QCD -sak - QCD matter

Quark matter eller QCD matter ( quantum chromodynamic ) refererer til en hvilken som helst av en rekke hypotetiske faser av materie hvis frihetsgrader inkluderer kvarker og gluoner , hvorav det fremtredende eksemplet er kvark-gluonplasma . Flere konferanserier i 2019, 2020 og 2021 er viet dette emnet.

Kvarker frigjøres til kvarkmateriale ved ekstremt høye temperaturer og/eller tettheter, og noen av dem er fremdeles bare teoretiske ettersom de krever forhold så ekstreme at de ikke kan produseres i noe laboratorium, spesielt ikke ved likevektsforhold. Under disse ekstreme forholdene forstyrres den velkjente strukturen av materie , der de grunnleggende bestanddelene er kjerner (bestående av nukleoner som er bundne tilstander av kvarker) og elektroner. I kvarkmateriale er det mer hensiktsmessig å behandle kvarkene selv som de grunnleggende frihetsgrader.

I standardmodellen for partikkelfysikk er den sterke kraften beskrevet av teorien om QCD . Ved vanlige temperaturer eller tettheter begrenser denne kraften bare kvarkene til komposittpartikler ( hadroner ) med en størrelse på rundt 10 −15  m = 1  femtometer = 1 fm (tilsvarer QCD energiskala Λ QCD  ≈ 200  MeV ) og effekten er ikke merkbar ved lengre distanser.

Når temperaturen når QCD-energiskalaen ( T i størrelsesorden 10 12  kelvin ) eller tettheten stiger til det punktet hvor gjennomsnittlig interkvarkadskillelse er mindre enn 1 fm (kvark kjemisk potensial μ rundt 400 MeV), er hadronene smeltet inn i deres bestanddeler av kvarkene, og det sterke samspillet blir det dominerende trekket ved fysikken. Slike faser kalles kvarkmateriale eller QCD -materie.

Styrken på fargekraften gjør egenskapene til kvarkmateriale i motsetning til gass eller plasma, i stedet fører til en tilstand av materien som mer minner om en væske. Ved høy tetthet er kvarkmateriale en Fermi -væske , men det er spådd å vise fargesupreledningsevne ved høye tettheter og temperaturer under 10 12 K.

Uavklart problem i fysikk :

QCD i det ikke- forstyrrende regimet: kvarkmateriale . Ligningene til QCD forutsier at et hav av kvarker og gluoner bør dannes ved høy temperatur og tetthet. Hva er egenskapene til denne fasen av materie ?

(flere uløste problemer i fysikk)

Hendelse

Naturlig forekomst

  • I følge Big Bang -teorien, i det tidlige universet ved høye temperaturer da universet bare var noen titalls mikrosekunder gammelt, tok materiens fase form av en varm fase av kvarkmateriale kalt kvark -gluonplasma (QGP).
  • Kompakte stjerner ( nøytronstjerner ). En nøytronstjerne er mye kulere enn 10 12 K, men gravitasjonskollaps har komprimert den til så høye tettheter at det er rimelig å anta at kvarkmateriale kan eksistere i kjernen. Kompakte stjerner som hovedsakelig eller helt består av kvarkmateriale kalles kvarkstjerner eller merkelige stjerner .
  • QCD-materie kan eksistere i kollapsen til et gammastrålesprengning , hvor temperaturer så høye som 6,7 x 10 13 K kan genereres.

På dette tidspunktet er det ikke observert noen stjerne med egenskaper som forventes av disse objektene, selv om det er gitt noen bevis for kvarkmateriale i kjernene til store nøytronstjerner.

  • Strangelets . Disse er teoretisk postulerte (men ennå ikke observerte) klumper av merkelig materie som består av nesten like store mengder opp, ned og merkelige kvarker. Strangelets skal være tilstede i den galaktiske strømmen av høyenergipartikler og bør derfor teoretisk kunne detekteres i kosmiske stråler her på jorden, men ingen strangelet er blitt oppdaget med sikkerhet.
  • Kosmisk strålepåvirkning. Kosmiske stråler består av mange forskjellige partikler, inkludert høyt akselererte atomkjerner, spesielt jern .

Laboratorieforsøk tyder på at det uunngåelige samspillet med tunge edelgasskjerner i den øvre atmosfæren vil føre til dannelse av kvark -gluonplasma.

Laboratorieforsøk

Partikkelresterbaner fra en av de første bly-ion-kollisjonene med LHC, som registrert av ALICE- detektoren. Det ekstremt korte utseendet på kvarkmateriale i kollisjonspunktet er utledet av statistikken over banene.

