Interactions fortes 1: ions lourds - Introduction

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Interactions fortes 1: ions lourds - Introduction

C. Suire

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INTERACTIONS FORTES I :

IONS LOURDS

Représentation de la matière nu léaire normale (à gau he) et de la matière

Christophe SUIRE

IPNO, Institut de Physique Nu léaire d'Orsay

Résumé

When the energydensity ex eedssome typi al ha-droni value(

∼

1GeV/fm

3

),matternolongerexistsof separate hadrons(protons,neutrons,et ),butastheir fondamental onstituents, quarksandgluons.Be ause oftheapparentanalogywithsimilarphenomenain ato-mi physi swemay allthisphaseofmattertheQCD (orQuark Gluon)plasma [1℄.

1.1 Introdu tion Les ollisions d'ions lourds

1

ultra-relativistes pro-duites dans les a élérateurs visent à re réer un état de la matière qui aurait existé dans les premières mi- rose ondes suivant le Big-Bang. Une matière ultra-dense/ haude dans laquelle les quarks évoluent libre-mentsurdegrandesdistan es(i.e.grandesparrapport à la dimension d'un nu léon). Au delà de la transi-tiondephaseentrelesquarksdel'universprimordialet leshadronsquenousobservonsaujourd'hui,l'étudedu PQG trouvesesrami ationsdansnotre onnaissan e delathéoriedel'intera tionforte(Quantum Chromo-Dynami s ouQCD),dansl'explorationdudiagramme de phase de la matière nu léaire ou en ore dans la omposition(supposée)d'objets osmologiquesdenses. Rappelonsennque lemé anismedegénération dela masse detoute la matièrebaryonique(quarks u et d) se a he dans la brisure de la symétrie hirale et la stru ture du vide de QCD; domaines omplexes dans lesquelslespropriétésduPQGpourraientapporterun é lairagenouveau.

1.2 L'intera tion forte à haute énergie

La théorie qui régit les intera tions des quarks et desgluonsestlaChromoDynamiqueQuantique.Cette théorie est apable d'expliquer les propriétés des ha-dronset delamatièrenu léairejusqu'àdetrèshautes températures; le domaine qui va nous interesser plus parti ulièrementi i.LesbasesdeQCDremontentaux années 70;lesnombreux résultatsd'expérien ede dif-fusionprofondémentinélastique(ouDISpourDeep In-elasti S atering)ontmisenéviden elastru ture om-positedunu léonenlebombardantave deséle trons

1

Dans la suite, le terme ions lourds ou noyaux lourds sera employéindiéremment;auxénergies onsidérées,lesionssont omplètementépelu hés.

Fig.1.1Évolutiondelavaleurdela onstantede ou-plage

α

s

(µ)

del'intera tionforteenfon tionde l'éner-gie

µ

,àlaquellelamesureestee tuée.Figureextraite de[2℄.

Fig. 1.2  La transition de phase selon un al ul de QCD sur réseau; évolutionde ladensité d'énergie en fon tiondelatempérature[3℄.

énergies, la faiblesse relative de la onstante de ou-plage (

α

S

(µ = 2GeV

)

∼

0,32) permet des dévelop-pements pertubatifs. Dans le as le plus général (i.e. non-perturbatif)seuleslesméthodesnumériquesde al- ulsditessurréseau( arlesdimensionsd'espa esetde temps sont dis rétisées) permettent d'obtenir des ré-sultats abinitio (masse dunu léon, spe tros opie des baryons,et ).Laplusbelleillustrationdelapossibilité de réerunplasmadequarksetdegluonsestpresentée surlagure 1.2.Cerésultatd'un al uldeQCDsur ré-seaumontrel'évolutiondeladensitéd'énergieen fon -tion du rapport T/T où T est température ritique detransitiondephase.Latransitionversunephasede PQG est préditepour lesvaleursT

C

=173

±

8MeV et

ǫ ≈

(6

±

2)T

4

.Ladensitéd'énergie ritiqueest don

ǫ

C

≈

1GeV/fm

3

,soitenviron8foisladensitéd'énergie delamatièrenu léairedanssonétatfondamental.

