Вопрос КХД - QCD matter

Кварковая материя или же Вопрос КХД (квантовая хромодинамика ) относится к любому из ряда фазы материи, чей степени свободы включают кварки и глюоны, ярким примером которого является кварк-глюонная плазма.[1] Этой теме посвящено несколько серий конференций в 2019, 2020 и 2021 годах.[2][3][4]

Кварки высвобождаются в кварковую материю при чрезвычайно высоких температурах и / или плотностях, и некоторые из них все еще являются только теоретическими, поскольку для них требуются настолько экстремальные условия, что их невозможно получить ни в одной лаборатории, особенно в условиях равновесия. В этих экстремальных условиях знакомая структура иметь значение, где основными составляющими являются ядра (состоящий из нуклоны которые являются связанными состояниями кварков) и электронов, нарушается. В кварковой материи более целесообразно рассматривать сами кварки как основные степени свободы.

в стандартная модель физики элементарных частиц, сильная сила описывается теорией QCD. При обычных температурах или плотностях эта сила просто ограничивает кварки в составные частицы (адроны ) размером около 10−15 m = 1фемтометр = 1 Фм (соответствует шкале энергий КХД ΛQCD ≈ 200 МэВ ) и его эффекты не заметны на больших расстояниях.

Однако когда температура достигает шкалы энергий КХД (Т порядка 1012 кельвины ) или плотность возрастает до такой степени, что среднее межкварковое расстояние меньше 1 фм (кварк химический потенциал μ около 400 МэВ), адроны расплавляются на составляющие их кварки, и сильное взаимодействие становится доминирующей чертой физики. Такие фазы называются кварковой материей или веществом КХД.

Сила цветовой силы делает свойства кварковой материи непохожими на газ или плазму, вместо этого приводя к состоянию вещества, более напоминающему жидкость. При высоких плотностях кварковая материя представляет собой Ферми жидкость, но ожидается цветная сверхпроводимость при высокой плотности и температуре ниже 1012 К.

Вопрос, Web Fundamentals.svgНерешенная проблема в физике:
КХД в не-пертурбативный режим: кварковая материя. Уравнения КХД предсказывают, что море кварков и глюонов должны формироваться при высокой температуре и плотности. Каковы свойства этого фаза материи ?
(больше нерешенных задач по физике)

Вхождение

Естественное явление

  • Согласно Большой взрыв Согласно теории, в ранней Вселенной при высоких температурах, когда Вселенной было всего несколько десятков микросекунд, фаза вещества принимала форму горячей фазы кварковой материи, называемой кварк-глюонная плазма (QGP).[5]
  • Компактные звезды (нейтронные звезды ). Нейтронная звезда намного холоднее 1012 K, но гравитационный коллапс сжал его до такой высокой плотности, что разумно предположить, что кварковая материя может существовать в ядре.[6] Компактные звезды, состоящие в основном или полностью из кварковой материи, называются кварковые звезды или же странные звезды.
  • Вопрос КХД может существовать в пределах коллапсар из гамма-всплеск, где температура достигает 6,7 x 1013 K может быть сгенерирован.

В настоящее время не наблюдалось ни одной звезды со свойствами, ожидаемыми от этих объектов, хотя были получены некоторые свидетельства существования кварковой материи в ядрах крупных нейтронных звезд.[7]

  • Странджлеты. Это теоретически постулируемые (но пока не наблюдаемые) комки странное дело состоящий из примерно равного количества верхних, нижних и странных кварков. Странджлеты должны присутствовать в галактическом потоке частиц высоких энергий и поэтому теоретически должны быть обнаружены в космические лучи здесь, на Земле, но ни одного стринглета достоверно не обнаружено.[8][9]
  • Космический луч ударов. Космические лучи состоят из множества различных частиц, включая сильно ускоренные атомные ядра, в частности, частицы утюг.

Лабораторные эксперименты показывают, что неизбежное взаимодействие с тяжелыми благородный газ ядра в верхняя атмосфера приведет к образованию кварк-глюонной плазмы.

Лабораторные эксперименты

Траектории обломков частиц от одного из первых столкновений ионов свинца с LHC, как зарегистрировано Алиса детектор. Чрезвычайно кратковременное появление кварковой материи в точке столкновения следует из статистики траекторий.

Несмотря на то, что кварк-глюонная плазма может возникать только при весьма экстремальных условиях температуры и / или давления, она активно изучается в коллайдеры частиц, например, Большой адронный коллайдер LHC в ЦЕРН и релятивистский коллайдер тяжелых ионов RHIC в Брукхейвенская национальная лаборатория.

