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

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

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

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

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

Rekombinacja – pytania 5. Dlaczego Wszechświat jest wypełniony materią? WMAP+BBN odpowiada 20.000.000.001 kwarkom na 20.000.000.000 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

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

wycieczka 1: CIEMNA MATERIA fotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

plansza dzięki uprzejmości M.Korzyńskiego

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

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, 1990 Falkowski, Lebedev & Mambrini, 2005)  a może aksjony? Meissner  Letter of Intent, QED Test and Axion Search by means of Optical Techniques, CERN

wycieczka 2: ASYMETRIA BARIONOWA fotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

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

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

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

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

Leptogeneza Leptogeneza  asymetria barionowa Wszechświata OK nietrywialne ograniczenia na parametry w sektorze neutrin przewidywania dla innych procesów, np. e Chankowski & KT, 2003 KT, 2004, 2005 Raidal, Strumia, KT, 2005 Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004; Deppisch, Kalinowski, Päs, Redelbach & Rückl, 2004

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

Inflacja

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, 2005 Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004

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

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