Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
F. Takayama and M. Yamaguchi, Phys. Lett. B 485 (2000)Genel görelilik ve Süpersimetri teorilerinin birleştirilmesi ile süper kütleçekimi oluşmuştur. Gravitino (G͂), graviton denilen varsayılmış parçacığın, süper simetrideki kalibretik Fermiyonudur. Bu parçacık, Kara madde için bir aday olarak önerilmiştir.
Eğer varsa, 3⁄2 spinli bir fermiyondur ve bu nedenle uyar. Gravitino alanı geleneksel olarak ψμα şeklinde yazılır ve μ = 0,1,2,3 indeksi ve α = 1,2 spin indeksidir. μ = 0 için, bir tanesi negatif kural modeline uyar çünkü spinin her bir kütlesiz parçacığı 1 ya da 1'den fazladır. Bu modeller fiziki değildir ve tutarlı olmaları için δψμα = ∂μεα, εα(x) uzay zamanda bir spin fonksiyonudur, modelini iptal eden bir kalibre simetrisi var olmalıdır. Kalibretik simetri, yerel bir süper simetri çeşididir ve süper kütleçekimi teorisi ile sonuçlanır.
Bu nedenle gravitino,Fotonun Elektromanyetik etkileşimleri bağdaştırması gibi, süper kütleçekimsel etkileşimleri bağdaştıran bir fermiyondur ve Graviton büyük ihtimalle kütleçekimine de aracılık etmektedir. Süper simetri, süper kütleçekimi teorisine parçalanacağı zaman, süper simetrinin kırıldığı bir skala tarafından karar verilen bir kütleye gereksinim duyar. Bu kütle süper simetri kırılmasının çeşitli modellerine göre büyük değişiklikler gösterebilir. Fakat eğer süper simetri, Standart Model çözerse, gravitino 1 TeV/c^2 den daha ağır olamaz.
Gravitino Kozmolojik Problemi
Eğer gravitino gerçekten TeV mertebesinde bir kütleye sahipse, bu Kozmolojinin standart modelinde bir probleme neden olur.
Bir seçenek gravitonun sabit olması. Eğer gravitino en hafif süper simetrik parçacıksa ve korunuyorsa (ya da kısmen korunuyorsa) mümkün olacaktır. Bu durumda gravitino Karanlık madde için bir adaydır. Böyle olunca da gravitonlar evrenin çok erken evrelerinde yaratılmış olacaktır. Fakat, gravitonların yoğunluğu hesaplanabiliyorsa, bu Karanlık maddenin yoğunluğundan daha fazla olduğu anlamına gelir.
Diğer seçenek ise gravitinonun sabit olmaması. Bu nedenle yukarıda bahsettiğimiz graviton bozulacak ve gözlemlenmiş kara maddenin yoğunluğuna bir katkıda bulunmayacak. Fakat, bozulma sadece kütleçekim etkileşimlerinde olacağı için, ömürleri çok uzun olabilir. Mpl2 ∕ m³ mertebesinde, doğal birimlerde, Mpl2 Planck kütlesi ve m de gravitinonun kütlesidir. Gravitino TeV mertebesinde 10^5s dir ve bu da Nükleosentez devrinden çok daha sonradır. En azından mümkün olan bir bozulma bir proton, yüklü bir lepton veya bir mezon içermek zorundadır. Bunların her biri çarptıkları anda bir çekirdeği yok edebilecek enerjidedir. Birisi, bu derece enerjili parçacıkların nükleosentez döneminde oluşan bütün çekirdeklerin bozulduğu dönemde oluşmuş olabileceğini gösterebilir fakat bu görülenle çelişkiye düşer. Ancak bu gibi durumlarda evren yalnızca Hidrojenden oluşmuş olur ve bu durumda Yıldız oluşumunu imkânsız kılar.
Kozmolojik gravitino problemi için mümkün olan bir çözüm ayrılmış süper simetri modelidir. Bu modelde gravitino TeV skalasından daha yüksektir fakat standart model parçacığındaki süper simetrik fermiyon eşleri bu skalada çoktan görülmüştür.
