Νέα Φυσική σε Πειράματα Φυσικής Υψηλών Ενεργειών & Κοσμολογία Βασίλης Σπανός

Μέγεθος: px

Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "Νέα Φυσική σε Πειράματα Φυσικής Υψηλών Ενεργειών & Κοσμολογία Βασίλης Σπανός"

Θεοδοσία Βλαχόπουλος
7 χρόνια πριν
Προβολές:

1 Νέα Φυσική σε Πειράματα Φυσικής Υψηλών Ενεργειών & Κοσμολογία Βασίλης Σπανός Τμήμα Φυσικής, Παν. Πατρών

2 Περίγραµµα Επισκόπηση κοσμολογικών δεδομένων Περιγραφή υπερσυμμετρικών προτύπων που ερμηνεύουν την ύπαρξη Σκοτεινής Υλης Κοσμολογικοί και άλλοι περιορισμοί στον υπερσυμμετρικό παραμετρικό χώρο Άμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης Υπεσυμμετρικά ίχνη στο LHC και το ILC Ανακεφαλαίωση-Συμπεράσματα

3 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

4 Παρατήρηση Ανισοτροπιών Ακτινοβολίας Κοσµικού Υποβάθρου

5 ΩΛ ΩDM

6 sota Ωb ΩΛ ΩDM VCMSSM 50

7 Ωk VCMSSM 49

8 Ων Ωb ΩΛ ΩDM

9 3 No Big Bang SNe: Knop et al. (2003) CMB: Spergel et al. (2003) Clusters: Allen et al. (2002) 2 Supernovae 1 " # 0 CMB expands forever recollapses eventually Clusters closed!1 open flat " M

10 Φάσµα ανισοτροπιών Ω tot = 1.0 ± 0.1 και Ω M = 0.3 ± 0.04 Ω B = 0.05 ± = Ω DM = Ω m Ω B 0.25 ± 0.04 ρ c = 3H2 0 8πG N

11 Χωρικά επίπεδο Σύμπαν Ω tot = 1.0 ± 0.1 όπως προβλέπει η θεωρία πληθωρισµού

12 Τα πρόσφατα κοσμολογικά δεδομένα θέτουν αυστηρούς περιορισμούς στις επιτρεπτές τιμές της πυκνότητας σκοτεινής ύλης Ω DM h 0 2 = < Ω DMh 0 2 < Τέτοιες τιμές περιορίζουν σημαντικά τον συμβατό παραμετρικό χώρο διαφόρων υπερσυμμετρικών προτύπων. Υπάρχουν διάφορα υποψήφια σωματίδια που μπορούν να παίξουν το ρόλο της σκοτεινής ύλης: axion, axino, neutralino, gravitino κλπ.

13 Υπερσυμμετρία Υπάρχουν τόσο θεωρητικοί όσο και πειραματικοί λόγοι που ενισχύουν την άποψη ότι η υπερσυμμετρία ίσως τελικά είναι μια φυσική συμμετρία: H υπερσυμμετρία είναι η συμμετρία που ενοποιεί σε ένα θεωρητικό πλαίσιο τις χωροχρονικές συμμετρίες της ομάδας Poincare με τις εσωτερικές συμμετρίες των ομάδων βαθμίδας ή άλλων ομάδων που σχετίζονται με την διατήρηση κάποιου εσωτερικού κβαντικού αριθμού. Με αυτή την έννοια ενοποιεί σε κοινές αναπαραστάσεις φερμιόνια (spin 1/2) και μποζόνια (spin 0). Απαιτείται-προβλέπεται από μοντέλα Νέας Φυσικής πέρα από το ΚΠ, θεωρίες χορδών. Προβλέπει την ύπαρξη ενός (N=1 SUSY) υπερσυμμετρικού εταίρου για κάθε σωματίδιο του KΠ.