В этих столкновениях плазма существует только очень короткое время, прежде чем она самопроизвольно распадается. Физические характеристики плазмы изучаются путем обнаружения обломков, исходящих из области столкновения, с помощью детекторов крупных частиц. [11][12]

Столкновения тяжелых ионов при очень высоких энергиях может образовывать небольшие короткоживущие области пространства, плотность энергии которых сравнима с плотностью энергии Вселенная возрастом 20 микросекунд. Это было достигнуто путем столкновения тяжелых ядер, таких как вести ядер на высоких скоростях, и первое заявление об образовании кварк-глюонная плазма пришел из СПС ускоритель на ЦЕРН в феврале 2000 г.[13]

Эта работа была продолжена на более мощных ускорителях, таких как RHIC в США, а с 2010 г. - на Европейском LHC в ЦЕРНе, расположенном на границе Швейцарии и Франции. Есть веские доказательства того, что кварк-глюонная плазма также была создана на RHIC.[14]

Термодинамика

Контекстом для понимания термодинамики кварковой материи является стандартная модель физики элементарных частиц, которая содержит шесть различных ароматы кварков, а также лептоны подобно электроны и нейтрино. Они взаимодействуют через сильное взаимодействие, электромагнетизм, а также слабое взаимодействие что позволяет одному аромату творога превращаться в другой. Электромагнитные взаимодействия происходят между частицами, несущими электрический заряд; сильные взаимодействия происходят между частицами, несущими цветной заряд.

Правильная термодинамическая обработка кварковой материи зависит от физического контекста. Для больших величин, которые существуют в течение длительных периодов времени («термодинамический предел»), мы должны учитывать тот факт, что единственными сохраняющимися зарядами в стандартной модели являются кварковое число (эквивалентное барион число), электрический заряд, восемь цветных зарядов и лептонное число. Каждый из них может иметь связанный химический потенциал. Однако большие объемы вещества должны быть электрически и нейтральными по цвету, что определяет химические потенциалы электрического и цветового заряда. Это оставляет трехмерный фазовое пространство, параметризованный химическим потенциалом кварков, химическим потенциалом лептонов и температурой.

В компактных звездах кварковая материя занимает кубические километры и существует миллионы лет, поэтому термодинамический предел подходит. Однако нейтрино ускользают, нарушая лептонное число, поэтому фазовое пространство кварковой материи в компактных звездах имеет только два измерения, температуру (Т) и химический потенциал кваркового числа μ. А странный не находится в термодинамическом пределе большого объема, поэтому похоже на экзотическое ядро: оно может нести электрический заряд.

Столкновение тяжелых ионов не находится в термодинамическом пределе больших объемов или больших времен. Если оставить в стороне вопросы о том, достаточно ли он уравновешен для применения термодинамики, определенно не хватает времени для возникновения слабых взаимодействий, поэтому аромат сохраняется, и существуют независимые химические потенциалы для всех шести кварковых ароматов. Начальные условия ( прицельный параметр столкновения, количество верхних и нижних кварков в сталкивающихся ядрах и тот факт, что они не содержат кварков других ароматов) определяют химические потенциалы. (Ссылка на этот раздел:,[15][16]).

Фазовая диаграмма

Предполагаемая форма фазовой диаграммы вещества КХД с температурой по вертикальной оси и кварком химический потенциал на горизонтальной оси, как в мега-электрон-вольт.[15]

В фазовая диаграмма о кварковой материи мало что известно ни экспериментально, ни теоретически. Обычно предполагаемый вид фазовой диаграммы показан на рисунке справа.[15] Это применимо к материи в компактной звезде, где единственными релевантными термодинамическими потенциалами являются кварковые химический потенциал μ и температура Т.

В качестве руководства также показаны типичные значения μ и Т в столкновениях тяжелых ионов и в ранней Вселенной. Читателям, не знакомым с концепцией химического потенциала, полезно думать о μ как о мере дисбаланса между кварками и антикварками в системе. Более высокое значение μ означает более сильное смещение в пользу кварков по сравнению с антикварками. При низких температурах нет антикварков, и тогда более высокое значение μ обычно означает более высокую плотность кварков.

