Stan ten podobny jest do istniejącej wewnątrz słońca i gwiazd plazmy, złożonej z niezwiązanych w atomach cząstek naładowanych - elektronów i protonów poruszających się swobodnie. Należy jednak dostrzec zasadniczą różnicę pomiędzy stanem plazmy, gdzie pozostaje nienaruszona struktura protonu, a stanem plazmy kwarkowo-gluonowej, gdzie nie ma protonów, tylko jego składowe elementy - kwarki i gluony. Zgodnie z kosmologiczna hipotezą Wielkiego Wybuchu (Big Bang), stan taki mógł istnieć w pierwszych mikrosekundach kreacji Wszechświata, około piętnastu miliardów lat temu, kiedy temperatura była wystarczająco wysoka. Stan taki obecnie może istnieć w centralnej części gwiazd neutronowych. 

Warunki, w których może być osiągnięty stan plazmy kwarkowo-gluonowej mogą być zilustrowane na tzw. diagramie fazowym pokazującym zmiany stanu materii jądrowej w funkcji gęstości i temperatury. Postać diagramu fazowego pokazana jest na rysunku 15.5.1.a).   

Rys.15.5.1. a) Diagram fazowy	b) Ewolucja czasowa zderzenia ciężkich jonów

Stan materii hadronowej oznaczony symbolem a) to materia jądrowa o wartościach gęstości i temperatury, które na diagramie fazowym traktujemy jako punkt odniesienia. Są to oczywiście ogromne gęstości odpowiadające gęstości  materii jądrowej (a nie atomowej) oraz temperatury odpowiadające energii Fermiego. Temperatury odpowiadające pierwszym momentom po Wielkim Wybuchu były jednak miliony razy większe. Podobnie, o wiele większa od gęstości materii jądrowej jest gęstość materii w centrum gwiazd neutronowych. Pokazują to strzałki na diagramie fazowym. W obu tych przypadkach materia mogła/może być w stanie plazmy kwarkowo- gluonowej.

Poznanie własności materii w obu tych przypadkach stanowi wiedzę o najwyższej wartości naukowej. Etap plazmy kwarkowo-gluonowej i następujący po nim etap hadronizacji, czyli powstania materii w postaci znanej nam obecnie - po pierwsze, nie istnieje nigdzie w warunkach ziemskich - po drugie, miał decydujące znaczenie dla dalszego formowania się i rozwoju Wszechświata. Zrozumienie ewolucji Wszechświata wymaga więc poznania praw rządzących stanem materii w tej egzotycznej postaci. Podobnie, poznanie stanu materii w centrach gwiazd neutronowych nie jest możliwe w bezpośrednich pomiarach.    

Osiągnięcie odpowiednich warunków gęstości materii i temperatury możliwe jest w procesie zderzeń najcięższych jąder atomowych (tzw. ciężkich jonów) przyspieszonych tak, że energia ich osiąga wartości setek i tysięcy gigaelektronowolt (GeV) przypadających na jeden nukleon. Symboliczna ilustracja ewolucji czasowej takiego zderzenia pokazana jest na rysunku 15.5.1.b). 

W punkcie a) na rysunkach 15.5.1 a i b, dwa jądra (na przykład ołowiu) zbliżają się do siebie. Ich kształt "obserwowany" w laboratorium ma postać dysków, bowiem uległy skróceniu wynikającemu z transformacji Lorentza (patrz, lekcja dziesiąta kursu Fizyka I ). Ich stan wewnętrzny odpowiada jednak stanowi materii jądrowej, co pokazuje punkt a) na diagramie fazowym. Punkt b) odpowiada sytuacji, kiedy oba jądra przeniknęły przez siebie wzajemnie deponując swą energię w centralnym obszarze zderzenia. Punkt c) - to stan plazmy kwarkowo-gluonowej w obszarze centralnym, gdzie warunki gęstości i temperatury spełniają kryteria odpowiadające temu stanowi na diagramie fazowym. Punkt d) to powrót do stanu materii hadronowej w postaci tzw. gazu hadronowego. 

Cały ten proces trwa ok. 10^-22 sekundy lub mniej. Poznanie własności materii istniejącej w takim okresie czasu w obszarze przestrzennym rzędu 10^-14 metra jest wprawdzie prostsze niż wniknięcie do wnętrza gwiazdy neutronowej, ale stanowi wyzwanie nie tylko dla współczesnej fizyki doświadczalnej, ale także techniki i technologii: elektroniki, informatyki, techniki próżniowej niskich temperatur, mechaniki precyzyjnej itp. Zderzenia takie realizuje się za pomocą specjalnych układów akceleracyjnych tzw. zderzaczy (colliders). Budowa takiego urządzenia to przedsięwzięcie porównywalne z programem badań kosmicznych, dlatego obecnie na świecie istnieje tylko jedno - Relatywistyczny Zderzacz Ciężkich Jonów RHIC (Relatuvistic Heavy Ion Collider), który znajduje się w Stanach Zjednoczonych w Brookhaven National Laboratory, BNL. Działanie tego urządzenia omawialiśmy krótko w lekcji piątej. Drugie podobne urządzenie, w którym energia w środku masy zderzających się jąder wyniesie 5500GeV, buduje się aktualnie w Europejskim Centrum Fizyki Jądrowej CERN. 

Jak poznać własności plazmy kwarkowo-gluonowej? Oczekuje się, że materia w stanie QGP manifestuje inne własności, niż materia w stanie hadronowym. Jednym z przejawów przejścia fazowego do stanu QGP może być pojawienie się wielkiej liczby tzw. fotonów bezpośrednich emitowanych w rezultacie wielokrotnych rozproszeń poruszających się szybko kwarków. Innym przejawem może być wzrost emisji cząstek dziwnych, bowiem w stanie plazmy zmienia się prawdopodobieństwo produkcji różnych innych układów kwarkowych w stosunku do składu kwarkowego materii będącej w stanie hadronowym. Emisja niektórych cząstek może być stłumiona, np. cząstek zawierających w swoim składzie kwarki powabne w postaci ukrytej. Przykładem jest obserwowane już tłumienie produkcji mezonów , składających się z pary kwarku i antykwarku powabnego.

Urządzenia detekcyjne służące do obserwacji i pomiaru wspomnianych wyżej efektów musza rejestrować tysiące cząstek emitowanych w procesie zderzenia i określać ich parametry kinematyczne. Największym obecnie na świecie i najbardziej uniwersalnym układem pomiarowym zdolnym sprostać temu zadaniu jest detektor STAR (Solenoidal Tracker At RHIC) zainstalowany w BNL. Schematyczny widok tego detektora pokazany jest na rysunku 15.5.2.

Dla ilustracji skali trudności analizy danych pochodzących z tego detektora przypominamy, pokazany w lekcji dziesiątej kursu Fizyka I,  na Rys.15.5.4 rezultat wizualizacji torów cząstek naładowanych rejestrowanych w tzw. komorze projekcji czasowej TPC (Time Projection Chamber). 

Każdy z zarejestrowanych, widocznych na ilustracji jako oddzielna linia, tysięcy torów musi być wydzielony i przeanalizowany, a z krzywizny w polu magnetycznym wyznaczony pęd cząstki, do której ten tor należy. Opracowywaniem danych z eksperymentu STAR zajmuje się zespół złożony z fizyków wielu ośrodków na świecie w tym także z Wydziału Fizyki PW.