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Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf B. Kämpfer Indian Summer School 2011 Extreme Matter in the Universe (part 1). www questions. when where what t ~10^-6 s everywhere hadronization small - PowerPoint PPT Presentation
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B. Kämpfer | Institut für Strahlenphysik | Hadronenphysik | www.hzdr.de
Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf
B. Kämpfer
Indian Summer School 2011
Extreme Matter in the Universe(part 1)
B. Kämpfer | Institut für Strahlenphysik | Hadronenphysik | www.hzdr.de
when where what
1) t ~10^-6 s everywhere hadronization small
2) t ~ 10^2 s everywhere nucleosynthesis large neutrino decoupl.
e+ e- annihilation
3) now neutron stars cbm large
4) now CERN hadronization small
5) 2018 AD FAIR CBM large
www questions
aft
er
Big
Ba
ng
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What is Extreme?
(i) hot: T ~ 100 MeV ~ 10^12 K
(ii) dense: rho ~ 10^15 g/cm^3 ~ 5 rho_0
(iii) fast: dt < 10 fm/c ~ 30 ys = 30x10^-24 s
RX J185635-3754
UrQMD + GEANT4
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Numerology
in nuclei
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2) = rather normal, but interesting playground
1 2 3 4 5 T x x xrho x x dt x x
un
ive
rse
ha
dro
niz
atio
n
un
ive
rse
nu
cle
osy
nth
esi
s
ne
utr
on
sta
rs
LH
C,
RH
IC
FA
IR C
BM
What are our Questions?
QCD hadrons (structure + interactions)phase diagram of SIMdeconfined SIM = sQGP = ?
hot
dense
short
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Barz et al., PLB 1987
TCEP
Nf = 3
T
n
CEP
mixNf = 3
T
Nf = 3
Phase Diagram of SIM
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or
n
T
phase diagramof water
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Gauge Theories w/o SSB Abelian (QED) non-Abelian (QCD)
E E
1/137
1
sQCD pQCD
Land
au p
ole
UV
sla
very
asymp. freedom
non-trivial vacuum:condensates
not neccessarily weak-coupling:alpha too large
0
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Columbia plot Wuppertal-Bp plot
O(4) vs. Ising
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Hadron Resonance Gas
T < Tc: hadrons Dashen-Ma-Bernstein theorem
Wuppertal-Bp
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Gluon Gas: Nf = 0QCD trace anomaly: e – 3p = 0
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Trace Anomaly/Interaction Measure
quasi-particle model: adjustment to lattice QCD results susceptibilities, transport coeff.
Bielefeld lattice QCD: Tc puzzle
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Bielefeld-Swansea data
c0
c2
c4
c6
D=1.15
neglect strong interaction
QPM
lQCD
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Tools: (1) Fluid Dynamicslong-wavelength modes T(x), mu(x), u(x) and their gradients
currents
1) 2nd law of thermodynamics: 2) conserved charges: 3) EoM:
1st law of thermodyn.
Euler/Navier-Stokes
curvilinear coordinates/Riemann space-time:
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1) = control eq. (seldom constructive eq.)2) = local charge conservation3) = 4 eqs. for 4 components of
constitutive eqs.:
perfect fluid dissipation
What is flow? Choice of 4-velocity (3 independent components)
a) Eckart: flow of net chargeb) LL: flow of energy
LL condition:
t
x
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even when neglecting dissipative effects: EoS is needed
p(e,n) or p(T,mu) or s(e,n) or ...
first-principle calculations (lattice QCD, large-T expans.)phenomenology, measurements
V, E, N_i: extensives e, n_iT, mu_i: intensivesentropy density s, pressure p ...
