Лекции М.Высотского ИТЭФ - Эл.Слабая Теория
.pdfРис. 14.2. Диаграмма, описывающая аннигиляцию реликтовых нейтралино.
После преобразования Фирца амплитуда процесса γ˜γ˜ → e+e− будет иметь следующий вид:
¯ |
λeγ¯ µ(a + bγ5)e , |
(14.38) |
M = λγµγ5 |
где λ – обобщенное обозначение нейтралино. Легко понять, что аннигиляция зино и хиггсино также приводит к амплитуде, записываемой в виде (14.38). Квадрируя амплитуду аннигиляции и интегрируя по углу вылета лептонов, для сечения аннигиляции медленных нейтралино получим
σ = |
1 |
|
4 |
(a2 + b2)v2M 2 + m2b2 |
|
, |
(14.39) |
|
|
||||||
4πv |
3 |
где M – масса нейтралино, v – скорость нейтралино в системе центра инерции, m – масса электрона. Первый член в квадратных скобках отвечает p-волновой аннигиляции состояния с полным спином единица, второй член – s-волновая аннигиляция состояния с полным спином ноль. Второй член пропорционален квадрату массы электрона, т.к. требуется изменение киральности электрона или позитрона (без изменения киральности рождающееся состояние будет иметь спиральность +1 или -1, что невозможно при распаде системы, имеющей L = S = J = 0).
Вычислим амплитуду аннигиляции, отвечающую диаграмме рис. 14.2:
L |
= |
|
2 · 4πα |
|
λ¯ |
1 + γ5 |
e e¯ |
1 − γ5 |
λ = |
|||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||||||
|
|
Me˜2 |
|
|
|
2 |
|
2 |
|
|||||||||||
|
= |
|
|
2πα |
16 |
λO¯ |
|
λe¯1 − γ5 O 1 + γ5 e = |
||||||||||||
|
|
− |
|
|
X |
i |
|
|
|
|
|
|
i |
|
|
|
||||
|
|
M 2 |
i=1 |
|
2 |
|
|
|
2 |
|
|
|||||||||
|
|
|
|
|
e˜ |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||
|
= |
|
2πα ¯ |
|
|
|
|
|
|
1 + γ5 |
|
|
|
|
(14.40) |
|||||
|
|
|
λγµγ5λeγ¯ µ |
|
|
e , |
||||||||||||||
|
|
M 2 |
2 |
|
||||||||||||||||
|
|
|
|
e˜ |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
√
где мы учли фактор 2 в вершине взаимодействия фотино (см. (12.37)) и пренебрегли массой LSP по сравнению с массой скалярного электрона Me˜.
Переходя от операторов к волновым функциям, получим
|
2πα |
¯ |
|
|
|
(14.41) |
||
M = |
M 2 |
λγµγ5λeγ¯ µ(1 + γ5)e , |
||||||
|
|
e˜ |
|
|
|
|
||
что в силу (14.38 и 14.39) приводит к следующему сечению аннигиляции: |
|
|||||||
|
|
πα2 |
8 |
|
|
|||
vσ = |
|
|
|
|
vλ2 Mλ2 + m2 . |
(14.42) |
||
Me˜4 |
3 |
|||||||
В состоянии термодинамического равновесия в ранней Вселенной имеем: |
Mλv2 = |
|||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
2 |
32 T , и первый член в фигурных скобках равен 8T Mλ. При Tз ≈ 1/30Mλ и величине
140
массы нейтралино > 50 ГэВ первый член в фигурных скобках доминирует даже для аннигиляции в пару b-кварков. Ограничившись им, для температуры закалки получаем следующее уравнение:
|
Mλ |
3/2 |
Mλ |
|
MP |
|
|
Mλ |
|
4 |
|
||
|
|
|
|
48πα2 |
|
|
|
|
|||||
e Tз |
= |
, |
(14.43) |
||||||||||
Tз |
Mλ |
Me˜ |
где мы увеличили сечение аннигиляции в 6 раз, чтобы учесть каналы e¯L,ReL,R, µ¯L,RµL,R, τ¯L,RτL,R. Аннигиляцией в пары кварк-антикварк можно пренебречь, т.к. кваркино обычно оказываются значительно (в 2 раза и более) тяжелее лептино. Массы правых и левых лептино также различаются, но не столь заметно. Полагая лептино в два раза тяжелее нейтралино и массу нейтралино равной 50 ГэВ, получим Mλ/Tз ≈ 30.
Для относительного вклада нейтралино в плотность энергии Вселенной в настоящее время, используя (14.24) и (14.26), получим
|
≡ |
ρ |
|
8πT 3M 2θ |
|
|
T 3M 4 |
|
M |
|
2 |
|
||
|
ρc |
|
3σvMP TзH0 |
|
18α2MP Mλ H0 |
Tз |
|
|
||||||
Ωλ |
|
λ |
= |
0 |
λ |
з |
= |
0 |
e˜ |
|
λ |
|
, |
(14.44) |
|
|
3 |
2 |
2 |
3 |
2 2 |
|
|
|
где сечение аннигиляции, описываемое первым членом в (14.42), увеличено в шесть раз. Подставляя постоянную Хаббла H0 = 70 секкм /Мпс = (4 · 1017 сек)−1, современную температуру реликтового излучения T0 = 2.7oK = 2.3·10−4 эВ, Mλ/Tз = 30, Mλ = 50 ГэВ и Me˜ = 100 ГэВ, получим Ωλ ≈ 0.2, что удивительно близко к наблюдаемой величине относительной плотности темной материи Ωd.m. = 0.25.