Selv om kvark-gluonplasma bare kan forekomme under ganske ekstreme temperatur- og/eller trykkforhold, studeres det aktivt ved partikkelkolliderer , for eksempel Large Hadron Collider LHC ved CERN og Relativistic Heavy Ion Collider RHIC ved Brookhaven National Laboratory .

I disse kollisjonene skjer plasmaet bare i veldig kort tid før det spontant oppløses. Plasmas fysiske egenskaper studeres ved å oppdage rusk som kommer fra kollisjonsområdet med store partikkeldetektorer

Kraftige ionekollisjoner ved svært høye energier kan produsere små kortlivede områder i rommet hvis energitetthet er sammenlignbart med det i det 20 mikro-sekund-gamle universet . Dette har blitt oppnådd ved å kollidere tunge atomkjerner, slik som bly atomkjerner med høy hastighet, og en første gang krav for dannelse av kvark-gluon plasma kom fra SPS akseleratoren ved CERN i februar 2000.

Dette arbeidet har blitt videreført med kraftigere akseleratorer, for eksempel RHIC i USA, og fra 2010 ved den europeiske LHC ved CERN som ligger i grenseområdet til Sveits og Frankrike. Det er gode bevis for at kvark -gluonplasma også er produsert ved RHIC.

Termodynamikk

Konteksten for å forstå termodynamikken i kvarkmateriale er standardmodellen for partikkelfysikk, som inneholder seks forskjellige smaker av kvarker, samt leptoner som elektroner og nøytrinoer . Disse interagerer via den sterke interaksjonen , elektromagnetismen , og også den svake interaksjonen som gjør at en quarksmak kan bli til en annen. Elektromagnetiske interaksjoner oppstår mellom partikler som bærer elektrisk ladning; sterke interaksjoner oppstår mellom partikler som bærer fargeladning .

Korrekt termodynamisk behandling av kvarkmateriale avhenger av den fysiske konteksten. For store mengder som eksisterer i lange perioder ("termodynamisk grense"), må vi ta hensyn til det faktum at de eneste bevarte ladningene i standardmodellen er kvarknummer (tilsvarer baryonnummer ), elektrisk ladning, de åtte fargene avgifter og leptonnummer. Hver av disse kan ha et tilknyttet kjemisk potensial. Imidlertid må store mengder materie være elektrisk og fargenøytral, noe som bestemmer de kjemiske potensialene for elektrisk og fargeladning. Dette etterlater et tredimensjonalt faserom , parameterisert etter kjemisk potensial, leptonkjemisk potensial og temperatur.

I kompakte stjerner ville kvarkmateriale oppta kubikkilometer og eksistere i millioner av år, så den termodynamiske grensen er passende. Imidlertid rømmer nøytrinoene og bryter leptontallet, så faserommet for kvarkmateriale i kompakte stjerner har bare to dimensjoner, temperatur ( T ) og kvarknummer kjemisk potensial μ. Et strangelet er ikke i den termodynamiske grensen for stort volum, så det er som en eksotisk kjerne: den kan bære elektrisk ladning.

En kraftig ionekollisjon er verken i den termodynamiske grensen for store volumer eller lange tider. Hvis vi legger til side spørsmål om den er tilstrekkelig ekvilibrert for at termodynamikk skal være aktuelt, er det absolutt ikke tid nok til at svake interaksjoner oppstår, så smaken bevares, og det er uavhengige kjemiske potensialer for alle de seks kvarksmakene. De innledende forhold (den virkningen parameter av kollisjonen, antallet opp og nedkvark i de kolliderende kjerner, og det faktum at de ikke inneholder kvarkene av andre smaker) bestemme de kjemiske potensialer. (Henvisning til denne delen :).

Fasediagram

Formodet form av fasediagrammet for QCD-materie, med temperatur på den vertikale aksen og kvarkkjemisk potensial på den horisontale aksen, begge i mega- elektronvolt .

Den fasediagram av kvark materiale er ikke kjent, enten eksperimentelt eller teoretisk. En vanlig formodning av fasediagrammet er vist i figuren til høyre. Det kan brukes på materie i en kompakt stjerne, der de eneste relevante termodynamiske potensialene er kvarkkjemisk potensial μ og temperatur T.

Til veiledning viser den også de typiske verdiene for μ og T ved kraftige ionekollisjoner og i det tidlige universet. For lesere som ikke er kjent med begrepet et kjemisk potensial, er det nyttig å tenke på μ som et mål på ubalansen mellom kvarker og antikvarker i systemet. Høyere μ betyr en sterkere skjevhet som favoriserer kvark fremfor antikvark. Ved lave temperaturer er det ingen antikvarker, og da betyr høyere μ generelt en høyere tetthet av kvarker.