14 Φάσμα Υπερσυμμετρικού ΚΠ Φάσμα ΚΠ Φερμιόνια ύλης (spin 1/2) u, d, c, s, t, b e, µ, τ, ν e, ν µ, ν τ Μποζόνια ακτινοβολίας (spin 1) γ, Z, W ±, g Μποζόνιo Higgs (spin 0) h Μποζόνια ύλης (spin 0) ũ, d, c, s, t, b ẽ, µ, τ, ν e, ν µ, ν τ Φερμίονια ακτινοβολίας (spin 1/2) γ, Z, W ±, g Φερμίονια Higgs (spin 1/2) H 1,2 Μποζόνια Higgs (spin 0) H, A, H ± χ LSP

15 Μπορεί να ερμηνεύσει την παρουσία της κλίμακας ενοποίησης Μ GUT ~ GeV. Μ GUT

16 Επιλύει το πρόβλημα της ιεραρχίας που παρουσιάζεται σε πρότυπα πέρα από το ΚΠ, σταθεροποιώντας το δυναμικό Higgs παρουσία κβαντικών διορθώσεων από κλίμακες πολύ μεγαλυτέρες από την κλίμακα Fermi ~ 100 GeV. Η υπερσυμμετρία έχει παραβιαστεί, αφού δεν έχουμε παρατηρήσει κάποιο υπερσυμμετρικό σωματίδιο. Η τοπική υπερσυμμετρία (Yπερβαρύτητα, SUGRA) συμπεριλαμβάνει σε μια ενιαία περιγραφή την βαρύτητα και η παραβίασή της δίνει μάζα στο βαρυτίνο τον εταίρο του βαρυτονίου. Η παραβίαση της υπερβαρύτητας συνεπάγεται και παραβίαση της υπερσυμμετρίας μέσω ήπιων όρων που μπορούν να παραμετροποιηθούν από A 0, B 0, m 0, M 1/2, µ. CMSSM ή msugra

17 CMSSM v msugra Στο CMSSM χρησιμοποιούμε τις εξισώσεις ελαχιστοποίησης του ενεργού Usingδυναμικού the m mization για να αντικαταστήσουμε τις B 0 και µ με και sign(µ) και είναι απροσδιόριστο tan β H 2 H 1 ) ( µ 2 = ( B 0 = m 3/2 ( ) ( ) m 2 H1 + Σ 1 m 2 H2 + Σ 2 tan 2 β tan 2 M Z 2 β 1 2 ( m 2 H1 + m 2 H 2 + Σ 1 + Σ 2 + 2µ 2) sin 2β 2µ Στο msugra m 3/2 = m 0. και B 0 = A 0 m 0 Έτσι στην msugra η tan β είναι ουσιαστικά πρόβλεψη

18 CMSSM msugra 800 ^ tan!!= 10, "!> 0, A = ^ A = 0.75; µ > m h = 114 GeV m h = 114 GeV m 0 (GeV) m 0 (GeV) tan! = m 1/2 (GeV) m 1/2 (GeV)

19 Σκοτεινή ύλη βαρυτίνων Το βαρυτίνο είναι ο υπερσυμμετρικός εταίρος του βαρυτονίου, είναι φερμιόνιο, με spin 3/2, που εάν είναι το LSP, με διατήρηση της R-parity, είναι ευσταθές και μπορεί να παίξει το ρόλο του συστατικού σκοτεινής ύλης. Σε αυτή την περίπτωση στα πλαίσια του CMSSM το ΝLSP θα είναι το neutralino ή το stau. χ G γ χ G Z χ G H i τ G τ τ ~ sec Tα προϊόντα αυτών των διασπάσεων επηρεάζουν τις προβλέψεις τηs BBN για τις συγκεντρώσεις ελαφρών στοιχείων He, D, Li

20 Χαλαρώνοντας τους περιορισμούς του CMSSM Μη κοινή μάζα Higgs NUHM (No Universal Higgs mass) Μη κοινή μάσα μποζονίων ύλης LEEST (Low Energy Effective Susy Theory)

21 Υπερσυμμετρικά Πρότυπα CMSSM m 0 2 TeV, m 1/2 2 TeV, tan β < 58, A 0 1 TeV. NUHM LEEST m H1 m H2 2 TeV. m Q mũ m D m L mẽ 2 TeV.

