가장 가벼운 초대칭 입자

Lightest supersymmetric particle

입자물리학에서 가장 가벼운 초대칭 입자(LSP)는 초대칭 모델에서 발견된 추가 가상 입자 중 가장 가벼운 것에 주어진 총칭이다.R-패리티 보존이 있는 모델에서 LSP는 안정적이다. 즉, 모든 SM 입자가 반대 R-패리티를 가지기 때문에 어떤 표준 모델 입자로도 붕괴할 수 없다.암흑 물질이라는 이름 아래 들어가는 우주의 물질 밀도의 추가적인 요소에 대한 광범위한 관찰 증거가 있다.초대칭 모델의 LSP는 암흑 물질 후보로서 약하게 상호작용하는 거대 입자(WIMP)이다.[1]

우주론으로부터의 LSP 제약

LSP는 충전된 wino, 충전된 힉시노, 침팬지, 글루이노, 스쿼크, 그라비티노가 될 가능성은 낮지만, 중립적인 winogsino, 즉 중성적인 wino의 혼합물일 가능성이 가장 높다.[2]특히 LSP가 충전(그리고 우리 은하계에 풍부)되어 있다면, 그러한 입자들은 지구의 자기장에 의해 포착되어 무거운 수소 같은 원자를 형성했을 것이다.[3]그러나 천연물에서[4] 변칙적인 수소를 찾는 것은 그러한 입자에 대한 어떠한 증거도 없었으며 따라서 충전된 LSP의 존재에 심각한 제약을 가했다.

암흑 물질 후보로서의 LSP

암흑물질 입자는 전기적으로 중립적이어야 한다. 그렇지 않으면 빛을 산란시켜 "암흑"이 되지 않는다.그들은 또한 거의 확실히 색깔이 없는 것이 틀림없다.[5]이러한 제약조건으로 LSP는 가장 가벼운 중성자, 그라비티노 또는 가장 가벼운 스니우트리노가 될 수 있다.

  • 스니우트리노 암흑 물질은 직접 검출 실험에 의해 측정된 일반 물질과 암흑 물질 입자의 상호작용 단면에 대한 현재 한계 때문에 최소 초대칭 표준 모델(MSSM)에서 배제된다. 즉, 스니우트리노는 Z보슨 교환을 통해 상호 작용하며, 만약 그것이 어두운 무광 물질을 구성한다면 지금쯤 검출되었을 것이다.r. 오른손잡이나 살균된 스니우트리노를 사용한 확장형 모델은 상호작용 단면을 낮추어 스니우트리노 암흑 물질의 가능성을 다시 연다.[6]
  • 중성미자 암흑 물질은 선호되는 가능성이다.대부분의 모델에서 가장 가벼운 중성미자는 대부분 비노(초충전 게이지 보손 필드 B의 슈퍼파트너)이며, 중성 wino(약한 이소핀 게이지 보손 필드 W의0 슈퍼파트너) 및/또는 중성 힉시노의 혼합물이다.
  • 그라비티노 암흑물질은 초대칭이 깨지는 척도가 낮은 초대칭 모델에서 100TeV 전후의 가능성이다.그러한 모델에서 그라비티노는 매우 가볍다, 순서가 eV이다.암흑 물질로서 그라비티노는 다른 초대칭 암흑 물질 후보들에 비해 상호작용 강도가 훨씬 약하기 때문에 슈퍼 윔프라고 불리기도 한다.같은 이유로, 초기 우주에서 그것의 직접적인 열 생산은 관측된 암흑 물질 풍부함을 설명하기에는 너무 비효율적이다.오히려 그라비티노는 다음으로 가장 가벼운 초대칭 입자(NLSP)의 붕괴를 통해 생성되어야 할 것이다.

초차원 이론에는 LKPs 또는 Lightest Kaluza-Klein Particle이라고 불리는 유사 입자가 있다.이것들은 초차원 이론의 안정적인 입자들이다.[7]

참고 항목

참조

  1. ^ Jungman, Gerard; Kamionkowski, Marc; Griest, Kim (1996). "Supersymmetric dark matter". Phys. Rep. 267 (5–6): 195–373. arXiv:hep-ph/9506380. Bibcode:1996PhR...267..195J. doi:10.1016/0370-1573(95)00058-5. S2CID 119067698.
  2. ^ Ellis, John R.; Hagelin, J.S.; Nanopoulos, Dimitri V.; Olive, Keith A.; Srednicki, M. (July 1983). "Supersymmetric Relics from the Big Bang". Nucl. Phys. B238 (2): 453–476. Bibcode:1984NuPhB.238..453E. doi:10.1016/0550-3213(84)90461-9. OSTI 1432463.
  3. ^ Byrne, Mark; Kolda, Christopher; Regan, Peter (2002). "Bounds on Charged, Stable Superpartners from Cosmic Ray Production". Physical Review D. 66 (7): 075007. arXiv:hep-ph/0202252. Bibcode:2002PhRvD..66g5007B. CiteSeerX 10.1.1.348.1389. doi:10.1103/PhysRevD.66.075007. S2CID 17073892.
  4. ^ Smith, P.F.; Bennett, J.R.J.; Homer, G.J.; Lewin, J.D.; Walford, H.E.; Smith, W.A. (November 1981). "A search for anomalous hydrogen in enriched D2O, using a time-of-flight spectrometer". Nucl. Phys. B206 (3): 333–348. Bibcode:1982NuPhB.206..333S. doi:10.1016/0550-3213(82)90271-1.
  5. ^ McGuire, Patrick C.; Steinhardt, Paul (May 2001). "Cracking open the window for strongly interacting massive particles as the halo dark matter". Proceedings of the 27th International Cosmic Ray Conference. 07-15 August. 4: 1566. arXiv:astro-ph/0105567. Bibcode:2001ICRC....4.1566M.
  6. ^ Tucker-Smith, David.; Weiner, Neal (February 2004). "The Status of inelastic dark matter". Physical Review D. 72 (6): 063509. arXiv:hep-ph/0402065. Bibcode:2005PhRvD..72f3509T. doi:10.1103/PhysRevD.72.063509. S2CID 115846489.
  7. ^ Servant, Geraldine.; Tait, Tim M.P. (September 2003). "Is the Lightest Kaluza–Klein Particle a Viable Dark Matter Candidate?". Nuclear Physics B. 650 (1–2): 391–419. arXiv:hep-ph/0206071. Bibcode:2003NuPhB.650..391S. doi:10.1016/S0550-3213(02)01012-X. S2CID 16222693.


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