Обычная атомная материя, как мы знаем, на самом деле представляет собой смешанную фазу, капли ядерного вещества (ядра), окруженные вакуумом, который существует на низкотемпературной фазовой границе между вакуумом и ядерной материей, при μ = 310 МэВ и Т близко к нулю. Если мы увеличиваем плотность кварков (т.е. увеличиваем μ), сохраняя низкую температуру, мы переходим в фазу все более и более сжатого ядерного вещества. Следование по этому пути соответствует все более и более глубокому проникновению в нейтронная звезда.

В конце концов, при неизвестном критическом значении μ происходит переход к кварковой материи. При сверхвысокой плотности мы ожидаем найти цвет-аромат заблокирован (CFL) фаза цветной сверхпроводящий кварковая материя. При промежуточных плотностях мы ожидаем наличие других фаз (обозначенных на рисунке как «кварковая жидкость без CFL»), природа которых в настоящее время неизвестна.[15][16] Это могут быть другие формы цветного сверхпроводящего кваркового вещества или что-то другое.

Теперь представьте, что вы начинаете с левого нижнего угла фазовой диаграммы, в вакууме, где μ =Т = 0. Если нагреть систему, не отдавая предпочтения кваркам антикваркам, это соответствует движению вертикально вверх по Т ось. Сначала кварки все еще ограничены, и мы создаем газ адронов (пионы, по большей части). Тогда вокруг Т = 150 МэВ происходит переход к кварк-глюонной плазме: тепловые флуктуации разрушают пионы, и мы находим газ кварков, антикварков и глюонов, а также более легких частиц, таких как фотоны, электроны, позитроны и т. Д. Путь соответствует путешествию в далекое прошлое (так сказать), к состоянию Вселенной вскоре после Большого взрыва (где кварки отдавали предпочтение антикваркам).

Линия, которая поднимается вверх от перехода ядерное вещество / кварк, а затем изгибается обратно в сторону Т ось, конец которой отмечен звездой, представляет собой предполагаемую границу между ограниченной и неограниченной фазами. До недавнего времени считалось, что это граница между фазами, в которых хиральная симметрия нарушена (низкая температура и плотность), и фазами, где она не нарушена (высокая температура и плотность). Теперь известно, что фаза CFL демонстрирует нарушение киральной симметрии, а другие фазы кварковой материи также могут нарушать киральную симметрию, поэтому неясно, действительно ли это линия кирального перехода. Линия заканчивается на «хиральном критическая точка ", отмеченный звездой на этом рисунке, который представляет собой особую температуру и плотность, при которых поразительные физические явления, аналогичные критическая опалесценция, ожидаемые. (Ссылка на этот раздел:,[15][16][17]).

Для полного описания фазовой диаграммы требуется полное понимание плотной, сильно взаимодействующей адронной материи и сильно взаимодействующей кварковой материи из некоторой базовой теории, например квантовая хромодинамика (КХД). Однако, поскольку такое описание требует правильного понимания КХД в ее непертурбативном режиме, который еще далек от полного понимания, любое теоретическое продвижение остается очень проблематичным.

Теоретические задачи: методы расчета

Фазовая структура кварковой материи остается в основном предположительной, потому что трудно выполнять вычисления, предсказывающие свойства кварковой материи. Причина в том, что КХД, теория, описывающая доминирующее взаимодействие между кварками, сильно связана при плотностях и температурах, представляющих наибольший физический интерес, и поэтому на ее основе очень трудно получить какие-либо предсказания. Вот краткое описание некоторых стандартных подходов.

Решеточная калибровочная теория

Единственный доступный в настоящее время расчетный инструмент из первых принципов - решеточная КХД, то есть компьютерные вычисления методом перебора. Из-за технического препятствия, известного как фермион проблема со знаком, этот метод можно использовать только при низкой плотности и высокой температуре (μ <Т), и предсказывает, что кроссовер в кварк-глюонную плазму произойдет около Т = 150 МэВ [18] Однако его нельзя использовать для исследования интересной структуры цветной сверхпроводящей фазы при высокой плотности и низкой температуре.[19]

Теория слабой связи

Поскольку КХД асимптотически свободный он становится слабо связанным при нереально высоких плотностях, и можно использовать схематические методы.[16] Такие методы показывают, что фаза CFL имеет очень высокую плотность. Однако при высоких температурах схематические методы все еще не находятся под полным контролем.