Le seul moyen d'atteindre les onditions thermody-namiques né essaire au dé onnement nous est oert parles ollisionsd'ionslourds.

1.3 Une ollision d'ions lourds ultra-relativiste

Aprèsuntempsde

∼

20fm/ suivantl'impa tinitial des ions, l'état nal nal de la réa tionest atteint; il s'agit don de dé rire la ollisionpendant ette durée an de omprendre les diérents pro essus physiques misenjeu(1fm/

∼

10

−15

m/3.10

8

m.s

−1

_∼

3.10

−24

s). Iln'existe ependantpasdemodèle apablededé rire la ollision et le système qui en résulte d'un seul te-nant.Notremeilleuredes riptionsebasesurun dé ou-page en tran hestemporelles; il peutparaître surpre-nant de fra tionner un interval d'environ 50. 10

−24

s mais 'est bien e qui est fait. Et ela fon tionne àla fois en termes d'observations et de prédi tions. La -gure 1.3vanous servird'illustrationpour omprendre lesdiérentesphasesdusystèmeengendrés parla

ol-Fig. 1.3  Représentation s hématique de l'évolution du système réé par une ollision d'ions lourds ultra-relativistes(voirtexte).

sontreprésentéesdansundiagramme(espa eàune di-mension : temps). Sur la partie gau he de la gure, une simulationmontre s hématiquement àquoi pour-rait ressembler le système aux diérents instants qui orrespondentauxphasesdé ritessurladroite. Avant la ollision(t<0),lesnoyaux,aplatis ommedes rêpes dans la dire tion de propagation ( ontra tion de Lo-rentz r

Z

→

r

Z

/

γ

) onvergent l'un vers l'autre à une vitessepro hede elledelalumière(quantitativement,

β

=v/

≈

0.999956pourlesnoyauxa élérésauRHIC 100GeV/ parnu léon).Ensuitedemultiples ollisions inélastiques (t<0.5 fm/ ) vont hauer laminus ule zone dans laquelle les noyaux se sont roisés et pro-duire de nombreuses parti ules (quarks, gluons, pho-tons).C'estl'énergiedéposéedans efaiblevolumequi va permettre dedépasser la densité d'énergie ritique

ǫ

C

. Très rapidement (t

∼

2fm/ ), le système rée se thermalise et peut dès lors être qualié de plasma de quarks et de gluons; e PQG va survivre jusqu`à un temps omprisentre10fm/ <t<20fm/ .Ensuitele PQG vaexploser, i.e. sedétendreviolemmentet s'ha-droniser.A etinstant,lesystèmeestungaz haud de hadronsquiva ontinueràserefroidiretlesintera tions inélastiquesvonts'arrêter; 'estlegel himique ( hemi- al freeze-out). Finalement, ladensitéest si faible que lesintera tionsélastiques essentégalement, 'estlegel inétique (kineti freeze-out). Lesparti ules entament dèslorsleurtrajetverslesdéte teurs.

1.4 Le PQG expérimentalement

Depuis près de 30 ans, les ollisions d'ions lourds nouspermettentd'étudierlamatièrenu léairedansles onditionslesplusextrêmes(voirTab.1.1).Envariant l'énergie disponible dans le entre de massede la ol-lision ainsiquelessystèmes (nombreatomique des es-pè esen ollisionet ollisionsasymétriques)ilest pos-sibledefairevarierladensitéd'énergiedusystème.Les

Ma hine Espè es

√

s

N N

(GeV) (mode) (dates)

ǫ

(GeV/fm

3

) AGS Au+Au 4.8 (Ciblexe) (1986-1998)

