Неутралино

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Неутралино
СтатусПретпоставена
Симбол
0
1
,
0
2
,
0
3
,
0
4
Античестичкана себе си (вистинска неутрална честичка)
Видови4
Маса> 300 GeV
Ел. полнеж0
Спин12
Лептонски број0
Барионски год0
R-парност−1

Во суперсиметрија неутралино [1] е хипотетичка честичка. Во минималниот суперсиметричен стандарден модел (MSSM), популарен модел за реализација на суперсиметрија со ниска енергија, постојат четири неутралина, кои се фермиони и се електрично неутрални, од кои најлесните се стабилни во сценариото на MSSM заштитено со R-паритет. Тие обично се означени
0
1
(најлесниот),
0
2
,
0
3
и
0
4
(најтешкиот) иако понекогаш исто така се користи и кога се користи за референцирање чарџина. Овие четири состојби се мешавини на бино и неутрално вино (кои се неутрални електрослаби гејџина) и неутрални хигсина. Бидејќи неутралината се фермиони на Мајорана (именувани во чест на Еторе Мајорана), секој од нив е идентичен со неговата античестичка. Бидејќи овие честички заемодејствуваат само со слаби векторски бозони, тие не се произведуваат директно во хадронски судирни акцелератори во голем број. Тие првенствено ќе се појавуваат како честички во каскадни распади на потешки честички (распади што се случуваат во повеќе чекори) кои обично потекнуваат од обоени суперсиметрични честички како што се скваркови или глуина.

Во моделите за зачувување на R-паритетot, најлесниот неутралино е стабилен и сите суперсиметрични каскадни распади завршуваат со распаѓање во оваа честичка, која го напушта детекторот невидена и нејзиното постоење може да се заклучи само со барање на неурамнотежен импулс во детекторот.

Потешките неутралина обично се распаѓаат преку неутрален Z бозон до полесен неутралино или преку наполнет W бозон до лесен чарџино: [2]


0
2

0
1
+
Z0
Недостиг на енергија +
+
+
l

0
2

C±
1
+
W

0
1
+
W±
+
W
Недостиг на енергија +
+
+

Масовните расцепувања помеѓу различните неутралина ќе диктираат кои модели на распаѓање се дозволени.

До моментов, неутралината никогаш не биле забележани или откриени во експеримент.

Потекло во суперсиметрични теории[уреди | уреди извор]

Во суперсиметричните модели, сите честички по стандарден модел имаат партнер-честички со истите квантни броеви освен за квантниот број спин, кој се разликува од својата партнер-честичка за 1/2. Бидејќи суперпартнерите на Z бозонот (зино), фотонот (фотино) и неутралните хигсови (хигсино) ги имаат истите квантни броеви, тие можат да се мешаат за да формираат четири квантни состојби на операторот наречен неутралина. Во многу модели најлесниот од четирите неутралина се покажа како најлесната суперсиметрична честичка (LSP), иако и други честички може да ја преземат оваа улога.

Феноменологија[уреди | уреди извор]

Точните својства на секој неутрано ќе зависат од деталите на мешањето [1] (на пример, дали се повеќе хигсиноподобни или гаугиноподобни), но тие имаат тенденција да имаат маси во слаба скала (100   GeV ~ 1   TeV) и пар на други честички со силни страни карактеристични за слабата интеракција. На овој начин тие се феноменолошки слични на неутрино и не се директно забележани кај детекторите на честички кај акцелераторите.

Во моделите во кои R-паритетот е зачуван и најлесен од четирите неутралина е LSP, најлесниот неутралино е стабилен и евентуално е произведен во синџирот на распаѓање на сите други суперпартнери. [3] Во такви случаи суперсиметричните процеси кај акцелераторите се карактеризираат со очекување на голема разлика во енергијата и моментумот помеѓу видливите почетни и последни државни честички, со тоа што оваа енергија се одвива преку неутралино, што го оддалечува детекторот незабележано. [4] [5] Ова е важен потпис за дискриминација на суперсиметријата од позадината на стандардниот модел.

Однос со темна материја[уреди | уреди извор]

Како тешка, стабилна честичка, најлесниот неутралино е одличен кандидат за формирање студена темна материја на универзумот. [6] [7] [8] Во многу модели, најлесниот неутралино може да се произведе термички во топла рана универзум и да се остави приближно десниот реликвиски изобилство за да се земе предвид забележаната темна материја. Неутралино од околу е водечки кандидат за темна материја со слаба интеракција со масивни честички (WIMP).[9]

Неутрално темната материја може да се забележи експериментално во природата, индиректно или директно. За индиректно набљудување, гама зраците и неутринските телескопи бараат докази за неутрално анигирање во региони со висока густина на темна материја како што е галактичкиот или соларниот центар.[4] За директно набљудување, експериментите со специјална намена, како што е пребарувањето за криогенска темна материја (CDMS), се обидуваат да ги детектираат ретките влијанија на WIMPs во земните детектори. Овие експерименти почнаа да испитуваат интересен суперсиметричен параметарски простор, со исклучок на некои модели за неутрално темна материја и се надградуваа експерименти со поголема чувствителност.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 Martin, стр. 71–74
  2. K. Nakamura (2010 г). Supersymmetry, Part II (Experiment). „Journal of Physics G“ том  37 (7): 1309–1319. http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-susy-2-experiment.pdf. 
  3. Martin, стр. 83
  4. 4,0 4,1 Feng, Jonathan L (2010 г). Dark Matter Candidates from Particle Physics and Methods of Detection. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics“ том  48: 495–545. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101659. Bibcode2010ARA&A..48..495F. 
  5. Ellis, John; Olive, Keith A. (2010). Supersymmetric Dark Matter Candidates. „arXiv:1001.3651 [astro-ph]“.  Also published as Chapter 8 in Bertone
  6. K. Nakamura (2010 г). Dark Matter. „Journal of Physics G“ том  37 (7A): 255–260. http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-dark-matter.pdf. 
  7. Martin, стр. 99
  8. Bertone, стр. 8
  9. Martin, стр. 124

Надворешни врски[уреди | уреди извор]