न्यूट्रलिनो: Difference between revisions

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[[सुपरसिमेट्री]] में, न्यूट्रलिनो<ref name=Martin2010/>{{rp|71–74}} एक काल्पनिक कण है। [[न्यूनतम सुपरसिमेट्रिक मानक मॉडल]] | मिनिमल सुपरसिमेट्रिक स्टैंडर्ड मॉडल (MSSM) में, कम ऊर्जा पर सुपरसिमेट्री की प्राप्ति का एक लोकप्रिय मॉडल, चार न्यूट्रलिनो हैं जो [[फर्मियन]] हैं और विद्युत रूप से तटस्थ हैं, जिनमें से सबसे हल्का आ[[ आर-समता ]] में स्थिर है। MSSM का संरक्षित परिदृश्य। उन्हें आमतौर पर लेबल किया जाता है {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 1}}}} (सबसे हल्का), {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 2}}}}, {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 3}}}} और {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 4}}}} (सबसे भारी) हालांकि कभी-कभी <math> \tilde{\chi}_1^0, \ldots, \tilde{\chi}_4^0</math> भी कब उपयोग किया जाता है <math> \tilde{\chi}_i^\pm</math> [[ chargino ]]स को संदर्भित करने के लिए प्रयोग किया जाता है।
[[सुपरसिमेट्री|अति-समरूपता]] में, न्यूट्रलिनो<ref name=Martin2010/>{{rp|71–74}} एक परिकल्पित कण है। [[न्यूनतम सुपरसिमेट्रिक मानक मॉडल|न्यूनतम अति-समरूपता मानक मॉडल]] (एमएसएसएम) में, कम ऊर्जा पर अति-समरूपता की प्राप्ति का एक लोकप्रिय मॉडल, चार न्यूट्रलिनो हैं जो [[फर्मियन]] हैं और विद्युत रूप से उदासीन  हैं, जिनमें से सबसे हल्का [[न्यूनतम सुपरसिमेट्रिक मानक मॉडल|न्यूनतम अति-समरूपता मानक मॉडल]] के R- समता संरक्षित परिदृश्य में स्थिर है। उन्हे सामान्य रूप से {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 1}}}} (सबसे हल्का), {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 2}}}}, {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 3}}}} और {{math|{{SubatomicParticle|Neutralino 4}}}} (सबसे भारी) के रूप में लेबल किया जाता है, हालांकि कभी-कभी <math> \tilde{\chi}_1^0, \ldots, \tilde{\chi}_4^0</math> का उपयोग तब भी किया जाता है जब <math> \tilde{\chi}_i^\pm</math> का उपयोग चार्जिनोस को संदर्भित करने के लिए किया जाता है।
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ये चार राज्य [[ गागिनो ]] और तटस्थ विनो ([[कण]]) (जो तटस्थ इलेक्ट्रोवीक गौगिनो हैं) और तटस्थ [[higgsinos]] के सम्मिश्रण हैं। जैसा कि न्यूट्रलिनो [[मेजराना फर्मियन]] हैं, उनमें से प्रत्येक अपने एंटीपार्टिकल के समान है।
ये चार अवस्था [[ गागिनो |बिनो]] और उदासीन  विनो ([[कण]]) (जो उदासीन विद्युत् दुर्बल गौगिनो हैं) और उदासीन  [[higgsinos|हिगसिनो]] के सम्मिश्रण हैं। जैसा कि न्यूट्रलिनो [[मेजराना फर्मियन]] हैं, उनमें से प्रत्येक अपने प्रतिकण के समान है।


