Czy ciemna materia jest supersymetryczna? W. de Boer et al., hep-ph/0309029 & wykład podczas szkoły letniej Particle Physics and Cosmology: the Interface w Cargese, 4-16/08/03 Czy ciemna materia jest supersymetryczna? Krzysztof Turzyński IFT

Plan Jak działa Nasza Galaktyka? Kłopoty ze zrozumieniem? Potrzeba ciemnej materii. Supersymetria i ciemna materia. Panaceum na kłopoty modeli galaktycznych?

Nasza Galaktyka sztywność R=E/Z Maurin et al., astro-ph/0112111

Nasza Galaktyka + gradient metaliczności + spiralna struktura dysku galaktycznego + rozkład źródeł + wiatr słoneczny + reakcje jądrowe Maurin et al., astro-ph/0112111

Reakcje jądrowe Wszystkie reakcje dla Z<56 potrzebne Mało danych doświadczalnych Półempiryczna parametryzacja konieczna Ekstrapolacja do niemierzonych energii i Z Maurin et al., astro-ph/0112111

Reakcje jądrowe 95% reakcji zmierzonych przy co najmniej jednej energii Ściśle empiryczna parametryzacja  20% dokładności Jądra – duchy (9Li9Be, t1/2=178ms) Maurin et al., astro-ph/0112111

Wyniki Maurin et al., astro-ph/0112111 Moskalenko et al., astro-ph/0106567

Wyniki – antyprotony Maurin et al., astro-ph/0112111 d=0.6, a=2.2, Vc>0, K031027cm2/s Moskalenko et al., astro-ph/0106567 d=0.6, a=2.4, Vc=0, K0=41028cm2/s

Wyniki – e+ i g Moskalenko et al., astro-ph/0106567

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

Gdzie jest ciemna materia? Krzywe rotacji galaktyk  nieświecąca materia w galaktykach – halo Gdyby materia była skoncentrowana w centrum

Zimny Wszechświat T << Mb Cząstki reliktowe równanie Boltzmanna wiąże obserwacje CMB i własności ciemnej materii od tej pory tylko oddziaływania grawitacyjne Zimny Wszechświat T << Mb N  (M/T)3/2exp(-M/T)

Supersymetria Nowa symetria czasoprzestrzenna  dla każdej cząstki istnieje partner o tych samych liczbach kwantowych, masie i przeciwnej statystyce + – Rozwiązuje problem hierarchii Przewiduje unifikację oddziaływań Nie występuje w przyrodzie (złamana?) Mnóstwo nowych parametrów modele łamania supersymetrii

Parzystość R R=(–1)3B+L+2s zachowaną liczbą kwantową u u Zabronione diagramy prowadzące do szybkiego rozpadu protonu d e Superpartnerzy mogą być produkowani tylko parami  najlżejsza supercząstka (LSP) nie rozpada się na zwykłe cząstki, dwie mogą anihilować Jeśli LSP neutralna, to tylko słabe oddziaływania z materią Masa LSP wyznaczona przez skalę łamania supersymetrii  duża LSP świetnym kandydatem na ciemną materię

Łamanie supersymetrii Spektrum super-partnerów przy dostępnych nam energiach + łamanie symetrii elektrosłabej renormalizacja Oddziaływania grawitacyjne nadają masę super-partnerom przy skali GUT (?) mSUGRA Dodatkowe parametry: m0, M1/2, A0, tanb, sgnm

Neutralina jako ciemna materia LSP nie jest neutralne tanb=45 tanb=50 tanb=52 Masa Higgsa > 114.6 GeV

Anihilacja neutralin Główny kanał: Macierz masy neutralin Mieszanie neutralin Główny kanał: Anihilacja neutralin jest źródłem wysoko-energetycznych cząstek

Anihilacja c0 vs promienie kosmiczne g p

Wyniki W. De Boer, wyjątek z prezentacji Fit do spektrum p, e+, g; normalizacja każdego typu cząstek (boost factor) wolnym parametrem, uproszczony model tanb=51, A0=0

Wyniki – komentarze

Wnioski Analiza De Boera et al. – interesujące, spójne i „minimalne” połączenie modelu Naszej Galaktyki i MSSM rozwiązujące zagadki nadmiaru antyprotonów, pozytonów i kwantów g w promieniowaniu kosmicznym. Problemy – antyprotony, nietypowe parametry dyfuzji, parametryzacja reakcji jądrowych, parametryzacja rozwiązań równania transportu. Potwierdzenie wyników – bezpośrednia detekcja ciemnej materii, doskonalsze metody obliczeniowe vs nowe dane z nowych eksperymentów.