Gravitino

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

F. Takayama and M. Yamaguchi, Phys. Lett. B 485 (2000)Genel görelilik ve Süpersimetri teorilerinin birleştirilmesi ile süper kütle çekimi oluşmuştur. Gravitino (G͂), graviton denilen varsayılmış parçacığın, süper simetrideki kalibretik Fermiyonudur. Bu parçacık, Kara madde için bir aday olarak önerilmiştir.

Eğer varsa, 3⁄2 spinli bir fermiyondur ve bu nedenle Rarita-Schwinger eşitliğine uyar. Gravitino alanı geleneksel olarak ψμα  şeklinde yazılır ve μ = 0,1,2,3 dört vektör indeksi ve α = 1,2 spin indeksidir. μ = 0 için, bir tanesi negatif kural modeline uyar çünkü spinin her bir kütlesiz parçacığı 1 ya da 1'den fazladır. Bu modeller fiziki değildir ve tutarlı olmaları için δψμα = ∂μεα , εα(x) uzay zamanda bir spin fonksiyonudur, modelini iptal eden bir kalibre simetrisi var olmalıdır. Kalibretik simetri, yerel bir süper simetri çeşididir ve süper kütle çekimi teorisi ile sonuçlanır.

Bu nedenle gravitino,Fotonun Elektromanyetik etkileşimleri bağdaştırması gibi, süper kütle çekimsel etkileşimleri bağdaştıran bir fermiyondur ve Graviton büyük ihtimalle kütle çekimine de aracılık etmektedir. Süper simetri, süper kütle çekimi teorisine parçalanacağı zaman, süper simetrinin kırıldığı bir skala tarafından karar verilen bir kütleye gereksinim duyar. Bu kütle süper simetri kırılmasının çeşitli modellerine göre büyük değişiklikler gösterebilir. Fakat eğer süper simetri, Standart Model Hiyerarşi problemini çözerse, gravitino 1 TeV/c^2 den daha ağır olamaz.   

Gravitino Kozmolojik Problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Eğer gravitino gerçekten TeV mertebesinde bir kütleye sahipse, bu Kozmolojinin standart modelinde bir probleme neden olur.  

Bir seçenek gravitonun sabit olması. Eğer gravitino en hafif süper simetrik parçacıksa ve R-denkliği korunuyorsa ( ya da kısmen korunuyorsa) mümkün olacaktır. Bu durumda gravitino Karanlık madde için bir adaydır. Böyle olunca da gravitonlar evrenin çok erken evrelerinde yaratılmış olacaktır. Fakat, gravitonların yoğunluğu hesaplanabiliyorsa, bu Karanlık maddenin yoğunluğundan daha fazla olduğu anlamına gelir.

Diğer seçenek ise gravitinonun sabit olmaması. Bu nedenle yukarıda bahsettiğimiz graviton bozulacak ve gözlemlenmiş kara maddenin yoğunluğuna bir katkıda bulunmayacak. Fakat, bozulma sadece kütle çekim etkileşimlerinde olacağı için, ömürleri çok uzun olabilir. Mpl2 ∕ m3 mertebesinde, doğal birimlerde, Mpl2 Planck kütlesi ve m de gravitinonun kütlesidir. Gravitino TeV mertebesinde 10^5s dir ve bu da Nükleosentez devrinden çok daha sonradır. En azından mümkün olan bir bozulma bir proton, yüklü bir lepton veya bir mezon içermek zorundadır. Bunların her biri çarptıkları anda bir çekirdeği yok edebilecek enerjidedir. Birisi, bu derece enerjili parçacıkların nükleosentez döneminde oluşan bütün çekirdeklerin bozulduğu dönemde oluşmuş olabileceğini gösterebilir fakat bu görülenle çelişkiye düşer. Ancak bu gibi durumlarda evren yalnızca Hidrojenden oluşmuş olur ve bu durumda Yıldız oluşumunu imkansız kılar.  

Kozmolojik gravitino problemi için mümkün olan bir çözüm ayrılmış süper simetri modelidir. Bu modelde gravitino TeV skalasından daha yüksektir fakat standart model parçacığındaki süper simetrik fermiyon eşleri bu skalada çoktan görülmüştür.

Diğer bir çözüm ise R-denkliği hafif oranda tahrip edilmiştir ve gravitino en hafif süper simetrik parçacıktır. Bu erken evrende, R-denkliği aracılığı ile neredeyse tüm süper simetri parçacıklarının  standart model parçacıklarına bozulmasına neden olur.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

1.^T. Moroi, H. Murayama Cosmological constraints on the light stable gravitino Phys.Lett.B303:289–294,1993

2.^ N. Okada, O. Seto A brane world cosmological solution to the gravitino problem Phys.Rev.D71:023517,2005

3.^A. de Gouvea, T. Moroi, H. Murayama Cosmology of Supersymmetric Models with Low-energy Gauge Mediation Phys.Rev.D56:1281–1299,1997

4.^ F. Takayama and M. Yamaguchi, Phys. Lett. B 485 (2000)