22 Άμεση ανίχνευση Σκοτεινής Ύλης σ 3 = 4m2 r π [Zf p + (A Z)f n ] 2, f Tu = m ub u m p = 2Σ m p (1 + m d m u )(1 + B d B u ), f p m p = q=u,d,s f (p) T q α 3q + 2 m q 27 f (p) T G α 3q, m q c,b,t f Td = m db d m p = f Ts = m sb s m p = 2Σ m p (1 + m u m d )(1 + B u B d ), 2( ms m d )Σ y m p (1 + m u m d ). m p f (p) T q p m q qq p m q B q, σ πn Σ = 1 2 (m u + m d )(B u + B d ). y = 1 σ 0 /Σ, Σ = 64 MeV and 45 MeV

23 e09 1e10 1e11 1 1e12 1e12 1e In the CMSSM the τ is the NLSP. The region where m τ m χ called m 0 (G coannihilation region, because χ τ X Y has to be taken into account. CMSSM The amplitude for the process χ χ bb, τ τ is m 0 (G M g 2 g χ χa tan β ( mb,τ M W ) m 2 χ 4 m 2 χ m2 A + i m A Γ A m 1/2 (GeV) m 1/2 (GeV) tan β = 10, tan µ > β 0= 40, µ < 0-12 panos, Univ. of Minnesota VCMSSM For tan β 50 (µ > 0) or tan β 35 (µ < 0) this process bec 2000 dominant because: tan β = 57, µ > 0 " The couplings A b b, A τ τ are proportional to tan β " As tan β increases the M A decreases and eventually M A m 0 (GeV) 1000 m 0 (GeV) m 0 (GeV) V.C. Spanos, Univ of Minnesota VCM e11 1e m 1/2 (GeV) m 1/2 (GeV) 1e m 1/2 (GeV) Figure 2: The (m 1/2, m 0 ) planes in the CMSSM for (a) tan β = 10, µ < 0, (b) tan β = J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS 10, µ > 0, (c) tan β = 40, µ < 0 and (d) tan β = 57, µ > 0, all assuming A 0 = 0. We display the WMAP relic-density constraint, the experimental constraints due to m h, m χ ±, b sγ and g µ 2, and contours of the spin-independent elastic-scattering cross section

24 10-4 CMSSM, µ>0, #=45 MeV 10-4 CMSSM, µ>0, #=64 MeV CDMS II 10-6 CDMS II XENON10! (pb) 10-8! (pb) WARP m " (GeV) m " (GeV) J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS

25 10-4 NUHM, µ>0, #=45 MeV 10-4 NUHM, µ>0, #=64 MeV CDMS II 10-6 CDMS II XENON10! (pb) 10-8! (pb) WARP m " (GeV) m " (GeV) J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS

26 10-4 LEEST, µ>0, #=45 MeV 10-4 LEEST, µ>0, #=64 MeV CDMS II 10-6 CDMS II XENON10! (pb) 10-8! (pb) WARP m " (GeV) m " (GeV) J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS

27 Αναζήτηση της Υπερσυµµετρίας σε επιταχυντές Σάρρωση του παραμετρικού χώρου με 100,000 σημεία Μπλέ τρίγωνα, ικανοποιούν όλους τους περιρισμούς από κοσμολογία, επιταχυντές κλπ Πράσινοι σταυροί, ικανοποιούν τους περιορισμούς από επιταχυντές (όρια μαζών, διασπάσεις κλπ) αλλά όχι τα κοσμολογικά δεδομένα. Θα είναι προσβάσιμα από το LHC (m q, g 2 TeV). Κόκκινα τετράγωνα, όπως τα πράσινα αλλά πέρα από τα όρια του LHC Κίτρινοι κύκλοι, όπως τα μπλέ, αλλά επιπλέον σ χ p > 10 8 pb.