Суммируя вышесказанное, отметим, что легчайшее нейтралино рассматривается как весьма вероятный кандидат на роль темной материи.
В настоящее время ведется интенсивный экспериментальный поиск темной материи, состоящей из нейтралино. Если нейтралино составляют гало нашей Галактики (что
0.3 |
см−3 примерно в 105 |
|
естественно предположить), то локальная плотность nχ |
|
|
mχ [ГэВ] |
||
раз выше средней плотности нейтралино во Вселенной. |
|
Эксперименты можно разделить на два типа: 1)поиск ядер отдачи от упругого рассеяния нейтралино; 2) поиск продуктов аннигиляции нейтралино из галактического гало (фотонов, позитронов, антипротонов) либо нейтрино, образующихся при аннигиляции накопившихся в ядре Земли (или Солнца) нейтралино.
Скорости нейтралино, удерживаемых за счет гравитации в нашей Галактике, – порядка скоростей звезд: vλ 10−3 с. Упруго рассеиваясь на ядре детектора, нейтралино
передает ему энергию |
Mλv2 |
|
|
|
|
E ≤ |
|
4Mλ/M |
(14.45) |
||
|
|
|
. |
||
2 |
(1 + Mλ/M )2 |
Максимальная энергия достигается при массе ядра M , равной массе нейтралино, и измеряется десятками кэВ, поэтому детекторы устанавливают в низкофоновых подземных лабораториях. Число событий зависит от сечения рассеяния нейтралино на ядре
141
(при столь малых энергиях когерентно складываются амплитуды рассеяния на каждом нуклоне ядра), и от потока нейтралино, обратно пропорционального их массе. Результаты экспериментов представляют в виде исключенных областей в координатах (σ, Mλ).
Задача 21. Оценить сечения упругого рассеяния нейтралино из гало Галактики на нуклоне и на ядре. Проделать ту же оценку, когда LSP является снейтрино.
Вследствие вращения Земли вокруг Солнца поток галакических нейтралино должен иметь годовую периодичность с амплитудой около 10%; в одном из экспериментов наблюдается указание на такую периодичность. Заметим, что вычисляемые сечения рассеяния нейтралино, как правило, оказываются на несколько порядков величины меньше чувствительности современных детекторов, которая близка в пересчете на рассеяние на нуклоне к σλN = 10−7 pb. Планируются эксперименты с чувствительностью вплоть до σλN = 10−10 pb, достаточной для исследования существенной области параметров СУСИ-моделей.
Что касается аннигиляции реликтовых нейтралино, то в настоящее время их скорости настолько малы, что в сечении аннигиляции, даваемом формулой (14.42), преобладает второй член в фигурных скобках. Таким образом, доминирует аннигиляция в пары
¯
bb и τ τ¯. Характеристики распадов прелестных адронов и τ -лептонов в настоящее время хорошо изучены, поэтому можно предсказать состав и спектр частиц, образующихся при аннигиляции нейтралино.
Яглубоко благодарен своему учителю Льву Борисовичу Окуню, на лекциях которого я познакомился с теорией электрослабых взаимодействий.
Яблагодарен М.Б. Волошину, О.В. Лычковскому и В.А.Новикову за полезные замечания и Е.А.Ильиной за помощь в оформлении рукописи.
Работа частично поддержана грантами РФФИ 08-02-00494 и НШ-4568.2008.2.
142
Литература
Содержание лекций будет понятно только после детальной проработки курса квантовой теории поля. На русском языке доступно большое количество прекрасных монографий, как отечественных, так и переводных. Разумно выбрать какую-либо из приведенных ниже книг в качестве основного учебника, используя остальные как справочный материал.
1.Ахиезер А.И., Берестецкий В.Б. Квантовая электродинамика, третье издание. – М.: Наука, 1969.
2.Берестецкий В.Б., Лифшиц Е.М., Питаевский Л.П. Квантовая электродинамика, том IV Теоретической Физики Л.Д. Ландау и Е.М. Лифшица. – М.: Физматлит, 2001.
3.Боголюбов Н.Н., Ширков Д.В. Квантовые поля. – М.: Наука, 1980.
4.Бьёркен Дж., Дрелл С.Д. Релятивистская квантовая теория. – т. I, II: Пер. с англ.
–М.: Мир, 1978.
5.Вайнберг С. Квантовая теория поля. – т. I,II: Пер. с англ.. – M.: Физматлит, 2003; т. III: Пер. с англ.. – M.: Фазис, 2002.
6.Пескин М., Шредер Д. Введение в квантовую теорию поля. – Пер. с англ.. – М.: R&C Dynamics, 2001.
Что касается собственно предмета лекций, то в качестве учебника можно рекомендовать книгу
7. Окунь Л.Б. Лептоны и кварки. – М.: Наука, 1990, а также две последние главы (20 и 21) из монографии Пескина и Шредера.
“Обзор свойств элементарных частиц” (http://pdg.lbl.gov/) содержит детальную справочную информацию и обзорные статьи по физике частиц и смежным вопросам.
Детальное рассмотрение вопросов, обсуждаемых в четырнадцатой лекции, содержится, например, в монографии
8. Горбунов Д.С., Рубаков В.А. Введение в теорию ранней Вселенной: теория горячего Большого взрыва. М.: ЛКИ, 2008.
143