Модели

Чтобы получить приблизительное представление о том, какие фазы могут произойти, можно использовать модель, которая имеет некоторые из тех же свойств, что и КХД, но которой легче манипулировать. Многие физики используют Модели Намбу-Йона-Лазинио, которые не содержат глюонов, и заменяют сильное взаимодействие на четырехфермионное взаимодействие. Для анализа фаз обычно используются методы среднего поля. Другой подход - это модель сумки, в котором эффекты ограничения моделируются аддитивной плотностью энергии, которая наказывает неограниченную кварковую материю.

Эффективные теории

Многие физики просто отказываются от микроскопического подхода и делают обоснованные предположения об ожидаемых фазах (возможно, на основе результатов модели NJL). Затем для каждой фазы они записывают эффективную теорию низкоэнергетических возбуждений с точки зрения небольшого числа параметров и используют ее для прогнозов, которые позволят зафиксировать эти параметры экспериментальными наблюдениями.[17]

Другие подходы

Основная статья: AdS / QCD

Есть и другие методы, которые иногда используются, чтобы пролить свет на КХД, но по разным причинам еще не дали полезных результатов при изучении кварковой материи.

1 / N расширение

Относитесь к количеству цветов N, которое на самом деле равно 3, как большое число, и разлагается по степеням 1 /N. Оказывается, что при высокой плотности поправки высшего порядка велики, и разложение дает неверные результаты.[15]

Суперсимметрия

Добавление в теорию скалярных кварков (скварков) и фермионных глюонов (глюонов) делает ее более управляемой, но термодинамика кварковой материи решающим образом зависит от того факта, что только фермионы могут нести кварковое число, и от числа степеней свободы в целом.

Экспериментальные задачи

Экспериментально трудно отобразить фазовую диаграмму кварковой материи, потому что было довольно сложно научиться настраиваться на достаточно высокие температуры и плотность в лабораторных экспериментах, используя столкновения релятивистских тяжелых ионов в качестве экспериментальных инструментов. Однако эти столкновения в конечном итоге дадут информацию о кроссовере от адронная материя в QGP. Было высказано предположение, что наблюдения компактных звезд могут также ограничивать информацию об области высокой плотности и низких температур. Модели охлаждения, замедления и прецессии этих звезд предлагают информацию о соответствующих свойствах их внутренней части. По мере того, как наблюдения становятся более точными, физики надеются узнать больше.[15]

Одна из естественных тем для будущих исследований - поиск точного местоположения хиральной критической точки. Некоторые амбициозные расчеты КХД на решетке могли найти этому подтверждение, и будущие расчеты прояснят ситуацию. Столкновения тяжелых ионов могли бы позволить экспериментально измерить его положение, но для этого потребуется сканирование в диапазоне значений μ и T.[20]

Свидетельство

В 2020 году было предоставлено свидетельство того, что ядра нейтронных звезд с массой ~ 2M⊙ вероятно, состояли из кварковой материи.[7][21] Их результат был основан на нейтронной звезде. приливная деформируемость во время слияние нейтронных звезд как измерено гравитационно-волновые обсерватории, что приводит к оценке радиуса звезды в сочетании с расчетами уравнения состояния, связывающего давление и плотность энергии ядра звезды. Доказательства были убедительными, но не окончательно доказали существование кварковой материи.

Смотрите также

Источники и дальнейшее чтение

  • Аронсон, С. и Лудлам, Т .: «Охота на кварк-глюонную плазму», Министерство энергетики США (2005 г.)
  • Летесье, Жан: Адроны и кварк-глюонная плазма, Кембриджские монографии по физике элементарных частиц, ядерной физике и космологии (том 18), Cambridge University Press (2002)
  • С. Хендс (2001). «Фазовая диаграмма КХД». Современная физика. 42 (4): 209–225. arXiv:физика / 0105022. Bibcode:2001ConPh..42..209H. Дои:10.1080/00107510110063843. S2CID  16835076.
  • К. Раджагопал (2001). «Освободи кварки» (PDF). Линия луча. 32 (2): 9–15.

