그라비티노
Gravitino |
| 구성. | 소립자 |
|---|---|
| 통계 정보 | 페르미온 |
| 가족 | 페르미온 |
| 상호 작용 | 중력 |
| 상황 | 가설 |
| 기호. | G★ |
| 반입자 | 자신 |
| 전하 | 0 e |
| 스핀 | 3/2 |
일반 상대성 이론과 초대칭 이론을 결합하는 초중력 이론에서, 중력자(
G))
는 가정된 중력자의 게이지 페르미온 초대칭 파트너이다.그것은 암흑물질의 후보로 제시되어 왔다.
만약 존재한다면, 그것은 스핀의 페르미온이다. 3/2이므로 Rarita-Schwinger 방정식을 따릅니다.중력장은 전통적으로 μμα = 0, 1, 2, 3은 4원 지수이고 α = 1, 2는 스피너 지수이다.μ = 0의 경우 스핀 1 이상의 모든 무질량 입자와 마찬가지로 음의 노름 모드를 얻을 수 있다.이러한 모드는 비물리적이며 일관성을 유지하기 위해 이러한 모드인 ψμα = = μ, whereα whereα （ x ）는 시공간 스피너 함수입니다.이 게이지 대칭은 국소 초대칭 변환이며, 그 결과 이론이 초중력이다.
따라서 중력자는 초중력 상호작용을 매개하는 페르미온이며 광자가 전자기력을 매개하는 것처럼 중력자는 아마도 중력을 매개하는 것이다.초중력 이론에서 초대칭이 깨질 때마다 초대칭이 깨지는 정도에 따라 결정되는 질량을 얻는다.이는 초대칭 파괴 모델에 따라 크게 다르지만, 초대칭이 표준 모델의 계층 문제를 해결하려면 중력값이 약 1TeV/c보다2 클 수 없습니다.
중력 우주론적 문제
중력 질량이 TeV 정도라면, 우주론의 표준 모형에서 적어도 순진하게 문제를 일으키는 것은 적어도 [1][2][3][4]순진한 것이다.
한 가지 방법은 중력소가 안정적이라는 것이다.이것은 중력소가 가장 가벼운 초대칭 입자이고 R-패리티가 보존되어 있는(또는 거의 보존되어 있는) 경우에 해당된다.이 경우 중력소는 암흑물질의 후보입니다. 그러한 중력소는 매우 초기 우주에서 생성되었을 것입니다.그러나 중력소의 밀도를 계산해 보면 관측된 암흑물질 밀도보다 훨씬 높은 것으로 밝혀질 수 있다.
또 다른 방법은 중력소가 불안정하다는 것이다.따라서 위에서 언급한 중력소는 부패할 것이며 관측된 암흑 물질 밀도에 기여하지 않을 것입니다.그러나, 그것들은 중력 상호작용을 통해서만 붕괴하기 때문에, 그들의 수명은 자연 단위로 M / m의3 순서로pl2 매우 길 것이다. 여기서pl M은 플랑크 질량이고 m은 중력 질량의 크기이다.TeV 차수의 중력 질량의 경우 이는 핵합성 시대보다 훨씬 늦은 10초이다5.적어도 하나의 가능한 붕괴 채널은 광자, 하전 렙톤 또는 중간자를 포함해야 하며, 각 채널은 핵이 부딪히면 핵을 파괴할 수 있을 만큼 에너지가 넘친다.관측과는 달리 핵합성 시대에 만들어진 거의 모든 핵을 파괴할 정도로 붕괴 과정에서 충분한 양의 에너지 입자가 생성된다는 것을 보여줄 수 있다.사실, 그러한 경우 우주는 수소만으로 만들어졌을 것이고, 별의 형성은 아마 불가능할 것이다.
우주론적 중력 문제에 대한 하나의 가능한 해결책은 분할 초대칭 모델인데, 여기서 중력 질량은 TeV 척도보다 훨씬 높지만 표준 모델 입자의 다른 페르미온적 초대칭 파트너들은 이미 이 척도로 나타납니다.
또 다른 해결책은 R-패리티가 약간 위반되고 중력 입자가 가장 가벼운 초대칭 입자라는 것입니다.이것은 초기 우주의 거의 모든 초대칭 입자들이 원시 핵의 합성 훨씬 전에 R-패리티를 위반하는 상호작용을 통해 표준 모델 입자로 붕괴하도록 야기합니다; 그러나 작은 부분은 de의 억제 때문에 우주의 나이보다 더 큰 크기의 반감기를 가진 중력자로 붕괴합니다.플랑크 척도에 의한 cay rate와 작은 R-parity 위반 커플링.[5]
「 」를 참조해 주세요.
레퍼런스
- ^ Moroi, T.; Murayama, H.; Yamaguchi, Masahiro (1993). "Cosmological constraints on the light stable gravitino". Physics Letters B. 303 (3–4): 289–294. Bibcode:1993PhLB..303..289M. doi:10.1016/0370-2693(93)91434-o. ISSN 0370-2693.
- ^ Okada, Nobuchika; Seto, Osamu (2005-01-19). "Brane world cosmological solution to the gravitino problem". Physical Review D. 71 (2): 023517. arXiv:hep-ph/0407235. Bibcode:2005PhRvD..71b3517O. doi:10.1103/physrevd.71.023517. ISSN 1550-7998. S2CID 119391278.
- ^ de Gouve⁁a, André; Moroi, Takeo; Murayama, Hitoshi (1997-07-15). "Cosmology of supersymmetric models with low-energy gauge mediation". Physical Review D. 56 (2): 1281–1299. arXiv:hep-ph/9701244. Bibcode:1997PhRvD..56.1281D. doi:10.1103/physrevd.56.1281. ISSN 0556-2821. S2CID 15935292.
- ^ M. SUSY'06, 2006년 6월 12일 Wayback Machine 토크에서 M. Endo Moduli 안정화 및 모듈리에 의한 중력 문제 아카이브 2011-07-24
- ^ Takayama, Fumihiro; Yamaguchi, Masahiro (2000). "Gravitino dark matter without R-parity". Physics Letters B. 485 (4): 388–392. arXiv:hep-ph/0005214. Bibcode:2000PhLB..485..388T. doi:10.1016/s0370-2693(00)00726-7. ISSN 0370-2693. S2CID 17469058.
