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| 状態 | 仮説 |
|---|---|
| シンボル | N͂0 1、 N͂0 2、 N͂0 3、 N͂0 4 |
| 反粒子 | 自己（真に中立な粒子） |
| 種類 | 4 |
| 質量 | > 300 GeV |
| 電荷 | 0 |
| スピン | 1/2 |
| レプトン数 | 0 |
| バリオン数 | 0 |
| Rパリティ | −1 |
超対称性において、ニュートラリーノ[1] : 71–74 は仮想粒子である。低エネルギーでの超対称性の実現に関する一般的なモデルである極小超対称標準モデル（MSSM）では、フェルミオンであり電気的に中性である4つのニュートラリーノがあり、そのうち最も軽いものはMSSMのRパリティ保存シナリオで安定している。それらは通常、ニュートラリーノとラベル付けされている。
N͂0
1（最も軽いもの）、
N͂0
2、
N͂0
3そして
N͂0
4(最も重い) ただし、時にはcharginosを指すために使用されることもあります。
- （この記事では、
C͂±
1 はchargino #1などに使用されます。
これら 4 つの状態は、バイノと中性ウィノ(中性電弱ゲージノ)、および中性ヒッグスノの合成です。ニュートラリーノはマヨラナフェルミオンであるため、それぞれがその反粒子と同一です。
期待される動作
もし存在するとしても、これらの粒子は弱いベクトルボソンとのみ相互作用するため、ハドロン衝突型加速器で大量に直接生成されることはない。これらは主に、スクォークやグルーイノなどの有色の超対称粒子から発生する重い粒子のカスケード崩壊（複数の段階で起こる崩壊）の粒子として現れる。
R パリティ保存モデルでは、最も軽いニュートラリーノは安定しており、すべての超対称カスケード崩壊は最終的にこの粒子に崩壊し、検出器では見えなくなり、その存在は検出器内の不均衡な運動量を探すことによってのみ推測できます。
重いニュートラリーノは通常、中性Zボソンを介してより軽いニュートラリーノに、または荷電Wボソンを介して軽いチャージリーノに崩壊する：[2]
異なるニュートラリーノ間の質量分割によって、どの崩壊パターンが許容されるかが決まります。
現在まで、ニュートラリーノは実験で観測または検出されたことはありません。
超対称理論の起源
超対称性モデルでは、標準モデルの粒子はすべて、量子数スピンを除いて同じ量子数を持つパートナー粒子を持ち、スピンはパートナー粒子と1 ⁄ 2異なります。Zボソン(ジノ)、光子(フォティーノ)、中性ヒッグス(ヒッグシーノ) のスーパーパートナーは同じ量子数を持つため、混合して「ニュートラリーノ」と呼ばれる質量演算子の 4 つの固有状態を形成できます。多くのモデルでは、4 つのニュートラリーノのうち最も軽いものが最も軽い超対称粒子(LSP) であることが判明していますが、他の粒子もこの役割を担う場合があります。
現象学
各ニュートラリーノの正確な特性は混合の詳細[1] : 71–74 （例えば、ヒッグス粒子に似ているか、ゲージノ粒子に似ているか）に依存するが、弱いスケール（100 GeV ~ 1 TeV）の質量を持ち、弱い相互作用の強度特性を持つ他の粒子と結合する傾向がある。このように、質量を除けば、ニュートラリーノは現象的にはニュートリノに似ているため、加速器の粒子検出器で直接観測することはできない。
Rパリティが保存され、4つのニュートラリーノの中で最も軽いものがLSPであるモデルでは、最も軽いニュートラリーノが安定しており、他のすべてのスーパーパートナーの崩壊系列で最終的に生成される。[1] ：83 このような場合、加速器での超対称性プロセスは、目に見える初期状態粒子と最終状態粒子の間でエネルギーと運動量に大きな差があると予想されることによって特徴付けられ、このエネルギーはニュートラリーノによって持ち去られ、検出器から気付かれずに離れる。[4] [6] これは、超対称性を標準モデルの背景と区別するための重要な特徴である。
暗黒物質との関係
重く安定した粒子である最も軽いニュートラリーノは、宇宙の冷たい暗黒物質を形成する優れた候補である。[1] : 99 [5] : 8 [7]多くのモデルでは[どれ？ ]最も軽いニュートラリーノは熱い初期宇宙で熱的に生成され、観測された暗黒物質を説明するのにほぼ適切な残存量を残すことができる。およそ10～10,000 GeVは、弱い相互作用をする巨大粒子（WIMP）の暗黒物質候補である。 [1] : 124
ニュートラリーノ暗黒物質は、自然界で間接的または直接的に実験的に観測できる。間接観測では、ガンマ線およびニュートリノ望遠鏡が、銀河や太陽中心などの暗黒物質密度の高い領域でニュートラリーノ消滅の証拠を探す。[4]直接観測では、極低温暗黒物質探索（CDMS）などの特殊目的実験により、地上の検出器でWIMPのまれな衝突を検出しようとしている。これらの実験は、ニュートラリーノ暗黒物質のいくつかのモデルを除外して、興味深い超対称パラメータ空間の調査を開始しており、感度の高いアップグレードされた実験が開発中である。
参照
- 仮想粒子のリスト
- 最も軽い超対称粒子 – 超対称モデルにおける最も軽い新粒子
- 真に中性な粒子 – すべての一般電荷がゼロであるため、それ自身が反粒子である粒子
- 弱く相互作用する細長い粒子
参考文献
- ^ abcde Martin, Stephen P. (2008). 「超対称性入門」. arXiv : hep-ph/9709356v5 .Kane（2010）にも掲載されている。[3]
- ^ Nakamura, K.; et al. ( Particle Data Group ) (2010). 「超対称性、パート II (実験)」(PDF) . Journal of Physics G . 37 (7). 2009 年 8 月に J.-F. Grivaz によって更新: 1309–1319。
- ^ Martin, Stephen P. (2010). 「第 1 章 :超対称性入門」。Kane, Gordon L. (編)。『超対称性の展望』第 2 巻。World Scientific。ISBN 978-981-4307-48-2。
- ^ ab Feng, Jonathan L. (2010). 「粒子物理学からの暗黒物質候補と検出方法」。Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 495–545. arXiv : 1003.0904 . Bibcode :2010ARA&A..48..495F. doi :10.1146/annurev-astro-082708-101659. S2CID 11972078.
- ^ ab ベルトーネ、ジャンフランコ編（2010年）。粒子暗黒物質：観測、モデル、探索。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-76368-4。
- ^ エリス、ジョン; オリーブ、キース A. (2010). 超対称性ダークマター候補. arXiv : 1001.3651 . Bibcode :2010pdmo.book..142E.ベルトーネ（2010）の第8章としても出版されている[5]
- ^ 中村和也;他。 (粒子データグループ) (2010)。 「ダークマター」（PDF）。物理学ジャーナル G . 37 (7A)。 M. Drees & G. Gerbier により 2009 年 9 月に改訂: 255–260。