∼

1.5 SPS Pb+Pb 17,4 (Ciblexe) (1986-2003)

∼

3.5 RHIC Au+Au 200 (Collisionneur) (2001-201?)

∼

5.5 RHIC Pb+Pb 5500 (Collisionneur) (2008-20??)

∼

10

Tab.1.1  Lesprin ipales ma hines qui ont a élérés des ions lourds à une énergie susante pour espérer produire unPQG.

valeursde

ǫ

dansletableauproviennentd'uneformule dontleshypothèsesontplusjustesdansle asduRHIC etduLHC. Les ollisionsproduitesàl'AGS,eten ore plus au SPS, ont très probablement dépassé

ǫ

C

mais ela reste plus di ile à estimer. Une des grandeurs lefpourestimerladensitéd'énergieatteinte dansune ollisiond'ionslourdsestleparamètred'impa t b,qui représenteladistan eentreles entresdenoyauxdans le plan transverse àl'axe de propagation des noyaux. Cettedistan epermet,ave unmodèlegéométriquedu noyau de al uler une surfa etransverse de re ouvre-mentA

⊥

(àb=0,A

⊥

estlasurfa ed'unnoyau). Consi-dérons maintenantun nu léonlo alisédans ette sur-fa e, il va de fa on quasi ertaine entrer en ollision ave unnu léondel'autre noyau( ollisionbinaire);le nombretotaldenu léonsquiontsubiuneintera tionva donner lenombredeparti ipants(N

part

). Chaque nu- léonpeutsubirplusieurs ollisionsbinaires;lasomme de toutesles ollisionsbinairesdénitN

bin

(ouN

coll

). Lesnu léonssituéshorsde ettesufa esontqualiésde spe tateurs.Prenonsl'exemple d'une ollisionAu+Au unetrès entrale(b

≤

3fm)auRHIC;lenombrede nu- léonsparti ipantsestpro hede350.Quantaunombre de ollisionsbinaires,ilestestiméà1200.Lavaleurde N

coll

estprimordialequandon her heà omparerune observablemesuréedansles ollisionsélémentairesp+p et dansles ollisionsA+A: 'estlebinarys aling.

Une méthode  lassique pourdéterminerla entra-lité onsiste à mesurer l'énergie des neutrons spe ta-teurs(quipoursuiventleurtraje toirere tilignejusqu'a des alorimètres prévus à et eet) que l'on orrèleà unemesuredemultipli itédeparti ules hargées.Pour une ollision très entrale, beau oup d'énergie est li-béréepermettantla réationdenombreusesparti ules.

nulle arau unnu léonn'aétéunsimplespe tateurde la ollision.

La méthodeexpérimentale pour étudierlePQG est simpleetellesebasesurl'étuded'uneobservable phy-sique dans plusieurs systèmes de ollision.Si dans un premier temps nous xons une énergie dans le entre demasseparnu léon,laméthodeimposedon de: 1 hoisiruneobservableenfon tiond'arguments

théo-riquesquiluiprédisentun omportementdiérent selon qu'il y ait eu ou non formation d'un PGQ (signatureduPQG),

2 mesurer ette observabledans les ollisions élémen-tairesp+p,

3 mesurer etteobservabledansles ollisionsp+A(ou entrenoyauxlégers);i.e.unsystèmequin'apaspu former dePQG maisqui peutavoiruneinuen e surl'observable onsidérée.Ceseetssontqualiés d'eetsnu léairesfroids,

3 mesurer ette observabledansles ollisionsA+A,et ee tuerles omparaisonsave lesmesuresp+pet p+A ( orre tement renormalisés, e.g. binary s a-ling,

4 omparer esmesuresauxprédi tionsthéoriquesqui sontfréquemment anées(et deviennentsouvent despost-di tions),

5 on luresilesmodèlesthéoriquesin luantun s éna-rio ave un PQG sont plus performantsà repro-duirelesmesuresexpérimentales,

6 répéter les étapes pré édentes ave autant d'obser-vablespossibles.

