グラビティーノ

一般相対性理論と超対称性理論を組み合わせた超重力理論では、グラビティーノ（
G͂
）は、仮説上の重力子のゲージフェルミオンの超対称性パートナーであり、暗黒物質の候補として示唆されている。

もし存在するなら、それはスピンのフェルミオンである⁠ 3/2⁠ であり、したがってラリタ・シュウィンガー方程式に従います。重力場は慣例的にψ _{μαと表記され、} μ = 0, 1, 2, 3は4 元ベクトルのインデックス、α = 1, 2 はスピノルのインデックスです。 μ = 0の場合、スピン1 以上のすべての質量のない粒子と同様に、負のノルムモードが得られます。これらのモードは非物理的であり、一貫性のためには、これらのモードを打ち消すゲージ対称性が必要です。 δψ _μα = ∂ _μ ε _α、ここでε _α ( x ) は時空のスピノル関数です。このゲージ対称性は局所的な超対称性変換であり、結果として得られる理論は超重力です。

したがって、グラビティーノは、光子が電磁気を媒介し、グラビトンが重力を媒介していると考えられるのと同様に、超重力相互作用を媒介するフェルミオンです。超重力理論で超対称性が破れると、超対称性が破れるスケールによって決まる質量を獲得します。これは超対称性の破れのさまざまなモデル間で大きく異なりますが、超対称性が標準モデルの階層問題を解決する場合、グラビティーノの質量は約 1 TeV /c ²を超えることはできません。

マレー・ゲルマンおよびピーター・ファン・ニューウェンハウゼンは、超重力に関連するスピン3/2粒子を「半分の3」を意味する「ヘミトリオン」と呼ぶことを意図していたが、フィジカル・レビュー誌の編集者はその名前に乗り気ではなく、1977年の出版物では「質量のないラリタ・シュウィンガー粒子」を提案した。^{[1] [2]}現在のグラビティーノという名前は、シドニー・コールマンおよびハインツ・パゲルスによって提案されたが、^[3]この用語はもともと、静止質量がゼロである負のエネルギー励起のクラスを説明するために、 1954年にフェリックス・ピラニによって造られたものである。 ^[4]

もしグラビティーノが実際にTeVオーダーの質量を持っているとしたら、少なくとも単純には宇宙論の標準モデルに問題が生じることになる。 ^{[5] [6] [7] [8]}

1 つの可能性は、グラビティーノが安定しているというものです。これは、グラビティーノが最も軽い超対称粒子であり、R パリティが保存される (またはほぼ保存される) 場合に当てはまります。この場合、グラビティーノは暗黒物質の候補です。そのため、グラビティーノは宇宙のごく初期に生成されたことになります。ただし、グラビティーノの密度を計算すると、観測された暗黒物質の密度よりもはるかに高いことがわかります。

もう一つの選択肢は、グラビティーノが不安定であるというものである。したがって、上記のグラビティーノは崩壊し、観測される暗黒物質の密度には寄与しない。しかし、それらは重力相互作用によってのみ崩壊するため、その寿命は非常に長く、自然単位ではM _pl ² / m ³のオーダーになる。ここで、M _plはプランク質量、mはグラビティーノの質量である。TeVオーダーのグラビティーノ質量の場合、これは次のようになる。10 ⁵ 秒で、元素合成の時代よりずっと後である。少なくとも1つの崩壊経路には、光子、荷電レプトン、または中間子のいずれかが含まれるはずであり、それぞれが原子核に衝突するとそれを破壊できるほどのエネルギーを持っている。観測とは対照的に、崩壊ではそのようなエネルギー粒子が十分に生成され、元素合成の時代に生成された原子核のほとんどすべてが破壊されることを示すことができる。実際、そのような場合、宇宙は水素だけでできており、星の形成はおそらく不可能である。

宇宙論的グラビティーノ問題に対する可能な解決策の 1 つは、分裂した超対称性モデルです。このモデルでは、グラビティーノの質量は TeV スケールよりもはるかに高くなりますが、標準モデル粒子の他のフェルミオン超対称パートナーはすでにこのスケールで出現しています。

もう一つの解決法は、Rパリティがわずかに破れており、グラビティーノが最も軽い超対称粒子であるというものである。これにより、初期宇宙のほぼすべての超対称粒子は、原始核の合成よりかなり前に、 Rパリティを破る相互作用を介して標準モデルの粒子に崩壊する。しかし、ごく一部はグラビティーノに崩壊し、その半減期はプランクスケールによる崩壊率の抑制と小さなRパリティを破る結合のため、宇宙の年齢よりも桁違いに長くなる。^[9]