== अपेक्षित व्यवहार ==
== अपेक्षित व्यवहार '''edit''' ==
यदि वे मौजूद हैं, तो ये कण केवल W और Z बोसोन के साथ परस्पर क्रिया करेंगे, इसलिए वे भारी संख्या में [[हैड्रान कोलाइडर]] में सीधे उत्पादित नहीं होंगे। वे मुख्य रूप से [[क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स]] सुपरसिमेट्रिक कणों जैसे [[स्क्वार्क]]्स या [[gluino]] से उत्पन्न होने वाले भारी कणों की [[क्षय श्रृंखला]] (कई चरणों में होने वाले क्षय) में कणों के रूप में दिखाई देंगे।
यदि वे सम्मिलित हैं, तो ये कण केवल W और Z बोसोन के साथ परस्पर क्रिया करेंगे, इसलिए वे भारी संख्या में [[हैड्रान कोलाइडर]] में सीधे उत्पादित नहीं होंगे। वे मुख्य रूप से [[क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स]] अति-समरूपता कणों जैसे [[स्क्वार्क]]्स या [[gluino]] से उत्पन्न होने वाले भारी कणों की [[क्षय श्रृंखला]] (कई चरणों में होने वाले क्षय) में कणों के रूप में दिखाई देंगे।


आर-समता संरक्षण मॉडल में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और सभी सुपरसिमेट्रिक कैस्केड-क्षय इस कण में क्षय हो जाते हैं जो डिटेक्टर को अनदेखा छोड़ देता है और इसके अस्तित्व को केवल एक डिटेक्टर में असंतुलित गति की तलाश करके अनुमान लगाया जा सकता है।
आर-समता संरक्षण मॉडल में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और सभी अति-समरूपता कैस्केड-क्षय इस कण में क्षय हो जाते हैं जो संसूचक को अनदेखा छोड़ देता है और इसके अस्तित्व को केवल एक संसूचक में असंतुलित गति की तलाश करके अनुमान लगाया जा सकता है।


भारी न्यूट्रलिनो आमतौर पर एक तटस्थ Z बोसोन के माध्यम से एक लाइटर न्यूट्रलिनो या चार्ज किए गए W बोसॉन के माध्यम से एक हल्के चार्जिनो में क्षय होता है:<ref>{{cite journal |others=Updated August 2009 by J.-F. Grivaz |author1=Nakamura, K. |display-authors=etal |collaboration=[[Particle Data Group]] |journal=Journal of Physics G |volume=37 |issue=7 |date=2010 |pages=1309–1319 |title=Supersymmetry, Part&nbsp;II (Experiment) |url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-susy-2-experiment.pdf}}</ref>
भारी न्यूट्रलिनो सामान्य रूप से एक उदासीन  Z बोसोन के माध्यम से एक लाइटर न्यूट्रलिनो या आवेशित किए गए W बोसॉन के माध्यम से एक हल्के चार्जिनो में क्षय होता है:<ref>{{cite journal |others=Updated August 2009 by J.-F. Grivaz |author1=Nakamura, K. |display-authors=etal |collaboration=[[Particle Data Group]] |journal=Journal of Physics G |volume=37 |issue=7 |date=2010 |pages=1309–1319 |title=Supersymmetry, Part&nbsp;II (Experiment) |url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-susy-2-experiment.pdf}}</ref>
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अलग-अलग न्यूट्रलिनो के बीच बड़े पैमाने पर बंटवारा तय करेगा कि क्षय के कौन से पैटर्न की अनुमति है।
अलग-अलग न्यूट्रलिनो के बीच बड़े पैमाने पर बंटवारा तय करेगा कि क्षय के कौन से पैटर्न की स्वीकृति है।


वर्तमान तक, न्यूट्रलिनो को कभी भी किसी प्रयोग में नहीं देखा गया है और न ही इसका पता लगाया गया है।
वर्तमान तक, न्यूट्रलिनो को कभी भी किसी प्रयोग में नहीं देखा गया है और न ही इसका पता लगाया गया है।


