WikiDer > Гравитино

Gravitino
Гравитино
СочинениеЭлементарная частица
СтатистикаФермионный
ВзаимодействияГравитация
СтатусГипотетический
Символ
Г
АнтичастицаЯ
Электрический заряд0 е
Вращение3/2

В супергравитация теории, сочетающие общая теория относительности и суперсимметрия, то Gravitino (
Г
) - калибровочный фермион суперсимметричный партнер гипотетического гравитон. Он был предложен в качестве кандидата на темная материя.

Если он существует, то это фермион из вращение 3/2 и поэтому подчиняется Уравнение Рариты-Швингера. Поле гравитино условно записывается как ψμα с участием μ = 0, 1, 2, 3 а четырехвекторный индекс и α = 1, 2 а спинор index.For μ = 0 можно было бы получить моды с отрицательной нормой, как с каждой безмассовой частицей вращение 1 или выше. Эти режимы нефизичны, и для последовательность должен быть калибровочная симметрия который отменяет эти режимы: δψμα = ∂μεα, где εα(Икс) это спинор функция пространства-времени. Эта калибровочная симметрия является локальной суперсимметрия преобразование, и результирующая теория супергравитация.

Таким образом, гравитино - это фермион, опосредующий супергравитационные взаимодействия, как и фотон посредничает электромагнетизм, а гравитон предположительно посредник гравитация. Всякий раз, когда суперсимметрия нарушается в теориях супергравитации, она приобретает массу, которая определяется масштабом суперсимметрии. сломанный. Это сильно варьируется между разными моделями нарушения суперсимметрии, но если суперсимметрия решает проблема иерархии из Стандартная модель, гравитино не может быть массивнее примерно 1 ТэВ/ c2.

Космологическая проблема гравитино

Если гравитино действительно имеет массу порядка ТэВ, то это создает проблему в стандартная модель космологии, по крайней мере, наивно.[1][2][3][4]

Один из вариантов - гравитино стабильно. Это было бы так, если бы гравитино было легчайшая суперсимметричная частица и R-четность сохраняется (или почти так). В этом случае гравитино является кандидатом в темная материя; поскольку такие гравитино были созданы в очень ранней Вселенной. Однако можно вычислить плотность гравитино, и она окажется намного выше наблюдаемой. темная материя плотность.

Другой вариант - гравитино нестабильно. Таким образом, упомянутые выше гравитино будут распадаться и не будут способствовать наблюдаемому темная материя плотность. Однако, поскольку они распадаются только за счет гравитационного взаимодействия, их продолжительность жизни будет очень длинным, порядка Mpl2 ∕ м3 в натуральные единицы, где Mpl это Планковская масса и м это масса гравитино. Для массы гравитино порядка ТэВ это было бы 105 s, намного позже, чем эра нуклеосинтеза. По крайней мере, один возможный канал распада должен включать либо фотонзаряженный лептон или мезон, каждый из которых будет достаточно энергичным, чтобы уничтожить ядро если ударит один. Можно показать, что при распаде будет создано достаточно таких энергичных частиц, чтобы разрушить почти все ядра, созданные в эра нуклеосинтеза, в отличие от наблюдений. Фактически, в таком случае Вселенная состояла бы из водород один, и звездообразование было бы, наверное, невозможно.

Одним из возможных решений космологической проблемы гравитино является расщепленная суперсимметрия модель, в которой масса гравитино намного выше, чем масштаб ТэВ, но другие фермионные суперсимметричные партнеры частиц стандартной модели уже появляются в этом масштабе.

Другое решение: R-четность слегка нарушена, а гравитино самое легкое суперсимметричный частица. Это вызывает почти все суперсимметричный частицы в ранней Вселенной распадаются на частицы Стандартной модели через R-четность нарушение взаимодействий задолго до синтеза первичных ядер; небольшая часть, однако, распадается на гравитино, период полураспада которого на несколько порядков превышает возраст Вселенной из-за подавления скорости распада Планковский масштаб и маленький R-четность нарушение муфт.[5]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Морой, Т .; Murayama, H .; Ямагути, Масахиро (1993). «Космологические ограничения на световое устойчивое гравитино». Письма по физике B. 303 (3–4): 289–294. Bibcode:1993ФЛБ..303..289М. Дои:10.1016 / 0370-2693 (93) 91434-о. ISSN 0370-2693.
  2. ^ Окада, Нобучика; Сето, Осаму (19 января 2005 г.). «Космологическое решение проблемы гравитино в мире бран». Физический обзор D. 71 (2): 023517. arXiv:hep-ph / 0407235. Bibcode:2005ПхРвД..71б3517О. Дои:10.1103 / Physrevd.71.023517. ISSN 1550-7998.
  3. ^ де Гувеша, Андре; Морои, Такео; Мураяма, Хитоши (1997-07-15). «Космология суперсимметричных моделей с низкоэнергетическим калибровочным посредничеством». Физический обзор D. 56 (2): 1281–1299. arXiv:hep-ph / 9701244. Bibcode:1997ПхРвД..56.1281Д. Дои:10.1103 / Physrevd.56.1281. ISSN 0556-2821.
  4. ^ М. Эндо Модульная стабилизация и проблема гравитино, индуцированная модулями выступление на SUSY’06, 12 июня 2006 г.
  5. ^ Такаяма, Фумихиро; Ямагути, Масахиро (2000). «Гравитино темная материя без R-четности». Письма по физике B. 485 (4): 388–392. arXiv:hep-ph / 0005214. Bibcode:2000ФЛБ..485..388Т. Дои:10.1016 / s0370-2693 (00) 00726-7. ISSN 0370-2693.