Fizyka cząstek V: Co dalej? Perspektywy Astrocząstki.

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
Anihilacja i kreacja materii
Advertisements

Krzywa rotacji Galaktyki
Ewolucja Wszechświata
Andrzej Radosz Instytut Fizyki
Leptogeneza z hierarchicznymi masami neutrin Krzysztof Turzyński IFT.
Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik 2005
Wstęp do fizyki kwantowej
Festiwal Nauki Politechnika Warszawska Wydział Fizyki.
Rodzaje cząstek elementarnych i promieniowania
Olśniewająca hipoteza
Czy ciemna materia jest supersymetryczna?
Jeszcze o precyzyjnych testach Modelu Standardowego. Plan: wstęp jak dobrze SM zgadza się z doświadczeniem? najnowszy pomiar masy kwarka t świat w zmiennych.
Nowe wyniki w fizyce zapachu
Festiwal Nauki w Centrum Fizyki Teoretycznej PAN
Big Bang teraz.
Ewolucja Wszechświata
Ewolucja Wszechświata
Początki Wszechświata
Ewolucja Wszechświata
Detekcja cząstek rejestracja identyfikacja kinematyka.
Ewolucja Wszechświata
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Wykład 8
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
W poszukiwaniu cząstek Ciemnej Materii
Symetria CP Symetria CP – przypomnienie z wykładu 5
Unifikacja elektro-słaba
Bozon Higgsa oraz SUSY Bozon Higgsa
WIELKI WYBUCH Standardowy Model Kosmologiczny Big Bang
Marcin Berłowski, Zakład Fizyki Wielkich Energii IPJ
Cząstki i kosmologia – aktualne kierunki badań
Co odkryje akcelerator LHC ?
Nowości w fizyce zapachu
Dlaczego we Wszechświecie
.pl Galaktyki.
AKADEMIA PODLASKA W SIEDLCACH
O możliwości istnienia cząstek ciemnej materii o masach rzędu MeV.
Leptogeneza, czyli skąd się wzięła asymetria barionowa Wszechświata
Wstęp do fizyki cząstek elementarnych
Czarna dziura Patryk Olszak.
Wstęp do fizyki cząstek elementarnych
Historia Późnego Wszechświata
Ciemna Strona Wszechświata Piotr Traczyk IPJ Warszawa.
Czego oczekujemy od LHC?
Historia Wczesnego Wszechświata
Ewolucja Wszechświata
Ewolucja galaktyk Agnieszka Pollo
Ewolucja Wszechświata
Fizyka cząstek 5: Co dalej? Brakujące wątki Perspektywy Astrocząstki.
Wczesny Wszechświat Krzysztof A. Meissner CERN
Cząstki i siły tworzące nasz wszechświat Piotr Traczyk IPJ Warszawa.
FIZYKA CZĄSTEK od starożytnych do modelu standardowego i dalej
Historia Wszechświata w (dużym) skrócie Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków.
NIEZACHOWANIE ZAPACHÓW LEPTONÓW NAŁADOWANYCH Tadek Kozłowski IPJ.
Krótka Historia Wszechświata
Jądro atomowe - główny przedmiot zainteresowania fizyki jądrowej
Ewolucja i budowa Wszechświata.
Ciemna energia. Czy istnieje naprawdę?
Cząstki elementarne..
Efekt fotoelektryczny
Jan KalinowskiFizyka cząstek poza LHC Sesja dla nauczycieli: O fundamentalnych problemach fizyki Jan Kalinowski Fundamentalne problemy fizyki cząstek elementarnych.
Ewolucja i budowa Wszechświata Data Wykonał: Mateusz Wujciuk Zarządzanie i Inżynieria Produkcji Wydział Górnictwa i Geoinżynierii Akademia Górniczo-Hutnicza.
mgr Eugeniusz Janeczek
Co i gdzie się mierzy Najważniejsze ośrodki fizyki cząstek na świecie z podaniem ich najciekawszych wyników i kierunków przyszłych badań Charakterystyka.
ODKRYWAMY WSZECHŚWIAT
Fizyka neutrin – wykład 11
Wstęp do fizyki cząstek
Cząstki fundamentalne
Krzywa rotacji Galaktyki
Zapis prezentacji:

Fizyka cząstek V: Co dalej? Perspektywy Astrocząstki

Wielka unifikacja (GUT)? Jak wiemy, g s maleje z Q 2, a g i g’ z GSW rosną (jak  w QED). Można ocenić, że przy Q 2 ≈  2 = (10 15 GeV/c) 2 wszystkie równe: „wielka unifikacja”. Najprostsza teoria unifikacji: SU(5); jej podgrupy to SU(3) i SU(2)×U(1). Kwintety np. (d r,d b,d g,e +, ¯ e ), oprócz , g, W, Z nowe bozony: X, Y o m≈10 15 GeV. Gratis: związek q p =q d +2q u =-q e ; wyjaśnienie małości m ≈m l 2 /m X. Ale sin 2  W ≈0.214< sin 2  W exp ≈0.22 ; także  p ≈m X 4 c 2 /g U 4 m p 3 ≈10 30 y za mały (przy tym równość g s,g, g’ dla Q 2 =  2 tylko przybliżona). Możliwe lekarstwo: inna grupa albo