== सुपरसिमेट्रिक सिद्धांतों में उत्पत्ति ==
== अति-समरूपता सिद्धांतों में उत्पत्ति ==
सुपरसिमेट्री मॉडल में, क्वांटम संख्या [[स्पिन (भौतिकी)]] को छोड़कर, सभी [[मानक मॉडल]] कणों में समान क्वांटम संख्या वाले भागीदार कण होते हैं, जो अलग-अलग होते हैं {{frac|1|2}} अपने साथी कण से। चूंकि Z बोसोन (गौगिनो), फोटॉन ([[फोटोन]]ो) और [[हिग्स बॉसन]] ([[ higgsino ]]) के सुपर पार्टनर्स के पास समान क्वांटम संख्याएं हैं, वे न्यूट्रलिनो नामक मास ऑपरेटर के चार ईजेनस्टेट्स बनाने के लिए [[ जितना अध्यारोपण ]] कर सकते हैं। कई मॉडलों में चार न्यूट्रलिनों में से सबसे हल्का [[सबसे हल्का सुपरसिमेट्रिक कण]] (एलएसपी) निकला, हालांकि अन्य कण भी इस भूमिका को निभा सकते हैं।
अति-समरूपता मॉडल में, क्वांटम संख्या [[स्पिन (भौतिकी)]] को छोड़कर, सभी [[मानक मॉडल]] कणों में समान क्वांटम संख्या वाले भागीदार कण होते हैं, जो अलग-अलग होते हैं {{frac|1|2}} अपने साथी कण से। चूंकि Z बोसोन (गौगिनो), फोटॉन ([[फोटोन]]ो) और [[हिग्स बॉसन]] ([[ higgsino ]]) के सुपर पार्टनर्स के पास समान क्वांटम संख्याएं हैं, वे न्यूट्रलिनो नामक मास परिचालक के चार ईजेनस्टेट्स बनाने के लिए [[ जितना अध्यारोपण ]] कर सकते हैं। कई मॉडलों में चार न्यूट्रलिनों में से सबसे हल्का [[सबसे हल्का सुपरसिमेट्रिक कण|सबसे हल्का अति-समरूपता कण]] (एलएसपी) निकला, हालांकि अन्य कण भी इस भूमिका को निभा सकते हैं।


== घटना विज्ञान ==
== घटना विज्ञान ==
प्रत्येक न्यूट्रलिनो के सटीक गुण मिश्रण के विवरण पर निर्भर करेंगे{{refn|name=Martin2010|{{cite arXiv |last=Martin |first=Stephen P. |eprint=hep-ph/9709356v5 |title=A Supersymmetry Primer |date=2008}} Also published in Kane (2010).<ref>{{cite book |last=Martin |first=Stephen P. |chapter=Chapter 1: A Supersymmetry Primer |title=Perspectives on Supersymmetry |volume=II |date=2010 |editor-last=Kane |editor-first=Gordon L. |publisher=[[World Scientific]] |isbn=978-981-4307-48-2}}</ref>}}{{rp|71–74}} (उदाहरण के लिए चाहे वे अधिक हिग्सिनो-जैसे या गॉगिनो-जैसे हों), लेकिन वे कमजोर पैमाने (100 GeV ~ 1 TeV) पर द्रव्यमान रखते हैं और [[कमजोर परमाणु बल]] की विशेषता वाले अन्य कणों से जोड़े जाते हैं। इस तरह, द्रव्यमान को छोड़कर, वे घटनात्मक रूप से [[न्युट्रीनो]] के समान हैं, और इसलिए त्वरक पर कण डिटेक्टरों में प्रत्यक्ष रूप से देखने योग्य नहीं हैं।
प्रत्येक न्यूट्रलिनो के परिशुद्ध गुण मिश्रण के विवरण पर निर्भर करेंगे{{refn|name=Martin2010|{{cite arXiv |last=Martin |first=Stephen P. |eprint=hep-ph/9709356v5 |title=A Supersymmetry Primer |date=2008}} Also published in Kane (2010).<ref>{{cite book |last=Martin |first=Stephen P. |chapter=Chapter 1: A Supersymmetry Primer |title=Perspectives on Supersymmetry |volume=II |date=2010 |editor-last=Kane |editor-first=Gordon L. |publisher=[[World Scientific]] |isbn=978-981-4307-48-2}}</ref>}}{{rp|71–74}} (उदाहरण के लिए चाहे वे अधिक हिग्सिनो-जैसे या गॉगिनो-जैसे हों), लेकिन वे दुर्बल पैमाने (100 GeV ~ 1 TeV) पर द्रव्यमान रखते हैं और [[कमजोर परमाणु बल|दुर्बल परमाणु बल]] की विशेषता वाले अन्य कणों से जोड़े जाते हैं। इस तरह, द्रव्यमान को छोड़कर, वे घटनात्मक रूप से [[न्युट्रीनो]] के समान हैं, और इसलिए त्वरक पर कण डिटेक्टरों में प्रत्यक्ष रूप से देखने योग्य नहीं हैं।


