超中性子

维基百科,自由的百科全书
跳转至: 导航搜索
超中性子
符号 \tilde{N}^0_1, \tilde{N}^0_2, \tilde{N}^0_3, \tilde{N}^0_4

超中性子英语Neutralino),又譯中性微子,是一種由超對稱所預測的假想粒子[1]。超中性子是費米子,且電荷為零,共有四種,最輕的超中性子一般是穩定的。它們的典型標記為\tilde{N}^0_1(最輕的)、\tilde{N}^0_2\tilde{N}^0_3\tilde{N}^0_4(最重的),但當超規範子的標記為 \tilde{\chi}_i^\pm時,就會改用 \tilde{\chi}_1^0, \ldots, \tilde{\chi}_4^0。這四個態是超B子、中性超W子(即中性的電弱超規範子)與中性超希格斯粒子的混合態。由於超中性子為馬約拉納費米子,所以它們與其對應的反粒子完全相同。因為這些粒子只會與向量玻色子產生弱相互作用,所以強子對撞機不能大量生產超中性子。它們主要出現在重粒子的衰變瀑布(即擁有多個步驟的衰變過程)中,一般由含色的超對稱粒子所產生,例如超夸克超膠子

R宇稱守恆的模型中,最輕的超中性子是穩定的,而且所有超對稱粒子瀑布衰變最後都只會剩下這種粒子,最後它們就會在未被偵測的情況下離開了偵測器,因此它們的存在只能由偵測器的不平衡動量中得知。

較重的超中性子一般會衰變成一個中性的Z玻色子,及一個較輕的超中性子;或衰變成一個帶電荷的W玻色子及一個輕的超範子[2]

\tilde{N}^0_2 \tilde{N}^0_1 + Z^0 消失的能量 + l+
+ l
\tilde{N}^0_2 \tilde{C}^\pm_1 + W^\mp \tilde{N}^0_1 + W^\pm + W^\mp 消失的能量 + l+
+ l

各種超中性子的質譜分裂會決定甚麼衰變模式是可行的。

超對稱理論中的起源[编辑]

在超對稱模型中,所有標準模型粒子都有對應的伴侶粒子,它們之間各量子數相同,但只有自旋不一樣,與伴侶粒子相差1/2。由於Z玻色子(超Z子)、光子(超光子)及中性希格斯(超希格斯粒子)的超對稱伴侶,與原粒子的量子數相同,因此它們能混合,並為質量算符產生四種本徵態,也就是“超中性子”。四種超中性子中最輕的一種,在許多模型中成為了最輕超對稱粒子(LSP),儘管這個角色有可能會屬於其他粒子。

粒子現象學[编辑]

各種超中性子的確切屬性取決於其混合的細節[1](例如它們比較像超希格斯粒子,還是比較像超規範子),但是它們的質量一般都在弱相互作用尺度之內(即100 GeV - 1 TeV),並且會以弱相互作用與其他粒子耦合,而其耦合強度取決於粒子特性。在這方面它們的現象學跟中微子挺像的,所以它們在對撞機的偵測器上是測不到的。

在R宇稱守恆的模型中,四種超中性子中最輕的一種就是LSP。最輕的超中性子是穩定的,並成為其他所有超對稱粒子衰變後的最終產物[3]。在加速器中的這種超對稱過程中,其可見的初態及終態粒子,會有很大的能量差與動量差,而這就是超對稱過程的特性,因為能量和動量都偵測器看不見的超中性子帶走了[4][5]。這就是從標準模型背景中分辨出超對稱時的重要指標。

與暗物質的關係[编辑]

冷暗物質是宇宙構成中未知的一部份,而作為一既重且穩定的粒子,最輕的超中性子是極佳的冷暗物質候選粒子[6][7][8]。在不少模型中,最輕的超中性子可在早期的熱宇宙中由熱能所生成,並且會留下大概正確的殘留豐度,這樣就可以解釋到觀測出的暗物質是甚麼。質量為10–10000 GeV的最輕超中性子,是大質量弱相互作用粒子(WIMP)的首席候選。

在自然中,可以通過實驗間接或直接地觀測到超中性子暗物質。前者的話,伽瑪射線及中微子望遠鏡在暗物質密度高的區域,例如星系或太陽中心,尋找超中性子湮滅的證據[4]。後者的話,有特定目的的實驗,如CDMS 低溫暗物質搜尋計畫,這個實驗想要探測到WIMP對於外太空偵測器的稀有影響。這些實驗已經開始探測有趣的超對稱參數空間,及排除一些超中性子暗物質的模型,還有正在研發的實驗升級,希望能增加儀器的敏感度。

註釋[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 Martin 2008,第71–74页
  2. ^ J.-F. Grivaz and the Particle Data Group. Supersymmetry, Part II (Experiment). Journal of Physics G. 2010, 37 (7): 1309–1319. 
  3. ^ Martin 2008,第83页
  4. ^ 4.0 4.1 Feng, Jonathan L. III.E//Dark Matter Candidates from Particle Physics and Methods of Detection. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2010, 48: 495–545. arXiv:1003.0904. Bibcode:2010ARA&A..48..495F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101659. 
  5. ^ Ellis, John; Olive, Keith A.. Supersymmetric Dark Matter Candidates. arXiv:1001.3651 [astro-ph]. 2010.  Also published as Chapter 8 in Bertone 2010
  6. ^ M. Drees, G. Gerbier, and the Particle Data Group. Dark Matter. Journal of Physics G. 2010, 37 (7A): 255–260. 
  7. ^ Martin 2008,第99页
  8. ^ Bertone 2010,第8页

參考文獻[编辑]

  • Martin, Stephen P.. A Supersymmetry Primer. arXiv:hep-ph/9709356v5 [hep-ph]. 2008.  Also published as Chapter 1 in Kane, Gordon L (编). Perspectives on Supersymmetry II. World Scientific. 2010: 604. ISBN 978-981-4307-48-2. 
  • Bertone, Gianfranco (编). Particle Dark Matter. Cambridge University Press. 2010: 762. ISBN 978-0-521-76368-4.  已忽略文本“Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches
 ” (帮助)