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 az 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
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 kozmikus mikrohullámú 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 alakultak. 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 kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás az ősrobbanás-elmélet egyik jóslata volt, illetve ma már az egyik bizonyítéka. 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 lecsatolódik egymásról az anyag és a sugárzás.
A számítások szerint az univerzum fejlődése a kezdetekben nagyon gyors volt. A hadronok már az ősrobbanás első néhány milliomod-másodpercében létrejöttek, a kvark-gluon plazmának (QGP) a tágulás során bekövetkezett kihűlése folyamán. Az alábbi táblázat ezt a korai fejlődési szakaszt foglalja össze.
IdőHőmérséklet (K)Hőmérséklet (MeV)Állapot10−6 s1015105QGP10−4 s1012100QGP hadronizáció1-2 s10101elektron-pozitron annihiláció1,5 min1090,1d kialakulás
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 a lokális sebességek helyett a végállapoti hadronok lendületeloszlásait vizsgálják. 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 hadronanyagban 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 Amerikai Egyesült Államok Brookhaven Nemzeti Laboratóriumának RHIC gyorsítójában a 200 GeV nukleonpáronkénti tömegközépponti energiájú Au+Au nehézion reakciókban a kutatások öt fő mérföldköve szerint elnyelődnek a nagyenergiás részecskesugarak a deuteron-arany ütközésekben végzett ellenpróba szerint ez egy új anyag létrejötte miatt történik a 2005-ben elfogadott BRAHMS, PHENIX, PHOBOS és STAR összefoglaló cikkek szerint ez az új anyag folyadék halmazállapotú a 2007-es mérések szerint ennek a folyadéknak a kinematikai viszkozitása legalább négyszer kisebb, mint az ultra-hideg, szuperfolyékony 4He kinematikai viszkozitása (ami a nyírási viszkozitási együttható/entrópiasűrűség) a 2007-es PHENIX eredmények szerint az elliptikus folyás skálaviselkedése alapján a tökéletes folyadékban kvark szabadsági fokok jelennek meg.
Nyitott kérdés, hogy a kvark szabadsági fokok megjelenése termodinamikai értelemben fázisátmenet-e, és ha igen, ennek milyen a rendje. 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
Az egy nukleonra jutó energia (E/A) függvényében különböző nehézion-ütköztető részecskefizikai kísérleti komplexumokat különböztetünk meg.
alacsony energiás: 30MeV < E/A < 100 MeV
Nem relativisztikus gyorsítók. Pl.: GANIL Franciaországban, ...
közepes energiás: 100 MeV < E/A < 1 GeV
Céljuk a maganyag állapotegyenletének, a multifragmentáció jelenségének a vizsgálata. Például a néhai Berkeley Bevatron, az NSCL a Michigan State University-n az USA-ban, a SIS a GSI-ben.
relativisztikus gyorsítók: 1 GeV < E/A
AGS az USA Brookhaven Nemzeti Laboratóriumában, New York közelében
SPS a CERN-ben (Genf közelében, a svájci-francia határon)
RHIC az USA Brookhaven Nemzeti Laboratóriumában
az LHC a CERN-ben
Detektortípusok
Általánosságban az alábbi fő detektortípusokat használják. Jellemző paramétereiket a táblázat mutatja, amit néhány tényleges detektor ismertetése követ.
DetektortípusPontosságFelbontásHoltidőBuborékkamra10-150um1 ms50 msStreamer kamra300 m1 s100 msProporcionális kamra50-300 m2 ns200 nsDrift kamra50-300 m2 ns100 nsSzcintillátor ---100 ps10 nsEmulzió1 m --- ----Szilícium csíkcsík méret --- ---Szilícium pixel2 m --- ---
Cserenkov-számláló (Cherenkov chamber)
Széles körben használják: részecskeszámlálásra, hadronikus részecske azonosításra, nyomkövető detektorokban, stb,... Cserenkov-sugárzás töltött részecskék anyagban való áthaladása során keletkezik, ha sebessége nagyobb a fény sebességénél az adott anyagban.