उन मॉडलों में जिनमें आर-पैरिटी संरक्षित है और चार न्यूट्रलिनों में सबसे हल्का एलएसपी है, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और अंततः अन्य सभी सुपरपार्टनरों की क्षय श्रृंखला में निर्मित होता है।<ref name=Martin2010/>{{rp|83}} ऐसे मामलों में त्वरक पर सुपरसिमेट्रिक प्रक्रियाओं को दृश्यमान प्रारंभिक और अंतिम अवस्था कणों के बीच ऊर्जा और संवेग में एक बड़ी विसंगति की अपेक्षा की विशेषता होती है, इस ऊर्जा को एक न्यूट्रलिनो द्वारा ले जाया जाता है जो डिटेक्टर पर किसी का ध्यान नहीं जाता है।<ref name="Feng">{{cite journal |doi=10.1146/annurev-astro-082708-101659 |last=Feng |first=Jonathan L. |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=48 |date=2010 |pages=495–545 |arxiv=1003.0904 |title=पार्टिकल फिजिक्स और डिटेक्शन के तरीकों से डार्क मैटर कैंडिडेट्स|bibcode=2010ARA&A..48..495F|s2cid=11972078 }}</ref>{{refn|{{cite book |last1=Ellis |first1=John |authorlink1=John Ellis (physicist, born 1946) |last2=Olive |first2=Keith A. |arxiv=1001.3651  |title=Supersymmetric Dark Matter Candidates |url=https://archive.org/details/arxiv-1001.3651 |date=2010|bibcode=2010pdmo.book..142E }} Also published as Chapter&nbsp;8 in Bertone (2010)<ref name=Bertone2010/>}}
उन मॉडलों में जिनमें आर-पैरिटी संरक्षित है और चार न्यूट्रलिनों में सबसे हल्का एलएसपी है, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और अंततः अन्य सभी सुपरपार्टनरों की क्षय श्रृंखला में निर्मित होता है।<ref name=Martin2010/>{{rp|83}} ऐसे स्थितियों में त्वरक पर अति-समरूपता प्रक्रियाओं को दृश्यमान प्रारंभिक और अंतिम अवस्था कणों के बीच ऊर्जा और संवेग में एक बड़ी विसंगति की अपेक्षा की विशेषता होती है, इस ऊर्जा को एक न्यूट्रलिनो द्वारा ले जाया जाता है जो संसूचक पर किसी का ध्यान नहीं जाता है।<ref name="Feng">{{cite journal |doi=10.1146/annurev-astro-082708-101659 |last=Feng |first=Jonathan L. |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=48 |date=2010 |pages=495–545 |arxiv=1003.0904 |title=पार्टिकल फिजिक्स और डिटेक्शन के तरीकों से डार्क मैटर कैंडिडेट्स|bibcode=2010ARA&A..48..495F|s2cid=11972078 }}</ref>{{refn|{{cite book |last1=Ellis |first1=John |authorlink1=John Ellis (physicist, born 1946) |last2=Olive |first2=Keith A. |arxiv=1001.3651  |title=Supersymmetric Dark Matter Candidates |url=https://archive.org/details/arxiv-1001.3651 |date=2010|bibcode=2010pdmo.book..142E }} Also published as Chapter&nbsp;8 in Bertone (2010)<ref name=Bertone2010/>}}
मानक मॉडल पृष्ठभूमि से सुपरसिमेट्री में अंतर करने के लिए यह एक महत्वपूर्ण हस्ताक्षर है।
मानक मॉडल पृष्ठभूमि से अति-समरूपता में अंतर करने के लिए यह एक महत्वपूर्ण हस्ताक्षर है।


