a hűlés során protonokká és neutronokká alakult. Az ezt követő 1 másodperc alatt a protonokból és a neutronokból létrejöttek a legkönnyebb atommagok (Deutérium=1H, 3He, 4He, 7Li). Ez a folyamat nagyjából 3 perc alatt véget ér. Az akkor kialakult elemösszetétel megmaradt egészen az első csillagok születéséig. A mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás az Ősrobbanás-elmélet jóslata. Az elméletben a korai világegyetem fotonok, elektronok és barionok forró plazmájából épült fel. A fotonok állandóan kölcsönhatottak a plazmával Thomson-szórással. Ahogy a világegyetem tágult, az adiabatikus tágulás során lehetővé vált, hogy az elektronok protonokhoz kapcsolódva hidrogénatomokat hozzanak létre. Ez nagyjából 3000 K hőmérsékleten történt, amikor a világegyetem nagyjából 380 000 éves volt (z=1088). Ezután a fotonok már nem szóródtak a semlegessé vált atomokon, és szabadon kezdtek el utazni a térben. Ezt folyamatot rekombinációnak vagy lecsatolódásnak hívják, arra utalva, hogy a elektronok az atommagokkal kombinálódnak és a lecsatolódik egymásról az anyag és a sugárzás. A számítások szerint az univerzum fejlődése a kezdetekben nagyon gyors volt. A hadronok már az ősrobbanás (Big Bang) első néhány mikromásodpercében létrejöttek, a kvark-gluon plazmának (QGP) a tágulás során bekövetkezett kihűlése folyamán. Az alábbi táblázat ezt a korai fejlődési szakaszt foglalja össze.
Az univerzum e korai fejlődése nagyon hasonlít a mai relativisztikus nehézion-ütköztetőkben lejátszódó reakciókéhoz. A korai világegyetemben, és egy nagyenergiás nehézion-fizikai reakcióban is rendkívül forró és sűrű, táguló tűzgömb jön létre, amely a tágulás során fokozatosan kihűl, és a hűlés miatt a tűzgömbben lévő anyagban halmazállapot-változások sora megy végbe. A Hubble törvény, azaz a v = Hr típusú tágulás a centrális nehézion-fizikai ütközésekben is megfigyelhető. Azonban a nehézion-ütközésekben lokális sebességek helyett a végállapoti hadronok lendületeloszlásait vizsgáljuk. A Hubble folyás, Gauss sűrűségeloszlás, és konstans Tf hőmérsékleten történő kifagyás esetén, nem-relativisztikus közelítésben az alábbi összefüggést kapjuk: Teff = Tf + m ut2 ahol m a mért hadronok tömege, ut a tágulás sebessége az r = R sugárnál, ahol R a Gauss alakú sűrűségeloszlás szélessége. A Hubble állandó értéke H = ut/R . A kozmikus háttérsugárzás egy kezdetben termikus egyensúlyban lévő, de sűrű és táguló rendszer maradvány sugárzására utal, ez a hadronok létrejöttének, termikus számarányainak felel meg a nehézion-fizikában. A kozmikus elemgyakoriság a táguló tűzgömbben lejátszódó magreakciók eredménye. Ehhez hasonlóan a nehézion-ütközésekben a kihűlő forró hadronagyagban a hadronok végállapotbeli gyakorisága termikus eloszlásoknak felel meg. A legújabb mérési eredmények (CERN SPS, BNL RHIC) azt sugallják, hogy az anyag a QGP-hez közeli állapotba kerül nagyon nagy energiájú ütközésekben. Vagyis az univerzum kialakulásának kezdete tanulmányozhatóvá válik laboratóriumban. A kísérletekből sok hasznos információt kaphatunk. Ilyen például az anyag állapotegyenlete, aminek ismerete segít meghatározni a korai univerzum fejlődését. Az USA Brookhaven Nemzeti Laboratóriumának RHIC gyorsítójában a 200 GeV nukleonpáronkénti tömegközépponti energiájú Au+Au nehézion reakciókban a kutatások öt fő mérföldköve szerint
Nyitott kérdés, hogy a kvark szabadsági fokok megjelenése termodinamikai értelemben fázisátmenet-e, és ha igen, ennek milyen a rendje. Jelenleg impulzuskorrelációs mérések alapján az erős elsőrendű fázisátmenet már kizárható, valószínű, hogy folytonos átmenetet azaz a fénycsövekben látható elektromágneses plazma létrejöttéhez hasonló, fokozatosan kialakuló kvarkanyagot láthatunk. Nehézion-ütköztetők és a rajtuk végzett kísérletek (l. ott) Tartalomjegyzékhez < Világképem < Kvark-időszak ------------------- http://hu.wikipedia.org/wiki/Neh%C3%A9zion-fizika
|