Гравитино

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Гравитино
Составелементарна честичка
СтатистикаФермионска
ЗаемодејстваГравитација
СтатусПретпоставена
Симбол

АнтичестичкаСамата на себе
Ел. полнежe
Спин3/2

Во теориите за супергравитацијата заедно со општата релативност и суперсиметријата, гравитино (

) е баждарен фермион суперсиметричен партнер на претпоставената честичка гравитон. Се претпоставува дека е кандидат за честичка дел од темната материја.

Ако постои, тоа е фермион на спин 3/2 и затоа ја следи равенката Рарита-Швингер. Гравитиновото поле е конвенционално напишано како ψμα со μ = 0, 1, 2, 3 со четири векторски индекс и α = 1, 2 спинорски индекс. За μ = 0, ќе се добијат негативни норми, како кај секоја безмазна честичка на спин 1 или повисока. Овие режими се нефизични, а за конзистентноста мора да има симетрична мерка која ги откажува овие модови: δψμα = ∂μεα, каде што εα (x) е спинорна функција на spacetime. Оваа мерен симетрија е локална суперсиметриска трансформација, а теоријата што произлегува е супергравитацијата.

Така, гравитино е фермион посредувачки супергравитациски интеракции, исто како што фотонот е посредувачки електромагнетизам, а гравитонот е веројатно посредувачка гравитација. Секогаш кога supersymmetry е скршен во supergravity теории, таа се стекнува со маса која е определена од скалата на која суперсиметрија е скршен. Ова варира во голема мера помеѓу различните модели на кршење на суперсиметријата, но ако суперсиметријата е да го реши проблемот со хиерархијата на Стандардниот модел, гравитиното не може да биде помасиво од околу 1 TeV / c2.

Гравитино космолошки проблем

Ако gravitino навистина има маса од редот на TeV, тогаш тоа создава проблем во стандардниот модел на космологија, барем наивно.

Една опција е дека гравитиното е стабилно. Ова би било случај ако гравитино е најлесната суперсиметрична честичка и R-паритет е конзервиран (или речиси така). Во овој случај гравитино е кандидат за темна материја; како такви гравитини ќе бидат создадени во многу раниот универзум. Сепак, може да се пресмета густината на гравитините и се покажува дека е многу повисока од забележаната густина на темната материја.

Другата опција е дека гравитиното е нестабилно. Така, гравитините споменати погоре ќе се распаѓаат и нема да придонесат за забележаната густина на темната материја. Сепак, бидејќи тие се распаѓаат само преку гравитациони интеракции, нивниот животен век ќе биде многу долг, од редоследот на Mpl2 / m3 во природни единици, каде што Mpl е масата на Планк и m е масата на гравитино. За гравитиновата маса од редот на ТеВ ова би било 105 с, многу подоцна од ерата на нуклеосинтезата. Најмалку еден можен канал на распаѓање мора да содржи или фотон, обвинет лептон или мезон, од кои секоја би била енергична за уништување на јадро доколку го погоди. Може да се покаже дека во распаѓањето ќе се создадат доволно такви енергетски честички, за да се уништат речиси сите јадра создадени во ерата на нуклеосинтезата, за разлика од набљудувањата. Всушност, во таков случај универзумот би бил направен само од водород, и формирањето ѕвезди најверојатно би било невозможно.

Едно можно решение за проблемот на космолошки гравитино е модел на сплит суперсиметрија, каде што гравитиновата маса е многу повисока од TeV скалата, но други фермионски суперсиметриски партнери на честички на стандардниот модел веќе се појавуваат на оваа скала.

Друго решение е дека R-паритетот е малку повреден, а гравитиното е најлесниот суперсиметричен честички. Ова предизвикува скоро сите суперсиметрични честички во раниот Универзум да се распаѓаат во честички на стандардниот модел преку R-паритет што ги прекршуваат интеракциите многу пред синтезата на примордијалните јадра; мала фракција, сепак, се распаѓа во гравитините, чиј полуживот е наредби со големина поголем од возраста на Универзумот, поради супресијата на стапката на распаѓање со скалата Планк и малите спојки за кршење на R-паритет.

Поврзано[уреди | уреди извор]

References[уреди | уреди извор]