Supersymetria Łączy bozony i fermiony: dla każdej znanej cząstki istnieje „superpartner” (bozon dla fermionu, f. dla b.). Wymaga istnienia nowych bozonów Higgsa (także naładowanych). Jeśli najlżejsi „superpartnerzy” to cząstki stabilne, mogą być „ciemną materią”. Zakładając ich masy rzędu mas W, Z można naprawić wszystkie wady „zwykłej” GUT. LHC – brak sygnałów.

Prawie zapomniane - preony, rishony Pozornie najprostsza kontynuacja historii: kwarki, leptony nieelementarne, jak przedtem hadrony? Wady: nieelementarna cząstka uwięziona? wszystkie znane q, l to stany podstawowe, ekonomia? oddziaływania: nowe bozony?

Naprawdę ambitne: 1. Superstruny, 2. Nowe wymiary. 1. Podstawowa zmiana teorii: obiekty elementarne liniowe, nie punktowe. Teoria konsystentna tylko w określonej liczbie wymiarów (26, potem 10). Redukcja do „widocznej” przestrzeni 3+1 niestety niejednoznaczna! Supersymetria? 2. Niezależnie od strun możliwość extra wymiarów. Jeśli „kompaktyfikacja” nie na długości Plancka, może widoczne w grawitacji? Modyfikacja prawa Newtona dla małych r? 3. Korespondencja AdS (superstruny w przestrzeni anty-de Sittera) – CFT (konforemna teoria pola)? Wyniki - plazma?

Fizyka „astrocząstek” 1: Neutrina kosmiczne Oprócz „słonecznych”, „supernowych” i „atmosferycznych” przewidywane istnienie neutrin „tła 1.8K”, czyli poniżej meV (NR). Nierejestrowalne, chyba że z „ultrawysokich energii”. Dla m ≈0.1eV/c 2 proces ¯ →Z 0 przy E 0 ≈10 23 eV. Jeśli są o energiach tego rzędu, przy E 0 oczekiwane minimum! Inna możliwość: zakłócenie rozpadów  (zakaz Pauli’ego)? Inne sugestie: dalsze rodziny, sterylne?

Poszukiwania neutrin wysokich energii: Ice Cube na biegunie południowym Ice Cube i widma neutrin z różnych źródeł; czerwona linia oznacza możliwości pomiaru

Fizyka astrocząstek 2: Ciemna materia Z zależności prędkości gwiazd od odległości od centrum galaktyk wiadomo, że poza materią „świecącą” (krzywa A wg. Keplera) grawitacja także od „ciemnej”. Nie obiekty zwarte, bo poszukiwania przez „mikrosoczewkowanie grawitacyjne” (metoda Paczyńskiego) wykazuje za mało takich obiektów np. w naszej Galaktyce. Nie neutrina, bo za lekkie.

Przykład efektu ciemnej materii: „bullet cluster” różowy rozkład materii z promieniowania X, niebieski rozkład masy

Fizyka astrocząstek, ciemna materia 2 Cząstki ciemnej materii powinny być słabo oddziałujące i neutralne jak, aby nie wiązały się („WIMP” - weakly interacting massive particles). Możliwość: „najlżejsi superpartnerzy” („neutralina”) jako „zimna ciemna materia” ( to „gorąca”). Analiza promieniowania tła i SN: masa to 30%, reszta to „ciemna energia” (?!).

Fizyka astrocząstek 3: Asymetria materia-antymateria? Sugestia z modelu Big-Bang: równa kreacja barionów i antybarionów; obserwowalny Wszechświat - bariony. Wyjaśnienie (Sacharow przed pół wiekiem): niezachowanie CP (odkryte Fitch, Cronin 1964), niezachowanie B (poszukiwane do dziś), nierównowagowy stan Wszechświata (jak w BB) powodują minimalną nadwyżkę barionów przy rozpadach; po anihilacji niemal wszystkich (dziś jeden na 10 8 fotonów) tylko to zostało! Nadal drobne kłopoty l/B.

Podsumowanie Model standardowy zgodny z wszystkimi danymi, ale wiele swobodnych parametrów, dowolność, niezadowalający matematycznie. Zatem wiele sugestii zmian! Odpowiedzi w LHC? Ważne sugestie z astrofizyki! Istotny postęp z rozwoju „astrocząstek”? Chińskie przekleństwo: „Obyś żył w ciekawych czasach!”