[[ठंडा काला पदार्थ]] से संबंध =
[[ठंडा काला पदार्थ]] से संबंध =
एक भारी, स्थिर कण के रूप में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो ब्रह्मांड के ठंडे काले पदार्थ को बनाने के लिए एक उत्कृष्ट उम्मीदवार है।<ref name=Martin2010/>{{rp|page=99}}<ref name=Bertone2010>{{cite book |editor-last=Bertone |editor-first=Gianfranco |title=Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches |publisher=[[Cambridge University Press]] |date=2010 |isbn=978-0-521-76368-4|title-link=Particle Dark Matter }}</ref>{{rp|page=8}}<ref>{{cite journal |others=Revised September 2009 by M. Drees & G. Gerbier |author=Nakamura, K. |display-authors=etal |collaboration=[[Particle Data Group]] |journal=Journal of Physics G |volume=37 |issue=7A |date=2010 |pages=255–260 |title=गहरे द्रव्य|url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-dark-matter.pdf}}</ref> कई मॉडलों में{{which|date=May 2015}} सबसे हल्के न्यूट्रलिनो को [[महा विस्फोट]] में ऊष्मीय रूप से उत्पादित किया जा सकता है और देखे गए [[ गहरे द्रव्य ]] के लिए लगभग सही अवशेष प्रचुरता को छोड़ सकते हैं। मोटे तौर पर सबसे हल्का न्यूट्रिनो {{val|10|-|10000|u=[[electronvolt|GeV]]}} प्रमुख कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाला विशाल कण (कमजोर रूप से बड़े पैमाने पर कणों का परस्पर क्रिया करने वाला) डार्क मैटर उम्मीदवार है।<ref name=Martin2010/>{{rp|page=124}}
एक भारी, स्थिर कण के रूप में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो ब्रह्मांड के ठंडे काले पदार्थ को बनाने के लिए एक उत्कृष्ट सहायक है।<ref name=Martin2010/>{{rp|page=99}}<ref name=Bertone2010>{{cite book |editor-last=Bertone |editor-first=Gianfranco |title=Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches |publisher=[[Cambridge University Press]] |date=2010 |isbn=978-0-521-76368-4|title-link=Particle Dark Matter }}</ref>{{rp|page=8}}<ref>{{cite journal |others=Revised September 2009 by M. Drees & G. Gerbier |author=Nakamura, K. |display-authors=etal |collaboration=[[Particle Data Group]] |journal=Journal of Physics G |volume=37 |issue=7A |date=2010 |pages=255–260 |title=गहरे द्रव्य|url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-dark-matter.pdf}}</ref> कई मॉडलों में{{which|date=May 2015}} सबसे हल्के न्यूट्रलिनो को [[महा विस्फोट]] में ऊष्मीय रूप से उत्पादित किया जा सकता है और देखे गए [[ गहरे द्रव्य ]] के लिए लगभग सही अवशेष प्रचुरता को छोड़ सकते हैं। सामान्य रूप से सबसे हल्का न्यूट्रिनो {{val|10|-|10000|u=[[electronvolt|GeV]]}} प्रमुख दुर्बल रूप से परस्पर क्रिया करने वाला विशाल कण (दुर्बल रूप से बड़े पैमाने पर कणों का परस्पर क्रिया करने वाला) डार्क मैटर सहायक है।<ref name=Martin2010/>{{rp|page=124}}


