Cząstki i kosmologia – aktualne kierunki badań

Prezentacja na temat: "Cząstki i kosmologia – aktualne kierunki badań"— Zapis prezentacji:

1 Cząstki i kosmologia – aktualne kierunki badań
Krzysztof Turzyński Katedra Teorii Cząstek i Oddziaływań Elementarnych, IFT fotografia dzięki uprzejmości J.Simińskiego

2 Model Standardowy (cz.e.)
Model kosmologiczny a(t) (nie w skali) LHC Nowa Fizyka Model Standardowy (cz.e.) bezpośrednie obserwacje inflacja nukleosynteza rekombinacja „stary” Wielki Wybuch czas (nie w skali) ? 1” 105 y energia (nie w skali) 1011 eV 106 eV 1 eV równanie Friedmana + równowaga termodynamiczna do dowolnie wysokich energii realistyczna ewolucja Wszechświata

3  Pomiary WMAP materia = cząstki ciemna = neutralne
nierelatywistyczna = ciężkie i „słabo” oddziałujące

4 Rekombinacja – pytania
1. Dlaczego promieniowanie tła jest tak izotropowe? obszar połączony przyczynowo: 1 stopień 2. Jakie jest źródło małych niejednorodności? OK: jednorodność i izotropowość OK: ruch względny Drogi Mlecznej ??? prawy obrazek z Ned Wright’s Cosmology Tutorial

5 Rekombinacja – pytania
3. Dlaczego we Wszechświecie nie ma żadnych „śmieci” z przeszłości? 4. Dlaczego Wszechświat jest tak płaski? Dziś: czynnik skali krzywizna dodatnia 1 krzywizna ujemna

6 Rekombinacja – pytania
5. Dlaczego Wszechświat jest wypełniony materią? WMAP+BBN odpowiada kwarkom na antykwarków Zrujnowane! Ktoś dorysował niebieską kropkę! Teraz to śmieć, nie dzieło sztuki! 6. Z czego zbudowana jest materia niebarionowa? 7. Co składa się na pozostałą energię Wszechświata? za M.Pluemacherem

7 Rekombinacja – pytania
 Pytania, na które odpowiedzi udzielić może (i powinna) fizyka cząstek elementarnych  Próby odpowiedzi wskazują na konieczność rozszerzenia Modelu Standardowego cząstek elementarnych

8 wycieczka 1: CIEMNA MATERIA
fotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

9 plansza dzięki uprzejmości M.Korzyńskiego

10 Ciemna materia (niebarionowa)
   neutralna, „słabo” oddziałująca cząstka na podst. Kolb & Turner, 1990

11 Ciemna materia (niebarionowa)
 W modelach SUSY istnieją interesujące obszary parametrów, dla których ciemna materia jest OK (Olechowski & Pokorski, 1995; Borzumati, Olechowski & Pokorski, 1995; Gabutti, Olechowski, Cooper, Pokorski & Stodolsky, 1996; Ellis, Roszkowski & Lalak, Falkowski, Lebedev & Mambrini, 2005)  a może aksjony? Meissner  Letter of Intent, QED Test and Axion Search by means of Optical Techniques, CERN

12 wycieczka 2: ASYMETRIA BARIONOWA
fotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

13 Masy neutrin Oddziaływanie fermionu z cząstką bezspinową zmienia skrętność fermionu. L R Jeżeli fermion oddziaływa ze stałą wartością (oczekiwaną) pola skalarnego, to nabiera masy – mechanizm Higgsa w Modelu Standardowym

14 Masy neutrin L R R= R L dwie możliwości cząstka Diraka
R – nowy stan niewystępujący w Modelu Standardowym – neutrino sterylne (nieoddziałujące z W,Z0) tylko stany występujące w Modelu Standardowym – ale naruszona liczba leptonowa (i co z tego?) cząstka Diraka cząstka Majorany

15 Masy neutrin L R= R NR NL= NL mechanizm huśtawki m= (MEW)2 / Mduża
MN = Mduża N: bardzo ciężkie, nie oddziałują z bozonami cechowania, tylko oddziaływania Yukawy  możliwe naruszenie CP

16 Leptogeneza generowanie wymywanie generowanie wymywanie
Pusty wszechświat po inflacji L  B efekty nieperturbacyjne przed złamaniem symetrii elektrosłabej

17 Leptogeneza Leptogeneza  asymetria barionowa Wszechświata OK
nietrywialne ograniczenia na parametry w sektorze neutrin przewidywania dla innych procesów, np. e Chankowski & KT, KT, 2004, Raidal, Strumia, KT, 2005 Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004; Deppisch, Kalinowski, Päs, Redelbach & Rückl, 2004

18 wycieczka 3: GRANICE HISTORII WSZECHŚWIATA, CZYLI INFLACJA
fotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

19 Inflacja

20 Co to jest inflaton? Skąd się bierze potencjał inflacyjny?
Inflacja Co to jest inflaton? Skąd się bierze potencjał inflacyjny?  moduły teorii supersymetrycznych?  pola materii (np. sneutrino)?  wzbudzenie Kaluzy-Kleina w teoriach z dodatkowymi wymiarami? Falkowski & Konikowska, nieopubl., Lalak, Ross & Sarkar, Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004

21 Model Standardowy (cz.e.)
Zamiast podsumowania a(t) (nie w skali) LHC Nowa Fizyka Model Standardowy (cz.e.) bezpośrednie obserwacje inflacja nukleosynteza rekombinacja „stary” Wielki Wybuch czas (nie w skali) ? 1” 105 y energia (nie w skali) 1011 eV 106 eV 1 eV równanie Friedmana + równowaga termodynamiczna do dowolnie wysokich energii realistyczna ewolucja Wszechświata

22 We are twelve billion light years from the edge, That's a guess, No-one can ever say it's true But I know that I will always be with you. fotografia dzięki uprzejmości J.Simińskiego