О последствиях инвариантности Z2Z2\mathbb{Z}_2 в моделях темной материи

Question

О последствиях инвариантности Z2Z2\mathbb{Z}_2 в моделях темной материи

модели
Физика
космология
темная материя
физика частиц
нестандартная модель

СРС

В этой хорошо цитируемой статье говорится о минимальном перенормируемом расширении Стандартной модели (СМ), чтобы включить в нее частицы темной материи (DM) путем добавления реального скалярного поля. $S$ который (в отличие от дублета Хиггса $H$ ) является синглетом под полной калибровочной группой СМ. Но за это приходится платить, мы должны ввести в теорию еще три свободных параметра (в дополнение к уже присутствующим в Стандартной модели): (i) масса нового скаляра $m_0$ , (ii) безразмерная самосвязь скаляра $\lambda_S$ , и (iii) безразмерная связь с бозоном Хиггса $\lambda$ .

Таким образом, перенормируемый лагранжиан модели с подсчетом мощности равен

\begin{matrix} (1) & л "=" л_{С М} + \frac{1}{2} (\partial_{мю} С)^{2} - \frac{1}{2} м_{0}^{2} С^{2} - \frac{1}{4} λ_{С} С^{4} - λ С^{2} ({ЧАС}^{†} ЧАС) \end{matrix}

$\mathscr{L}=\mathscr{L}_{\rm SM}+\frac{1}{2}(\partial_\mu S)^2-\frac{1}{2}m_0^2S^2-\frac{1}{4}\lambda_SS^4-\lambda S^2(H^\dagger H)\tag{1}$ где

Z_{2}

$\mathbb{Z}_2$ предлагается инвариантность, при которой все поля СМ четны, а S нечетно, т.е.

S \to - S

$S\to -S$ под

Z_{2}

$\mathbb{Z}_2$ . Это запрещает линейный (

λ_{1} S

$\lambda_1 S$ ), кубический (

λ_{3} S^{3}

$\lambda_3S^3$ ), и

λ^{'} S (H^{†} H)

$\lambda^\prime S(H^\dagger H)$ члены в лагранжиане.

Насколько я понимаю, запретив термин $\sim S(H^\dagger H)$ "можно предотвратить распад темной материи $S$ в пару бозонов Хиггса СМ" , и сохранить постоянство наблюдаемого космологического реликтового содержания. Но это все равно будет кинематически запрещено, если масса $S$ оказывается менее чем в два раза больше массы бозона Хиггса.

Приложение Если термин $S(H^\dagger H)$ отсутствует, как происходит последующая аннигиляция $SS\to H\to XX$ , где $X=g,b, W,Z^0$ (как показано на рис. 1) стало возможным? Я что-то пропустил? Более того, если это произойдет, не будет ли это постоянно истощать реликтовое изобилие?

Может кто-нибудь просветить меня, имея в виду, что я не эксперт в этой области.

Анна В

Почему бы вам не попробовать physicsoverflow.org , который более теоретически ориентирован?

изображение357

К дополнению: Если ваш

H

$H$ получает VEV, у вас может быть что-то вроде

S^{2} h

$S^2 h$ после нарушения симметрии где

h

$h$ является, например, действительным нейтральным скаляром

H

$H$ . Обратите внимание, что это не сломает ваш

Z_{2}

$\mathbb{Z}_2$ симметрии, потому что эта вершина сохраняет ее:

(- 1) \cdot (- 1) = 1

$(-1) \cdot (-1) = 1$

СРС

Дорогой @image Спасибо. Так что это

S^{h}

$S^h$ срок, который отвечает за

S S \to h \to X X

$SS\to h\to XX$ . Но не будут ли эти аннигиляции темной материи постоянно уменьшать плотность темной материи? Но я знаю, что это невозможно, потому что у нас постоянная плотность реликвий. Что мне здесь не хватает?

изображение357

Да, могут уменьшить. Это то, что определяет, какая плотность реликвий останется после заморозки. Перед замораживанием температура достаточно высока, чтобы XX мог произвести некоторые (тяжелые) пары SS. Будет установлено тепловое равновесие, и плотности S,h,X будут стабильными. Во время замораживания темпы анниляции "SS

\to

$\rightarrow$ «что-то» будет определять, сколько S останется. После замораживания, то есть периода времени, когда скорость расширения Вселенной настолько велика, что фактически ни одно S не встретится с другим S, реликтовая плотность будет (примерно ) устойчивым, потому что S не может распадаться сам по себе.