न्यूट्रलिनो डार्क मैटर को अप्रत्यक्ष या प्रत्यक्ष रूप से प्रकृति में प्रयोगात्मक रूप से देखा जा सकता है। अप्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, गामा किरण और न्यूट्रिनो टेलीस्कोप गैलेक्टिक या सौर केंद्र जैसे उच्च डार्क मैटर घनत्व वाले क्षेत्रों में न्यूट्रलिनो विलोपन के साक्ष्य की तलाश करते हैं।<ref name="Feng"/>प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, [[क्रायोजेनिक डार्क मैटर सर्च]] (सीडीएमएस) जैसे विशेष प्रयोजन प्रयोग स्थलीय डिटेक्टरों में डब्ल्यूआईएमपी के दुर्लभ प्रभावों का पता लगाने की कोशिश करते हैं। इन प्रयोगों ने न्यूट्रलिनो डार्क मैटर के लिए कुछ मॉडलों को छोड़कर, दिलचस्प सुपरसिमेट्रिक पैरामीटर स्पेस की जांच शुरू कर दी है, और अधिक संवेदनशीलता वाले उन्नत प्रयोग विकास के अधीन हैं।
न्यूट्रलिनो डार्क मैटर को अप्रत्यक्ष या प्रत्यक्ष रूप से प्रकृति में प्रयोगात्मक रूप से देखा जा सकता है। अप्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, गामा किरण और न्यूट्रिनो टेलीस्कोप गैलेक्टिक या सौर केंद्र जैसे उच्च डार्क मैटर घनत्व वाले क्षेत्रों में न्यूट्रलिनो विलोपन के साक्ष्य की तलाश करते हैं।<ref name="Feng"/>प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, [[क्रायोजेनिक डार्क मैटर सर्च]] (सीडीएमएस) जैसे विशेष प्रयोजन प्रयोग स्थलीय डिटेक्टरों में डब्ल्यूआईएमपी के दुर्लभ प्रभावों का पता लगाने की कोशिश करते हैं। इन प्रयोगों ने न्यूट्रलिनो डार्क मैटर के लिए कुछ मॉडलों को छोड़कर, दिलचस्प अति-समरूपता पैरामीटर स्पेस की जांच शुरू कर दी है, और अधिक संवेदनशीलता वाले उन्नत प्रयोग विकास के अधीन हैं।


== यह भी देखें ==
== यह भी देखें ==

Revision as of 22:11, 14 April 2023

न्यूट्रिनो से भ्रमित न हों।

Neutralino
स्थितिHypothetical
प्रतीक
N͂0
1,
N͂0
2,
N͂0
3,
N͂0
4
एंटीपार्टिकलself (truly neutral particle)
प्रकार4
द्रव्यमान> 300 GeV
इलेक्ट्रिक   चार्ज0
स्पिन1/2
लेप्टन   संख्या0
Baryon   संख्या0
r   समता−1

अति-समरूपता में, न्यूट्रलिनो[1]: 71–74  एक परिकल्पित कण है। न्यूनतम अति-समरूपता मानक मॉडल (एमएसएसएम) में, कम ऊर्जा पर अति-समरूपता की प्राप्ति का एक लोकप्रिय मॉडल, चार न्यूट्रलिनो हैं जो फर्मियन हैं और विद्युत रूप से उदासीन हैं, जिनमें से सबसे हल्का न्यूनतम अति-समरूपता मानक मॉडल के R- समता संरक्षित परिदृश्य में स्थिर है। उन्हे सामान्य रूप से
N͂0
1 (सबसे हल्का),
N͂0
2,
N͂0
3 और
N͂0
4 (सबसे भारी) के रूप में लेबल किया जाता है, हालांकि कभी-कभी का उपयोग तब भी किया जाता है जब का उपयोग चार्जिनोस को संदर्भित करने के लिए किया जाता है।

(इस लेख में,
C͂±
1 का उपयोग चार्जिनो #1, आदि के लिए किया गया है।)

ये चार अवस्था बिनो और उदासीन विनो (कण) (जो उदासीन विद्युत् दुर्बल गौगिनो हैं) और उदासीन हिगसिनो के सम्मिश्रण हैं। जैसा कि न्यूट्रलिनो मेजराना फर्मियन हैं, उनमें से प्रत्येक अपने प्रतिकण के समान है।