Diğer bir çözüm ise R-denkliği hafif oranda tahrip edilmiştir ve gravitino en hafif süper simetrik parçacıktır. Bu erken evrende, R-denkliği aracılığı ile neredeyse tüm süper simetri parçacıklarının standart model parçacıklarına bozulmasına neden olur.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
1.^T. Moroi, H. Murayama Cosmological constraints on the light stable gravitino 13 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . Phys.Lett.B303:289–294,1993
2.^ N. Okada, O. Seto A brane world cosmological solution to the gravitino problem Phys.Rev.D71:023517,2005
3.^A. de Gouvea, T. Moroi, H. Murayama Cosmology of Supersymmetric Models with Low-energy Gauge Mediation Phys.Rev.D56:1281–1299,1997
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
F Takayama and M Yamaguchi Phys Lett B 485 2000 Genel gorelilik ve Supersimetri teorilerinin birlestirilmesi ile super kutlecekimi olusmustur Gravitino G graviton denilen varsayilmis parcacigin super simetrideki kalibretik Fermiyonudur Bu parcacik Kara madde icin bir aday olarak onerilmistir Eger varsa 3 2 spinli bir fermiyondur ve bu nedenle uyar Gravitino alani geleneksel olarak psma seklinde yazilir ve m 0 1 2 3 indeksi ve a 1 2 spin indeksidir m 0 icin bir tanesi negatif kural modeline uyar cunku spinin her bir kutlesiz parcacigi 1 ya da 1 den fazladir Bu modeller fiziki degildir ve tutarli olmalari icin dpsma mea ea x uzay zamanda bir spin fonksiyonudur modelini iptal eden bir kalibre simetrisi var olmalidir Kalibretik simetri yerel bir super simetri cesididir ve super kutlecekimi teorisi ile sonuclanir Bu nedenle gravitino Fotonun Elektromanyetik etkilesimleri bagdastirmasi gibi super kutlecekimsel etkilesimleri bagdastiran bir fermiyondur ve Graviton buyuk ihtimalle kutlecekimine de aracilik etmektedir Super simetri super kutlecekimi teorisine parcalanacagi zaman super simetrinin kirildigi bir skala tarafindan karar verilen bir kutleye gereksinim duyar Bu kutle super simetri kirilmasinin cesitli modellerine gore buyuk degisiklikler gosterebilir Fakat eger super simetri Standart Model cozerse gravitino 1 TeV c 2 den daha agir olamaz Gravitino Kozmolojik ProblemiEger gravitino gercekten TeV mertebesinde bir kutleye sahipse bu Kozmolojinin standart modelinde bir probleme neden olur Bir secenek gravitonun sabit olmasi Eger gravitino en hafif super simetrik parcaciksa ve korunuyorsa ya da kismen korunuyorsa mumkun olacaktir Bu durumda gravitino Karanlik madde icin bir adaydir Boyle olunca da gravitonlar evrenin cok erken evrelerinde yaratilmis olacaktir Fakat gravitonlarin yogunlugu hesaplanabiliyorsa bu Karanlik maddenin yogunlugundan daha fazla oldugu anlamina gelir Diger secenek ise gravitinonun sabit olmamasi Bu nedenle yukarida bahsettigimiz graviton bozulacak ve gozlemlenmis kara maddenin yogunluguna bir katkida bulunmayacak Fakat bozulma sadece kutlecekim etkilesimlerinde olacagi icin omurleri cok uzun olabilir Mpl2 m mertebesinde dogal birimlerde Mpl2 Planck kutlesi ve m de gravitinonun kutlesidir Gravitino TeV mertebesinde 10 5s dir ve bu da Nukleosentez devrinden cok daha sonradir En azindan mumkun olan bir bozulma bir proton yuklu bir lepton veya bir mezon icermek zorundadir Bunlarin her biri carptiklari anda bir cekirdegi yok edebilecek enerjidedir Birisi bu derece enerjili parcaciklarin nukleosentez doneminde olusan butun cekirdeklerin bozuldugu donemde olusmus olabilecegini gosterebilir fakat bu gorulenle celiskiye duser Ancak bu gibi durumlarda evren yalnizca Hidrojenden olusmus olur ve bu durumda Yildiz olusumunu imkansiz kilar Kozmolojik gravitino problemi icin mumkun olan bir cozum ayrilmis super simetri modelidir Bu modelde gravitino TeV skalasindan daha yuksektir fakat standart model parcacigindaki super simetrik fermiyon esleri bu skalada coktan gorulmustur Diger bir cozum ise R denkligi hafif oranda tahrip edilmistir ve gravitino en hafif super simetrik parcaciktir Bu erken evrende R denkligi araciligi ile neredeyse tum super simetri parcaciklarinin standart model parcaciklarina bozulmasina neden olur Ayrica bakinizSupersimetriKaynakca1 T Moroi H Murayama Cosmological constraints on the light stable gravitino 13 Haziran 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde Phys Lett B303 289 294 1993 2 N Okada O Seto A brane world cosmological solution to the gravitino problem Phys Rev D71 023517 2005 3 A de Gouvea T Moroi H Murayama Cosmology of Supersymmetric Models with Low energy Gauge Mediation Phys Rev D56 1281 1299 1997 4 F Takayama and M Yamaguchi Phys Lett B 485 2000