Dansundeuxièmetempsl'observable hoisiepeutêtre analyséeenregardderésultatsobtenusàd'autres éner-gies de ollision (qui onditionne la densité d'énergie atteinte), nous permettant d'en déduire une fon tion d'ex itation.

La listeexhaustivedes signaturesdu PQG est trop longuepourgurerdans etteintrodu tion.Engénéral, les signatures du PQG peuvent être séparéesen trois atégories; ellesquisontsensibles,(1)au hangement de l'équation d'état de la matière onsidérée (hadro-nique oupartonique),(2)àlarestaurationdela symé-trie hiraleou (3) aux propriétés dumilieu. Quelques unes, appartenantaux atégories(2)et(3)seront pré-sentées dansles exposés de ette session.Les publi a-tionsdesynthèseduRHIC,lesWhitePapers[5,4,6,7℄ ontiennentles résultatslesplusmarquants,ave leur évolutionenfon tiondediérentesénergiesde ollision allantdel'AGSauRHIC.

Fig.1.4Des ollisionsd'ionslourdsvuespar4grands déte teurs delaPhysique duPQG (NA49, PHOBOS, STAR etPHENIX).

parti ules vues par le déte teur sont des hadrons, et moyennées sur le temps d'évolution et d'expansion du système. Analyser des ollisions d'ions lourds, 'est également travailler dans un environnement qui peut être qualié d'hostile ave 100 à 30000 parti ules produites par ollision. Les déte teurs de la physique des ions lourds doivent en onséquen e être adaptés à la déte tion des parti ules dans des environnements très diérents issus des ollisions proton-proton, proton-noyau et noyau-noyau. Ce qui pose le problème déli at de onstruire des ensembles de déte tion de haute granularité, de faible longueur de radiation et pouvant être lus très rapidement. Si la multipli ité de parti ules hargées représente la ontrainteexpérimentalelaplusfortesurlesensemble de déte tion, nous pouvons toujours nous réjouir des EventDisplayquisontdeplusenplusbeauxet impres-sionnants. Je nirais don ette introdu tion ave les bellesimages,quasiphotographiques,delagure1.4.

Les exposés de ette session ouvrentdiérentes si-gnatures du Plasma de Quarks et de Gluons. Tout d'abord les a tes de Catherine Sylvestre et d'Ermias Atomssa sontdédiésàl'analysedesdonnéesduRHIC ave le déte teur PHENIX pour l'étude la suppres-sionduJ/

Ψ

dansles ollisionsAu+Auà

√

_s

N N

=200 GeV.Cettesignature, onsidérée ommelasignatureen orauxénergiesSPS,estégalementobservéeauRHIC, ependantlefa teurdesuppressionn'apasen ore dé-voilétout sesse rets.En e qui on ernelefutur(très pro he) des ollisions d'ions lourds ave le déte teur ALICEinstallésurlegrand ollisionneurLHC,Héléne Ri audprésenteralaphysiquedel'étrangetéet notam-ment lespro essus d'hadronisation en s'appuyantsur les rapports baryons/mésons. Zaida Conesa del Valle on luera ettesessionave dessimulationssurla

pro-noyaux.

Référen es

[1℄ E.V.Shuryak,Phys.Rept.61(1980)71;

[2℄ W.-M.Yaoetal.,JournalofPhysi sG33,1(2006); [3℄ F. Kars h, Le t. Notes Phys. 583 (2002) 209

[arXiv:hep-lat/0106019℄;

[4℄ STAR CollaborationNu l. Phys.A757(2005)102 [arXiv:nu l-ex/0501009℄;

[5℄ PHENIX Collaboration Nu l. Phys. A 757 (2005) 184[nu l-ex/0410003℄;

[6℄ PHOBOSCollaborationNu l. Phys. A 757(2005) 28;