अपेक्षित व्यवहार edit

यदि वे सम्मिलित हैं, तो ये कण केवल W और Z बोसोन के साथ परस्पर क्रिया करेंगे, इसलिए वे भारी संख्या में हैड्रान कोलाइडर में सीधे उत्पादित नहीं होंगे। वे मुख्य रूप से क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स अति-समरूपता कणों जैसे स्क्वार्क्स या gluino से उत्पन्न होने वाले भारी कणों की क्षय श्रृंखला (कई चरणों में होने वाले क्षय) में कणों के रूप में दिखाई देंगे।

आर-समता संरक्षण मॉडल में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और सभी अति-समरूपता कैस्केड-क्षय इस कण में क्षय हो जाते हैं जो संसूचक को अनदेखा छोड़ देता है और इसके अस्तित्व को केवल एक संसूचक में असंतुलित गति की तलाश करके अनुमान लगाया जा सकता है।

भारी न्यूट्रलिनो सामान्य रूप से एक उदासीन Z बोसोन के माध्यम से एक लाइटर न्यूट्रलिनो या आवेशित किए गए W बोसॉन के माध्यम से एक हल्के चार्जिनो में क्षय होता है:[2]


N͂0
2 		  →  
N͂0
1 		+
Z0
 		  →   Missing energy +
ℓ+
 		+
ℓ−

N͂0
2 		  →  
C͂±
1 		+
W∓
 		  →  
N͂0
1 		+
W±
 		+
W∓
 		  →   Missing energy +
ℓ+
 + νℓ 		+
ℓ−
 + νℓ

अलग-अलग न्यूट्रलिनो के बीच बड़े पैमाने पर बंटवारा तय करेगा कि क्षय के कौन से पैटर्न की स्वीकृति है।

वर्तमान तक, न्यूट्रलिनो को कभी भी किसी प्रयोग में नहीं देखा गया है और न ही इसका पता लगाया गया है।

अति-समरूपता सिद्धांतों में उत्पत्ति

अति-समरूपता मॉडल में, क्वांटम संख्या स्पिन (भौतिकी) को छोड़कर, सभी मानक मॉडल कणों में समान क्वांटम संख्या वाले भागीदार कण होते हैं, जो अलग-अलग होते हैं 1⁄2 अपने साथी कण से। चूंकि Z बोसोन (गौगिनो), फोटॉन (फोटोनो) और हिग्स बॉसन (higgsino ) के सुपर पार्टनर्स के पास समान क्वांटम संख्याएं हैं, वे न्यूट्रलिनो नामक मास परिचालक के चार ईजेनस्टेट्स बनाने के लिए जितना अध्यारोपण कर सकते हैं। कई मॉडलों में चार न्यूट्रलिनों में से सबसे हल्का सबसे हल्का अति-समरूपता कण (एलएसपी) निकला, हालांकि अन्य कण भी इस भूमिका को निभा सकते हैं।

घटना विज्ञान

प्रत्येक न्यूट्रलिनो के परिशुद्ध गुण मिश्रण के विवरण पर निर्भर करेंगे[1]: 71–74  (उदाहरण के लिए चाहे वे अधिक हिग्सिनो-जैसे या गॉगिनो-जैसे हों), लेकिन वे दुर्बल पैमाने (100 GeV ~ 1 TeV) पर द्रव्यमान रखते हैं और दुर्बल परमाणु बल की विशेषता वाले अन्य कणों से जोड़े जाते हैं। इस तरह, द्रव्यमान को छोड़कर, वे घटनात्मक रूप से न्युट्रीनो के समान हैं, और इसलिए त्वरक पर कण डिटेक्टरों में प्रत्यक्ष रूप से देखने योग्य नहीं हैं।

उन मॉडलों में जिनमें आर-पैरिटी संरक्षित है और चार न्यूट्रलिनों में सबसे हल्का एलएसपी है, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो स्थिर है और अंततः अन्य सभी सुपरपार्टनरों की क्षय श्रृंखला में निर्मित होता है।[1]: 83  ऐसे स्थितियों में त्वरक पर अति-समरूपता प्रक्रियाओं को दृश्यमान प्रारंभिक और अंतिम अवस्था कणों के बीच ऊर्जा और संवेग में एक बड़ी विसंगति की अपेक्षा की विशेषता होती है, इस ऊर्जा को एक न्यूट्रलिनो द्वारा ले जाया जाता है जो संसूचक पर किसी का ध्यान नहीं जाता है।[4][6] मानक मॉडल पृष्ठभूमि से अति-समरूपता में अंतर करने के लिए यह एक महत्वपूर्ण हस्ताक्षर है।

