Pobierz prezentację
Pobieranie prezentacji. Proszę czekać
1
Czy ciemna materia jest supersymetryczna?
W. de Boer et al., hep-ph/ & wykład podczas szkoły letniej Particle Physics and Cosmology: the Interface w Cargese, 4-16/08/03 Czy ciemna materia jest supersymetryczna? Krzysztof Turzyński IFT
2
Plan Jak działa Nasza Galaktyka? Kłopoty ze zrozumieniem?
Potrzeba ciemnej materii. Supersymetria i ciemna materia. Panaceum na kłopoty modeli galaktycznych?
3
Nasza Galaktyka sztywność R=E/Z Maurin et al., astro-ph/
4
Nasza Galaktyka + gradient metaliczności
+ spiralna struktura dysku galaktycznego + rozkład źródeł + wiatr słoneczny + reakcje jądrowe Maurin et al., astro-ph/
5
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/
6
Reakcje jądrowe 95% reakcji zmierzonych przy co najmniej jednej energii Ściśle empiryczna parametryzacja 20% dokładności Jądra – duchy (9Li9Be, t1/2=178ms) Maurin et al., astro-ph/
7
Wyniki Maurin et al., astro-ph/0112111
Moskalenko et al., astro-ph/
8
Wyniki – antyprotony Maurin et al., astro-ph/0112111
d=0.6, a=2.2, Vc>0, K031027cm2/s Moskalenko et al., astro-ph/ d=0.6, a=2.4, Vc=0, K0=41028cm2/s
9
Wyniki – e+ i g Moskalenko et al., astro-ph/
10
Pomiary WMAP ? materia = cząstki ciemna = neutralne
nierelatywistyczna = ciężkie i „słabo” oddziałujące
11
Gdzie jest ciemna materia?
Krzywe rotacji galaktyk nieświecąca materia w galaktykach – halo Gdyby materia była skoncentrowana w centrum
12
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)
13
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
14
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
15
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
16
Neutralina jako ciemna materia
LSP nie jest neutralne tanb=45 tanb=50 tanb=52 Masa Higgsa > GeV
17
Anihilacja neutralin Główny kanał:
Macierz masy neutralin Mieszanie neutralin Główny kanał: Anihilacja neutralin jest źródłem wysoko-energetycznych cząstek
18
Anihilacja c0 vs promienie kosmiczne
g p
19
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
20
Wyniki – komentarze
21
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.
Podobne prezentacje
© 2024 SlidePlayer.pl Inc.
All rights reserved.