applicability of hydro: container > gradients
large enough
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Tools (2): Thermodynamics
Gibbs-Duham:
Euler:
susceptibilities:
Taylor expansion (Bielefeld):
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Example: Cosmic Confinementperfect fluid + cosmological principle
homogeneity + isotropy in 3D Robertson-Walker metric (coordinates)
Einstein eqs. expanding universe (matter cools and becomes dilute)
comoving volume
ES
ES
R(t1)
R(t2)
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Friedmann eqs. EoS
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Bag Model EoS: too simplepi
T
pqg
Tc
Gibbs criteria for phase equilibrium(maximum entropy)
p_qg = p_pi T_qg = T_pimu_qg=mu_pi
-p = free energy
1st order pt(nucleation,bubbles etc.)
p
T
e,s
T
mix
T
t10
Tc
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Cosmic Swing (1): SIMfrom small mu to large mu
hadronization
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Driving the Cosmic Swing: etamystery: 5year WMAP CDM
God given init. cond. or via baryogenesis (sphalerons)
specific entropy conserved:
T > Tc: relativistic quarks carry baryon numberT < Tc: non-relativistic nucleons carry baryon numberT ~ 45 MeV: annhilation of baryons, excess (~ eta) remains
why is baryon excess so small OR why is entropy so large?
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B
B
disapparence of anti-matter (1)
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Boltzmann approx.:
Densities
high/low temperature approx.:
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Stretching of Distances
T = 170 MeV
5 m 1 fm100000 fm
1 fm
q
q
1 fm
g
1000 fm
q
T = 2.3 x 10 MeV-10
On average On Earth In nuclei & neutron stars
B B B
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- cosmic confinement is too slow
- gradual matter conversion in qg h cross over- if confinement would be 1st order pt: bubble growth, supercooling, inhomogeneities
- uncertainty: neutrino degeneracy
Relics of Cosmic Confinement?
after 30 years research: none
Jenkowski, BK, Z. Phys. 1990
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Primordial Nucleosynthesisthe first three minutes
four fundamental forces in concert: - gravity expansion of universe - electromagnetic e+ e- annihilation - weak neutrino decoupling - strong/nuclear cooking the leight elements: specific abundances for given cosmic expansion + reaction rates
charge neutrality:
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e-, e+
e- - e+e-e+
e- - e+
e-, e+
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e-
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Big Bang e+ e- Annihilation
t ~ 0.3 s: neutrino decoupling
t ~ 15 s, T ~ 3 x 10^9 K: e+ e- annhilation
Kolb-Turner
disappearance of last antimatter in universeonly excess electrons survive „reheating“ of photons, nucleons
e-
e+
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e+ e- Nano Droplets
Yaresko, Munshi, BK, Phys. Plasma 2010Munshi, BK, PRA 2009
first
est
ima
tes:
S
he
n,
Me
yer-
ter-
Ve
hn
, P
RE
65
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The Universe as Reactor
Friedmann: T(t) from
D: baryometer4He: chronometer
only destruction after BNN
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Primordial Nuclear Network
2. D, 4. 3He, 8. T, 6. 4He, 7. 7Li
Dominant Channels (strong int./QCD):
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p
n
D T
He He
Be
Li
1
2
5
63 4 8
9
10
12
11
7
7
7
3 4
Nollett-Burles
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Rate Equations for 2 2 Processes
rates (T)
Init. Conds.: earlier equilibrium values
add decays
integrate up to freeze-out
T(t)
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Evolution of Abundances
D
Be
mass fraction
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Cosmic Concordance?
new physics beyond Standard Model?Xdimensions, more neutrinos, axions, SUSY particles, G(t), ...
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Neutron Life Time
nearly all n are in 4He: Y(4He) depends on(other abundances are robust) and also on
fastBBN
886.7869
904
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Number of Light Neutrinos
3
3.5
2.5
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Cosmic Interim Summary
Cosmic Confinement/Hadronization
T > Tc = 170 MeV, t < 10^-6 s: mu small, q + g T < Tc, t > 10^-6 s: hadrons emerge and decay, no relics T ~ 40 MeV: nucleons annihilate (up to the excess) no relics
Primordial Nucleosynthesis
concides with neutrino decoupling and e+ e- annihilation abundancies of light nuclei are sensitive to expansion history = relics