ठंडा काला पदार्थ से संबंध = एक भारी, स्थिर कण के रूप में, सबसे हल्का न्यूट्रलिनो ब्रह्मांड के ठंडे काले पदार्थ को बनाने के लिए एक उत्कृष्ट सहायक है।[1]: 99 [5]: 8 [7] कई मॉडलों में[which?] सबसे हल्के न्यूट्रलिनो को महा विस्फोट में ऊष्मीय रूप से उत्पादित किया जा सकता है और देखे गए गहरे द्रव्य के लिए लगभग सही अवशेष प्रचुरता को छोड़ सकते हैं। सामान्य रूप से सबसे हल्का न्यूट्रिनो 10–10000 GeV प्रमुख दुर्बल रूप से परस्पर क्रिया करने वाला विशाल कण (दुर्बल रूप से बड़े पैमाने पर कणों का परस्पर क्रिया करने वाला) डार्क मैटर सहायक है।[1]: 124 

न्यूट्रलिनो डार्क मैटर को अप्रत्यक्ष या प्रत्यक्ष रूप से प्रकृति में प्रयोगात्मक रूप से देखा जा सकता है। अप्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, गामा किरण और न्यूट्रिनो टेलीस्कोप गैलेक्टिक या सौर केंद्र जैसे उच्च डार्क मैटर घनत्व वाले क्षेत्रों में न्यूट्रलिनो विलोपन के साक्ष्य की तलाश करते हैं।[4]प्रत्यक्ष अवलोकन के लिए, क्रायोजेनिक डार्क मैटर सर्च (सीडीएमएस) जैसे विशेष प्रयोजन प्रयोग स्थलीय डिटेक्टरों में डब्ल्यूआईएमपी के दुर्लभ प्रभावों का पता लगाने की कोशिश करते हैं। इन प्रयोगों ने न्यूट्रलिनो डार्क मैटर के लिए कुछ मॉडलों को छोड़कर, दिलचस्प अति-समरूपता पैरामीटर स्पेस की जांच शुरू कर दी है, और अधिक संवेदनशीलता वाले उन्नत प्रयोग विकास के अधीन हैं।

यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Martin, Stephen P. (2008). "A Supersymmetry Primer". arXiv:hep-ph/9709356v5. Also published in Kane (2010).[3]
  2. ↑ Nakamura, K.; et al. (Particle Data Group) (2010). Updated August 2009 by J.-F. Grivaz. "Supersymmetry, Part II (Experiment)" (PDF). Journal of Physics G. 37 (7): 1309–1319.
  3. ↑ Martin, Stephen P. (2010). "Chapter 1: A Supersymmetry Primer". In Kane, Gordon L. (ed.). Perspectives on Supersymmetry. Vol. II. World Scientific. ISBN 978-981-4307-48-2.
  4. ↑ 4.0 4.1 Feng, Jonathan L. (2010). "पार्टिकल फिजिक्स और डिटेक्शन के तरीकों से डार्क मैटर कैंडिडेट्स". 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.
  5. ↑ 5.0 5.1 Bertone, Gianfranco, ed. (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76368-4.
  6. ↑ Ellis, John; Olive, Keith A. (2010). Supersymmetric Dark Matter Candidates. arXiv:1001.3651. Bibcode:2010pdmo.book..142E. Also published as Chapter 8 in Bertone (2010)[5]
  7. ↑ Nakamura, K.; et al. (Particle Data Group) (2010). Revised September 2009 by M. Drees & G. Gerbier. "गहरे द्रव्य" (PDF). Journal of Physics G. 37 (7A): 255–260.
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