Vanlig atomstoff som vi kjenner det er virkelig en blandet fase, dråper av kjernemateriale (kjerner) omgitt av vakuum, som eksisterer ved lavtemperaturfasegrensa mellom vakuum og kjernemateriale, ved μ = 310 MeV og T nær null. Hvis vi øker kvarktettheten (dvs. øker μ) og holder temperaturen lav, går vi inn i en fase med mer og mer komprimert kjernefysisk materiale. Å følge denne stien tilsvarer å grave mer og mer dypt ned i en nøytronstjerne .

Til slutt, med en ukjent kritisk verdi på μ, er det en overgang til kvarkmateriale. Ved ultrahøy tetthet forventer vi å finne fargesmaklåst (CFL) fase av fargesuperledende kvarkmateriale. Ved mellomtettheter forventer vi noen andre faser (merket "ikke-CFL kvarkvæske" i figuren) hvis natur for tiden er ukjent. De kan være andre former for farge-superledende kvarkmateriale, eller noe annet.

Tenk deg nå å begynne i nedre venstre hjørne av fasediagrammet, i vakuumet der μ =  T  = 0. Hvis vi varmer opp systemet uten å innføre noen preferanse for kvark fremfor antikvarker, tilsvarer dette bevegelse vertikalt oppover langs T -aksen. Først er kvarkene fortsatt begrenset, og vi lager en gass av hadroner ( pioner , for det meste). Så rundt T  = 150 MeV er det en overgang til kvarkgluonplasmaet: termiske svingninger bryter opp pioner, og vi finner en gass med kvarker, antikvarker og gluoner, samt lettere partikler som fotoner, elektroner, positroner, etc. . Å følge denne stien tilsvarer å reise langt tilbake i tid (så å si), til universets tilstand kort tid etter big bang (hvor det var en veldig liten preferanse for kvarker fremfor antikvarker).

Linjen som stiger opp fra atom-/kvarkstoffovergangen og deretter bøyer seg tilbake mot T -aksen, med enden markert med en stjerne, er den formodede grensen mellom begrensede og ubegrensede faser. Inntil nylig ble det også antatt å være en grense mellom faser der kiral symmetri er brutt (lav temperatur og tetthet) og faser der den er ubrutt (høy temperatur og tetthet). Det er nå kjent at CFL -fasen viser kiral symmetribrudd, og andre faser av kvarkmateriale kan også bryte kiral symmetri, så det er ikke klart om dette virkelig er en kiral overgangslinje. Linjen ender ved det "kirale kritiske punktet ", markert med en stjerne i denne figuren, som er en spesiell temperatur og tetthet der det forventes slående fysiske fenomener, analoge med kritisk opalescens . (Henvisning til denne delen :,).

For en fullstendig beskrivelse av fasediagram er det nødvendig at man må ha fullstendig forståelse av tett, sterkt samspillende hadronisk materie og sterkt samspillende kvarkmateriale fra noen underliggende teori, for eksempel kvantekromodynamikk (QCD). Men fordi en slik beskrivelse krever riktig forståelse av QCD i dets ikke-forstyrrende regime, som fremdeles er langt fra fullstendig forstått, er ethvert teoretisk fremskritt svært utfordrende.

Teoretiske utfordringer: beregningsteknikker

Fasestrukturen til kvarkmateriale forblir stort sett formodentlig fordi det er vanskelig å utføre beregninger som forutsier egenskapene til kvarkmateriale. Årsaken er at QCD, teorien som beskriver det dominerende samspillet mellom kvarker, er sterkt koblet til tettheter og temperaturer av størst fysisk interesse, og derfor er det veldig vanskelig å få spådommer fra det. Her er korte beskrivelser av noen av standardmetodene.

Gittermålerteori

Det eneste første-prinsipielle beregningsverktøyet som er tilgjengelig for øyeblikket er gitter QCD , det vil si brute-force datamaskinberegninger. På grunn av en teknisk hindring kjent som fermion tegn problem , kan denne fremgangsmåte bare brukes ved lav tetthet og høy temperatur (μ <  T ), og det forutsier at krysnings til den kvark-gluon plasma vil skje rundt T  = 150 MeV Imidlertid , den kan ikke brukes til å undersøke den interessante fargen-superledende fasestrukturen ved høy tetthet og lav temperatur.

