Първичният термичен профил и неговите пробойни
Измерените стойности регистрират два ясно изразени температурни режима. В ранния, най-плътен и енергиен етап на съществуване на плазмата, измерената температура достига 3,25 трилиона Келвина. Това е стойност, която надвишава вътрешната температура на Слънцето около 200 000 пъти. В по-късната фаза, непосредствено преди материята да започне да се адронизира (да се "кондензира" обратно в познатите протони, неутрони и пиони), температурата пада до средно 2,01 трилиона Келвина. Разделителната линия между тези два етапа се определя от масата и импулса на излъчените лептонови двойки: по-тежките и високоенергийни двойки се раждат в първите фемтосекунди, докато по-леките продължават да се излъчват по време на разширяването.
Въпреки категоричността на публикуваните данни, в научната общност съществува здравословен скептицизъм относно това доколко може да се говори за "температура" в класическия смисъл. Температурата е термодинамична величина, която предполага идеален термичен баланс в системата. В състояние, което съществува за време от порядъка на няколко фемтометра заведение от светлината, въпросът дали системата изобщо има време да достигне пълна локална термизация, остава отворен. Част от теоретиците посочват, че началните спектри могат да съдържат компоненти от т.нар. "твърди" сблъсъци на ниво отделни партони, които имитират термично излъчване, но всъщност са резултат от нетермични процеси на разсейване.
Сравнителният анализ между RHIC и Големия хадронен колайдер (LHC) в CERN също повдига въпроси. По-старите изследвания на материята в Женева показваха дори по-високи плътности на енергията, но измерването на термичното излъчване чрез дилептони в Брукхейвън предоставя по-чист прозорец към ранната фаза поради по-ниската степен на фонов шум от бързи кварки. Това не означава, че картината е пълна. Остава открит въпросът как точно кварк-глюонната плазма преминава от състояние с почти нулев вискозитет (идеална течност) към газообразна система от хадрони. Данните за температурата са просто географска карта на състоянието, но не разкриват напълно динамиката на самата фазова промяна.
Пробойните в сегашната теория засягат и астрофизическите приложения на тези измервания. Твърдението, че сходни състояния на материята се наблюдават в ядрата на сблъскващи се неутронни звезди, има своите физически лимити. При сблъсъка на неутронни звезди плътността на барионния заряд е изключително висока, докато температурата е значително по-ниска от тази в RHIC. Експериментът в Брукхейвън изследва материя с практически нулев барионен химически потенциал — т.е. почти еднакво количество материя и антиматерия, което е било характерно за Вселената в първите й микросекунди, но е коренно различно от плътната, богата на неутрони материя в компактните астрофизични обекти.
В крайна сметка, регистрираните от екипа на Гъртс числа представляват важен, но ограничен документ в архивната папка на ранната космология. Те потвърждават, че при определени плътности на енергията материята наистина губи своята структура, но не отговарят на въпроса защо фундаменталните константи са конфигурирани така, че тази плазма да се охлади точно до състоянието, което позволява съществуването на стабилни атомни ядра. Данните от Брукхейвън са на масата, но лабораторията продължава да трупа терабайти сурови записи, които тепърва ще бъдат подлагани на преоценка.