28 J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS CMSSM, µ>0 CMSSM, µ< m NLVSP (GeV) 1000 m NLVSP (GeV) m LVSP (GeV) m LVSP (GeV) (N)LVSP=(next) lightest visible sparticle likely to be observable in collider experiments, charged sparticles, but also χ 2 when it is visible. (N)LVSP=(next) lightest visible sparticle likely to be observable in collider Απαιτούμενη experiments, ενέργεια charged sparticles, but also χ 2 when it is visible. The required CM energy to observe µ > 0 : 1sp 2.2 TeV, 2sp 2.6 TeV The required CM energy to observe µ > < 0 :: 1sp TeV TeV, 2sp, 2sp 2.6 TeV 2.5 TeV µ < 0 : 1sp 2.2 TeV, 2sp 2.5 TeV The required CM energy to observe

29 J. Ellis, K. Olive, Y. Santoso, VCS NUHM, µ>0 LEEST, µ> m NLVSP (GeV) 1000 m NLVSP (GeV) m LVSP (GeV) m LVSP (GeV) The required CM energy to observe NUHM µ > 0 : 1sp 2.4 TeV, 2sp 2.8 TeV LEEST µ > 0 : 1sp 2.6 TeV, 2sp 3.0 TeV

30 Gravitino DM case m 3/2 = 0.2 m 0, µ>0 m 3/2 = 0.2 m 0, µ<0 (N)LVSP=(next) lightest visible sparticle likely to be observable in col lider experiments, charged sparticles, but also χ 2 when it is visible. m NLVSP (GeV) The required CM energy to observe µ > 0 : 1sp 2.2 TeV, 2sp 2.6 TeV µ < 0 : 1sp 2.2 TeV, 2sp 2.5 TeV The required CM energy to observe µ 0 > 0 : 1sp 2.6 TeV, 2sp 2.9 TeV µ < 0 : 1sp 2.6 TeV, 2sp 3.5 TeV m LVSP (GeV) The required CM energy to observe µ > 0 : 1sp 2.5 TeV, 2sp 2.7 TeV µ < 0 : 1sp 2.6 TeV, 2sp 3.0 TeV The required CM energy to observe m NLVSP (GeV) m LVSP (GeV)

31 Ανασκόπηση-Συμπεράσματα Συζητήσαμε τις συνέπειες των πρόσφατων κοσμολογικών δεδομένων στον παραμετρικό χώρο της υπερσυμμετρίας, θεωρώντας ότι το neutralino είναι το συστατικό της σκοτεινής ύλης Ανασκόπηση για την άμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης Στα πλαίσια του CMSSM, αλλά και άλλων υπερσυμμετρικών προτύπων (NUHM, LEEST) εξετάσαμε τις δυνατότητες του LHC αλλά και του ILC να ανακαλύψουν την υπερσυμμετρία. Το LHC φαίνεται ότι θα καλύψει το μεγαλύτερο μέρος του παραμετρικού χώρου, αν και κάποια μοντέλα, ειδικά για μεγάλο tanβ ίσως μείνουν εκτός. Ένας γραμμικός επιταχυντής σαν το ILC, ειδικά με ενέργεια 1 TeV και άνω μπορεί να καλύψει μέρος του παραμετρικού χώρου, αν και μεγαλύτερες ενέργειες απαιτούνται ειδικά για πρότυπα με σκοτεινή ύλη βαρυτίνων.

Σχετικά έγγραφα

Εκλαϊκευτική Ομιλία. Θεοδώρα. Παπαδοπούλου, Ομ. Καθηγήτρια Φυσικής, ΕΜΠ Μέλος του Συμβουλίου Πελοποννήσου. Ημερίδα CERN Τρίπολη, 13 Νοεμβρίου 2013

Εκλαϊκευτική Ομιλία. Θεοδώρα. Παπαδοπούλου, Ομ. Καθηγήτρια Φυσικής, ΕΜΠ Μέλος του Συμβουλίου Πελοποννήσου. Ημερίδα CERN Τρίπολη, 13 Νοεμβρίου 2013 Εκλαϊκευτική Ομιλία Θεοδώρα. Παπαδοπούλου, Ομ. Καθηγήτρια Φυσικής, ΕΜΠ Μέλος του Συμβουλίου Πελοποννήσου Ημερίδα CERN Τρίπολη, 13 Νοεμβρίου 2013 1 Περιεχόμενα Η γνώση μας για τα Στοιχειώδη Σωματίδια σήμερα