Рекомендации

  1. ^ Летесье, Жан; Рафельский, Иоганн (2002). Адроны и кварк-глюонная плазма. (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. Дои:10.1017 / cbo9780511534997. ISBN  978-0-521-38536-7.
  2. ^ «Quark Matter 2021: 29-я Международная конференция по ультрарелятивистским ядерно-ядерным столкновениям». Индико. Получено 2020-06-26.
  3. ^ «CPOD2020 - Международная конференция по критической точке и началу деконфайнмента». Индико. Получено 2020-06-26.
  4. ^ «Странность в кварковой материи 2019». Индико. Получено 2020-06-26.
  5. ^ Видеть «Адроны и кварк-глюонная плазма» Например.
  6. ^ Шапиро и Теукольский: Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов, Wiley 2008 г.
  7. ^ а б Аннала, Эмели; Горда, Тайлер; Куркела, Алекси; Наттила, Йоонас; Вуоринен, Алекси (01.06.2020). "Доказательства ядер кварковой материи в массивных нейтронных звездах". Природа Физика. 16 (9): 907–910. Дои:10.1038 / s41567-020-0914-9. ISSN  1745-2481.
  8. ^ Бисвас, Саян; и другие. (2016). «Сценарий производства галактических странников и оценка их возможного потока в окрестностях Солнца». Ход работы: Сценарий производства галактических странников и оценка их возможного потока в окрестностях Солнца.. МККК2015. вдохновлять. п. 504. Дои:10.22323/1.236.0504. Получено 11 октября 2016.
  9. ^ Мэдсен, Джес (18 ноября 2004 г.). «Странджлет и поток космических лучей». Phys. Ред. D. 71 (1): 014026. arXiv:astro-ph / 0411538. Bibcode:2005ПхРвД..71а4026М. Дои:10.1103 / PhysRevD.71.014026. S2CID  119485839.
  10. ^ Холдом, Боб; Рен, Цзин; Чжан, Чен (31 мая 2018 г.). «Кварковая материя не может быть странной». Письма с физическими проверками. 120 (22): 222001. arXiv:1707.06610. Bibcode:2018PhRvL.120v2001H. Дои:10.1103 / PhysRevLett.120.222001. PMID  29906186. S2CID  49216916.
  11. ^ "АЛИСА". ЦЕРН. Получено 16 декабря 2015.
  12. ^ Видеть «Охота на кварк-глюоановую плазму» в качестве примера исследования RHIC.
  13. ^ Хайнц, Ульрих; Джейкоб, Морис (2000). «Свидетельства нового состояния материи: оценка результатов программы CERN Lead Beam». arXiv:nucl-th / 0002042.
  14. ^ Хайнц, Ульрих; Джейкоб, Морис (2005). «Quark Matter 2005 - Теоретическое заключение». arXiv:ядерный / 0508062.
  15. ^ а б c d е ж грамм Олфорд, Марк Дж .; Шмитт, Андреас; Раджагопал, Кришна; Шефер, Томас (2008). «Цветная сверхпроводимость в плотной кварковой материи». Обзоры современной физики. 80 (4): 1455–1515. arXiv:0709.4635. Bibcode:2008РвМП ... 80.1455А. Дои:10.1103 / RevModPhys.80.1455. S2CID  14117263.
  16. ^ а б c d Ришке, Д. (2004). «Кварк-глюонная плазма в равновесии». Прогресс в физике элементарных частиц и ядерной физике. 52 (1): 197–296. arXiv:ядерный / 0305030. Bibcode:2004ПрПНП..52..197Р. CiteSeerX  10.1.1.265.4175. Дои:10.1016 / j.ppnp.2003.09.002. S2CID  119081533.
  17. ^ а б Т. Шефер (2004). «Кварковая материя». В А. Б. Сантре (ред.). Мезоны и кварки. 14-я Национальная летняя школа по ядерной физике. Alpha Science International. arXiv:hep-ph / 0304281. Bibcode:2003hep.ph .... 4281S. ISBN  978-81-7319-589-1.
  18. ^ П. Петрецкий (2012). «Решеточная КХД при ненулевой температуре». J. Phys. грамм. 39 (9): 093002. arXiv:1203.5320. Bibcode:2012JPhG ... 39i3002P. Дои:10.1088/0954-3899/39/9/093002. S2CID  119193093.
  19. ^ Кристиан Шмидт (2006). «Решеточная КХД при конечной плотности». PoS LAT2006. 2006 (21): 021. arXiv:hep-lat / 0610116. Bibcode:2006slft.confE..21S.
  20. ^ Раджагопал, К. (1999). «Отображение фазовой диаграммы КХД». Ядерная физика A. 661 (1–4): 150–161. arXiv:hep-ph / 9908360. Bibcode:1999НуФА.661..150Р. Дои:10.1016 / S0375-9474 (99) 85017-9. S2CID  15893165.
  21. ^ «Внутри нейтронных звезд обнаружен новый тип материи». ScienceDaily. Получено 2020-06-01.

внешняя ссылка