Neutralino

En supersimetría , el neutralino ^[1]^{: 71–74} es una partícula hipotética. En el Modelo Estándar Supersimétrico Mínimo (MSSM), un modelo popular de realización de la supersimetría a baja energía, hay cuatro neutralinos que son fermiones y son eléctricamente neutros, el más ligero de los cuales es estable en un escenario de MSSM de paridad R conservada. Por lo general, se etiquetan como $NORTE 01$ (el más ligero), $NORTE 02$ , $NORTE 03$ y $NORTE 04$ (el más pesado) aunque a veces también se usa cuando se usa para referirse a charginos . ${\tilde {\chi }}_{1}^{0},\ldots ,{\tilde {\chi }}_{4}^{0}$ ${\tilde {\chi }}_{i}^{\pm }$

(En este artículo,

DO \pm 1

se utiliza para cargar #1, etc.)

Estos cuatro estados son compuestos del bino y el wino neutro (que son los gauginos electrodébiles neutros) y los higgsinos neutros . Como los neutralinos son fermiones de Majorana , cada uno de ellos es idéntico a su antipartícula .

Comportamiento esperado

Si existieran, estas partículas solo interactuarían con los bosones vectoriales débiles , por lo que no se producirían directamente en colisionadores de hadrones en grandes cantidades. Aparecerían principalmente como partículas en desintegraciones en cascada (desintegraciones que ocurren en múltiples pasos) de partículas más pesadas que generalmente se originan a partir de partículas supersimétricas coloreadas, como los squarks o los gluinos .

En los modelos que conservan la paridad R , el neutralino más ligero es estable y todas las desintegraciones en cascada supersimétricas terminan desintegrándose en esta partícula, lo que deja el detector sin ver y su existencia solo se puede inferir buscando un momento desequilibrado en un detector.

Los neutralinos más pesados normalmente se desintegran a través de un bosón Z neutro en un neutralino más ligero o a través de un bosón W cargado en un chargino ligero: ^[2]

Las divisiones de masa entre los diferentes neutralinos dictarán qué patrones de desintegración están permitidos.

Hasta el momento, los neutralinos nunca han sido observados ni detectados en ningún experimento.

Orígenes de las teorías supersimétricas

En los modelos de supersimetría, todas las partículas del Modelo Estándar tienen partículas compañeras con los mismos números cuánticos excepto el número cuántico spin , que difiere en 1 ⁄ 2 de su partícula compañera. Dado que las supercompañeras del bosón Z ( zino ), el fotón ( fotino ) y el bosón de Higgs neutro ( higgsino ) tienen los mismos números cuánticos, pueden mezclarse para formar cuatro estados propios del operador de masa llamados "neutralinos". En muchos modelos, el más ligero de los cuatro neutralinos resulta ser la partícula supersimétrica más ligera (LSP), aunque otras partículas también pueden asumir este papel.

Fenomenología

Las propiedades exactas de cada neutralino dependerán de los detalles de la mezcla ^[1]^{: 71–74} (por ejemplo, si son más parecidos a Higgsino o a Gaugino), pero tienden a tener masas en la escala débil (100 GeV ~ 1 TeV) y se acoplan a otras partículas con fuerzas características de la interacción débil . De esta manera, a excepción de la masa, son fenomenológicamente similares a los neutrinos y, por lo tanto, no son directamente observables en los detectores de partículas de los aceleradores.

En los modelos en los que se conserva la paridad R y el más ligero de los cuatro neutralinos es el LSP, el neutralino más ligero es estable y se produce eventualmente en la cadena de desintegración de todos los demás supercompañeros. ^[1]^{: 83} En tales casos, los procesos supersimétricos en aceleradores se caracterizan por la expectativa de una gran discrepancia en energía y momento entre las partículas de estado inicial y final visibles, y esta energía es transportada por un neutralino que sale del detector sin ser detectado. ^[4]^[6] Esta es una firma importante para discriminar la supersimetría de los fondos del Modelo Estándar.

Relación con la materia oscura

Como partícula pesada y estable, el neutralino más ligero es un candidato excelente para formar la materia oscura fría del universo . ^[1]^{: 99}^[5]^{: 8}^[7] En muchos modelos ^{[ ¿cuáles? ]} el neutralino más ligero se puede producir térmicamente en el universo temprano caliente y dejar aproximadamente la abundancia de reliquias correcta para explicar la materia oscura observada . Un neutralino más ligero de aproximadamente10–10 000 GeV es el principal candidato a materia oscura de partículas masivas de interacción débil (WIMP). ^[1]^{: 124}

La materia oscura neutralina se puede observar experimentalmente en la naturaleza, ya sea de forma indirecta o directa. Para la observación indirecta, los telescopios de rayos gamma y neutrinos buscan evidencia de aniquilación de neutralinos en regiones de alta densidad de materia oscura, como el centro galáctico o solar. ^[4] Para la observación directa, experimentos de propósito especial como la Búsqueda Criogénica de Materia Oscura (CDMS) buscan detectar los raros impactos de WIMP en detectores terrestres. Estos experimentos han comenzado a investigar un interesante espacio de parámetros supersimétricos, excluyendo algunos modelos para la materia oscura neutralina, y se están desarrollando experimentos mejorados con mayor sensibilidad.

Véase también

Lista de partículas hipotéticas
Partícula supersimétrica más ligera – La partícula nueva más ligera en un modelo supersimétrico
Partícula verdaderamente neutra : Partícula que es su propia antipartícula porque todas sus cargas generalizadas son cero.
Partícula delgada que interactúa débilmente

Referencias

^ abcde Martin, Stephen P. (2008). "Una introducción a la supersimetría". arXiv : hep-ph/9709356v5 .También publicado en Kane (2010). ^[3]
^ Nakamura, K.; et al. ( Particle Data Group ) (2010). "Supersimetría, Parte II (Experimento)" (PDF) . Journal of Physics G. 37 ( 7). Actualizado en agosto de 2009 por J.-F. Grivaz: 1309–1319.
^ Martin, Stephen P. (2010). "Capítulo 1: Introducción a la supersimetría". En Kane, Gordon L. (ed.). Perspectivas sobre la supersimetría . Vol. II. World Scientific . ISBN 978-981-4307-48-2.
^ ab Feng, Jonathan L. (2010). "Candidatos a materia oscura de la física de partículas y métodos de detección". Revista anual de astronomía y astrofísica . 48 : 495–545. arXiv : 1003.0904 . Código Bibliográfico :2010ARA&A..48..495F. doi :10.1146/annurev-astro-082708-101659. S2CID : 11972078.
^ ab Bertone, Gianfranco, ed. (2010). Materia oscura en partículas: observaciones, modelos y búsquedas . Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-76368-4.
^ Ellis, John ; Olive, Keith A. (2010). Candidatos a materia oscura supersimétrica. arXiv : 1001.3651 . Código Bibliográfico :2010pdmo.book..142E.También publicado como Capítulo 8 en Bertone (2010) ^[5]
^ Nakamura, K.; et al. ( Particle Data Group ) (2010). "Dark Matter" (PDF) . Journal of Physics G. 37 ( 7A). Revisado en septiembre de 2009 por M. Drees y G. Gerbier: 255–260.