Drótkamra (wire chamber)
Azon az elven alapul, hogy egy megfelelő gázzal töltött kamrában a keletkezett töltések nagy részét detektálja. Ha egy töltött részecske áthalad rajta, az útvonala mentén elektron-ion párokat kelt.
Idő-projekciós kamra (Time Projection Chamber – TPC)
Azok a detektorok, melyekben a töltött részecskék hosszú utat tesznek meg az anódig, háromdimenziós, térbeli információ megszerzésére képesek az eltelt idő mérése révén.
Elektromágneses kaloriméter
Egy aktív, nagy kiterjedésű, homogén, elektromágneses kölcsönhatásra érzékeny anyagban keletkezik jel, amit egy passzív abszorber felfog. Az aktív rész jellemzően valamilyen szervetlen szcintillációs kristály (NaI, CsI, BGO, ...) vagy Cserenkov-sugárzásra képes anyag, mint például az ólomüveg vagy egyes könnyen ionizálható nemesgázok.
Hadronikus kaloriméter
Elsődlegesen nukleáris ütközések következményeként történik az áthaladó részecske energiájának detektálása. Ezért megfelelően sűrű detektoranyagokat használnak e célra (pl. volfrám). A nukleáris reakciókban keletkezett részecskék pedig elektromágneses kölcsönhatás révén keltenek detektálható jeleket.
Mérhető mennyiségek
Nehézion reakciókban a mérhető mennyiségek az un. kifagyási (freeze-out) folyamat során keletkeznek, amikor a kezdetben forró és sűrű anyag tágulása és kihűlése során a kvarkok és gluonok folyadékából összeállnak azok az önálló részecskék, amelyeket végül detektálunk. A kifagyási állapota körül a rendszert a folyadékok dinamikájával írhatjuk le. Ez a feltevés három alapvető elven nyugszik: az energia és impulzus megmaradáson valamint a kontinuitáson. Ideális gázok esetében az össz kifagyott részecskeszámot a következő képlet adja meg:
ahol a kifagyási felület, amelyet először Cooper és Frey vezetett be. az ideális gázok fázistér eloszlása. Bozonok esetén (pl. pionok) a függvény alakja:
A kísérletekben általában differenciális mennyiségeket mérünk egy ütközésre normalizálva. Például:
A leginkább használatos mérhető mennyiségek:
1) egyrészecske transzverzális impulzus eloszlás (boost invariáns)
2) egyrészecske rapiditás eloszlás (az impulzus longitudinális komponensétől függ)
3) kétrészecske korrelációs függvény sugarak (HBT sugarak)
Nehézion-ütközések az egy nukleonra eső tömegközépponti energia függvényében
A nehézion-ütközések végállapotainak tulajdonságai az energia függvényében változnak.
közepes energiás
10-100 AMeV tartományban a leggyakoribb eset a rugalmas ütközés. Kis létszámban előfordulnak rugalmatlan ütközések kis multiplicitással. A nukleáris anyagsűrűség kicsit változik. Ebben a termodinamikai közegben tapasztalható a nukleáris folyadék-gáz fázisátmenet. 10-20 MeV hőmérséklet elérése után tágulással 5-10 MeV-re hűl le az anyag. A végállapotban kisebb nukleáris fragmentumok képződnek a relatíve erős vonzó kölcsönhatás következtében. Az említett fázisátmenet jelenségei tanulmányozhatóak ezekben esetekben.
Ilyen gyorsító például az NSCL a Michigani Állami Egyetemen, a UNILAC és a SIS a GSI-nél a német Darmstadtban, a GANIL Caen-ben Franciaországban, a CELSIUS a Svédországi Uppsalában.
relativisztikus
Nagy multiplicitású ütközések. 100 AMeV-10 GeV tartományban már 10-100 másodlagos részecske keltődhet. Itt már tanulmányozható a kompresszibilitás, az állapotegyenlet, a nukleáris kölcsönhatások energiafüggése. Kollektív effektusuk (pl.: kollektív részecskeáram) jól megfigyelhetők és összevethetők elméleti jóslatokkal. Az előzőleg említettek mellett ilyen gyorsító a BEVELAC a Berkeley-i LBL-ben, a Dubnai és a SATURN a francia Saclay-ban.
ultra-relativisztikus