Ответы (1)

О последствиях инвариантности Z2Z2\mathbb{Z}_2 в моделях темной материи

Почему бы вам не попробовать physicsoverflow.org , который более теоретически ориентирован?
К дополнению: Если ваш $H$ получает VEV, у вас может быть что-то вроде $S^2 h$ после нарушения симметрии где $h$ является, например, действительным нейтральным скаляром $H$ . Обратите внимание, что это не сломает ваш $\mathbb{Z}_2$ симметрии, потому что эта вершина сохраняет ее: $(-1) \cdot (-1) = 1$
Дорогой @image Спасибо. Так что это $S^h$ срок, который отвечает за $SS\to h\to XX$ . Но не будут ли эти аннигиляции темной материи постоянно уменьшать плотность темной материи? Но я знаю, что это невозможно, потому что у нас постоянная плотность реликвий. Что мне здесь не хватает?
Да, могут уменьшить. Это то, что определяет, какая плотность реликвий останется после заморозки. Перед замораживанием температура достаточно высока, чтобы XX мог произвести некоторые (тяжелые) пары SS. Будет установлено тепловое равновесие, и плотности S,h,X будут стабильными. Во время замораживания темпы анниляции "SS $\rightarrow$ «что-то» будет определять, сколько S останется. После замораживания, то есть периода времени, когда скорость расширения Вселенной настолько велика, что фактически ни одно S не встретится с другим S, реликтовая плотность будет (примерно ) устойчивым, потому что S не может распадаться сам по себе.

изображение357 · Answer 1

Самый распространенный способ найти кандидатов в темную материю — это сформулировать модель с некоторой дискретной симметрией, которой можно присвоить новые сохраняющиеся квантовые числа. Самая простая симметрия $\mathbb{Z}_2$ : назначать $+1$ ко всем частицам Стандартной модели (СМ) и $-1$ ко всем частицам темного сектора. Следовательно, не будет чистого уничтожения $-1$ заряды, т.е. темная материя, если лагранжиан инвариантен относительно этой симметрии $\Rightarrow$ темная материя стабильна.

Как вы заметили, если такой симметрии нет, кинематические ограничения могут также запретить определенный путь распада. Однако кинематические ограничения действуют только для внешних опор. Ничто не мешает вашей «несимметрично-(мета)-стабилизированной» частице распасться во что-то намного более легкое, чем бозон Хиггса СМ, на петлевых уровнях, например, на пару электронов и позитронов через внутренние пропагаторы бозона Хиггса СМ.

Вы можете сделать свою частицу еще легче нейтрино, но это будет исключено астрофизическими наблюдениями. Нечто столь же легкое, как нейтрино, представляет собой горячую темную материю, которая сильно ограничивается наблюдениями. Холодная (тяжелая) темная материя должна как-то стабилизироваться. Если оно стабильно, то всегда можно найти сохраняющееся квантовое число и, в свою очередь, симметрию вашей теории. Скорее всего дискретный.

Это не должно быть каким-то $\mathbb{Z}_n$ симметрия. Это действительно может быть чем угодно. Вот пример с кандидатами в темную материю, стабилизированными обобщенной СР-симметрией: https://arxiv.org/abs/1512.09276

Не могли бы вы прокомментировать дополнение, которое я добавил? @изображение

О последствиях инвариантности Z2Z2\mathbb{Z}_2 в моделях темной материи

СРС

Анна В

изображение357

СРС

изображение357

Ответы (1)

изображение357

СРС

Почему Стандартная модель Хиггса не является кандидатом темной материи (в частности, вимпом)?

Каковы шаги для идентификации кандидата в темную материю?

Как определяются скорости термализации темной материи (ТМ) в синглетной модели ТМ?

Почему мы думаем, что темный сектор проще?

Остаются потенциальные экспериментальные открытия в физике элементарных частиц в масштабе ТэВ?

Могли ли быть созданы частицы темной материи, не связанные с кварками или лептонами?

Как я могу интуитивно понять скорость реакции темной материи вимпов?

Как отличить недостающий импульс нейтрино от темной материи?

Что такое обычные масс-члены (нейтрино)?

Как темная материя стала реликтом?