Svak koblingsteori

Fordi QCD er asymptotisk fri , blir den svakt koblet ved urealistisk høy tetthet, og diagrammatiske metoder kan brukes. Slike metoder viser at CFL -fasen oppstår ved meget høy tetthet. Ved høye temperaturer er imidlertid diagrammatiske metoder fremdeles ikke under full kontroll.

Modeller

For å få en grov ide om hvilke faser som kan oppstå, kan man bruke en modell som har noen av de samme egenskapene som QCD, men som er lettere å manipulere. Mange fysikere bruker Nambu-Jona-Lasinio-modeller , som ikke inneholder gluoner, og erstatter den sterke interaksjonen med en fire-fermion-interaksjon . Middelfeltmetoder brukes ofte for å analysere fasene. En annen tilnærming er posemodellen , der effekten av innesperring simuleres av en additiv energitetthet som straffer ubegrenset kvarkmateriale.

Effektive teorier

Mange fysikere gir ganske enkelt opp en mikroskopisk tilnærming, og gjør informerte gjetninger om de forventede fasene (kanskje basert på NJL -modellresultater). For hver fase skriver de deretter ned en effektiv teori for lavenergi-eksitasjonene, i form av et lite antall parametere, og bruker den til å lage forutsigelser som kan gjøre at disse parameterne kan fikses ved eksperimentelle observasjoner.

Andre tilnærminger

Hovedartikkel: AdS/QCD

Det er andre metoder som noen ganger brukes til å belyse QCD, men av forskjellige årsaker ennå ikke har gitt nyttige resultater ved å studere kvarkmateriale.

1/N utvidelse

Behandle antall farger N , som egentlig er 3, da et stort antall, og ekspandere i potenser av 1 / N . Det viser seg at ved høy tetthet er korreksjonene av høyere orden store, og utvidelsen gir villedende resultater.

Supersymmetri

Ved å legge til skalarkvarker (kvarker) og fermioniske gluoner (gluinos) til teorien blir det mer overførbart, men termodynamikken i kvarkmateriale avhenger avgjørende på at bare fermioner kan bære kvarknummer, og på antall frihetsgrader generelt.

Eksperimentelle utfordringer

Eksperimentelt er det vanskelig å kartlegge fasediagrammet for kvarkmateriale fordi det har vært ganske vanskelig å lære å stille til høye nok temperaturer og tetthet i laboratorieeksperimentet ved å bruke kollisjoner av relativistiske tunge ioner som eksperimentelle verktøy. Imidlertid vil disse kollisjonene til slutt gi informasjon om crossover fra hadronic materie til QGP. Det har blitt antydet at observasjonene av kompakte stjerner også kan begrense informasjonen om lavtemperaturområdet med høy tetthet. Modeller av avkjøling, spin-down og presesjon av disse stjernene gir informasjon om de relevante egenskapene til interiøret. Etter hvert som observasjonene blir mer presise, håper fysikere å lære mer.

Et av de naturlige temaene for fremtidig forskning er søket etter den nøyaktige plasseringen av det kirale kritiske punktet. Noen ambisiøse gitter -QCD -beregninger kan ha funnet bevis for det, og fremtidige beregninger vil avklare situasjonen. Kraftige ionekollisjoner kan være i stand til å måle posisjonen eksperimentelt, men dette vil kreve skanning over en rekke verdier på μ og T.

Bevis

I 2020 ble bevis forutsatt at kjerner av nøytronstjerner med masse ~ 2 M ⊙ ble trolig sammensatt av kvark saken. Resultatet deres var basert på deformabilitet av nøytronstjernens tidevann under en fusjon av nøytronstjerner målt ved gravitasjonsbølgeobservatorier . Bevisene var sterkt antydende, men beviste ikke endegyldig eksistensen av kvarkmateriale.

Se også

Kilder og videre lesing

  • Aronson, S. og Ludlam, T .: "Hunting the quark gluon plasma" , US Department of Energy (2005)
  • Letessier, Jean: Hadroner og kvark-gluonplasma , Cambridge-monografier om partikkelfysikk, kjernefysikk og kosmologi (bind 18), Cambridge University Press (2002)
  • S. Hands (2001). "Fasediagrammet til QCD". Moderne fysikk . 42 (4): 209–225. arXiv : physics/0105022 . Bibcode : 2001ConPh..42..209H . doi : 10.1080/00107510110063843 . S2CID  16835076 .
  • K. Rajagopal (2001). "Frigjør kvarkene" (PDF) . Beam Line . 32 (2): 9–15.

Referanser

Eksterne linker