뉴트랄리노

3. 뉴트랄리노의 특징

각 뉴트랄리노의 정확한 특성은 혼합의 세부 사항(예: 힉시노와 유사한지 게이지노와 유사한지)에 따라 달라지지만, 약한 스케일(100 GeV ~ 1 TeV)에서 질량을 가지며 약한 상호작용의 특징적인 강도로 다른 입자와 결합하는 경향이 있다. 이러한 방식으로 질량을 제외하고는 중성미자와 현상학적으로 유사하므로 가속기의 입자 검출기에서는 직접 관찰할 수 없다.

R-패리티가 보존되고 네 개의 뉴트랄리노 중 가장 가벼운 것이 LSP인 모델에서, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적이며 결국 다른 모든 초파트너의 붕괴 사슬에서 생성된다. 이러한 경우 가속기에서의 초대칭 과정은 가시적인 초기 및 최종 상태 입자 간의 에너지 및 운동량의 큰 불일치에 대한 기대로 특징지어지며, 이 에너지는 검출기를 알아차리지 못한 채 떠나는 뉴트랄리노에 의해 전달된다.^[3] 이는 초대칭성을 표준 모형 배경과 구별하는 중요한 특징이다.

초대칭 이론은 모든 페르미온에는 보손의 초대칭 파트너가, 그리고 모든 보손에는 페르미온의 초대칭 파트너가 존재해야 한다고 주장한다. 전하를 띠지 않는 보손에 대한 초대칭 파트너인 지노 (Z 보손의 파트너), 포티노 (광자의 파트너), 중성 힉시노 (중성 힉스 보손의 파트너)는 동일한 양자수를 가지므로 혼합 상태를 형성하며, 이것이 뉴트랄리노라고 불리는 페르미온이다. 한편, 전하를 띠는 보손의 파트너는 차지노라고 불리는 페르미온을 생성한다.

뉴트랄리노는 약한 상호작용과 중력 상호작용에만 관여하므로, 존재하더라도 관측이 어렵다. 또한, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적인 입자로 여겨진다.

만약 초대칭 이론이 실제로 성립한다면, 표준 모형에 있는 각 기본 입자에 해당하는 초대칭 파트너 입자가 존재하여 입자의 종류가 두 배가 되어야 하지만, 현재까지 실험에서 초대칭 입자는 하나도 발견되지 않았다.

검토 중인 WIMP에서 가장 가벼운 전하를 띠지 않는 초대칭 입자인 뉴트랄리노가 차가운 암흑 물질의 가장 유력한 후보로 여겨지고 있다.

뉴트랄리노의 상세한 성질은 그것을 구성하는 성분(지노, 포티노, 중성 힉시노)의 혼합 비율에 따라 달라진다.

==== 붕괴 과정 ====

각 뉴트랄리노의 정확한 특성은 혼합의 세부 사항에 따라 달라지지만, 약한 스케일(100 GeV ~ 1 TeV)에서 질량을 가지며 약한 상호작용의 특징적인 강도로 다른 입자와 결합하는 경향이 있다. 질량을 제외하고는 중성미자와 현상학적으로 유사하므로 가속기의 입자 검출기에서는 직접 관찰할 수 없다.

R-패리티가 보존되고 네 개의 뉴트랄리노 중 가장 가벼운 것이 LSP인 모델에서, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적이며 결국 다른 모든 초파트너의 붕괴 사슬에서 생성된다. 이러한 경우 가속기에서의 초대칭 과정은 가시적인 초기 및 최종 상태 입자 간의 에너지 및 운동량의 큰 불일치에 대한 기대로 특징지어지며, 이 에너지는 검출기를 알아차리지 못한 채 떠나는 뉴트랄리노에 의해 전달된다.^[3] 이는 초대칭성을 표준 모형 배경과 구별하는 중요한 특징이다.

==== 실험적 검출 ====

라르스 베리스트룀(Lars Bergström) 외 3인의 연구팀이 우리 은하의 은하 중심에서 뉴트랄리노가 존재한다는 증거를 발견하는 데 성공했다.^[7]

만약 이 입자들이 존재한다면, 이들은 오직 W 보손과 Z 보손과만 상호작용할 것이므로, 강입자 충돌기에서 대량으로 직접 생성되지는 않을 것이다. 이들은 주로 붕괴 연쇄(여러 단계로 일어나는 붕괴)에서 입자로 나타날 것이며, 이는 보통 스쿼크나 글루이노와 같은 양자 색역학적인 초대칭 입자에서 기원한다.

R-패리티 보존 모형에서, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적이며 모든 초대칭 붕괴 연쇄는 이 입자로 붕괴되어 검출기를 통과하며, 그 존재는 검출기에서 불균형한 운동량을 찾는 것으로만 추론할 수 있다.

더 무거운 뉴트랄리노는 일반적으로 중성 Z 보손을 통해 더 가벼운 뉴트랄리노로, 또는 전하를 띤 W 보손을 통해 가벼운 차지노로 붕괴된다.^[1]

서로 다른 뉴트랄리노 간의 질량 차이는 어떤 붕괴 패턴이 허용되는지를 결정한다.

현재까지 뉴트랄리노는 실험에서 관찰되거나 검출된 적이 없다.

==== 가속기 실험 ====

만약 뉴트랄리노 입자들이 존재한다면, 이들은 오직 W 보손과 Z 보손과만 상호작용할 것이므로, 강입자 충돌기에서 대량으로 직접 생성되지는 않을 것이다. 이들은 주로 스쿼크나 글루이노와 같은 양자 색역학적인 초대칭 입자에서 기원하는 붕괴 연쇄(여러 단계로 일어나는 붕괴)에서 입자로 나타날 것이다.

R-패리티 보존 모형에서, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적이며 모든 초대칭 붕괴 연쇄는 이 입자로 붕괴되어 검출기를 통과하며, 그 존재는 검출기에서 불균형한 운동량을 찾는 것으로만 추론할 수 있다.

더 무거운 뉴트랄리노는 일반적으로 중성 Z 보손을 통해 더 가벼운 뉴트랄리노로, 또는 전하를 띤 W 보손을 통해 가벼운 차지노로 붕괴된다:^[1]

:뉴트랄리노 2 → 뉴트랄리노 1 + Z 보손0 → 사라진 에너지 + 렙톤+ + 렙톤-

:뉴트랄리노 2 → 차지노 1+- + W 보손-+ → 뉴트랄리노 1 + W 보손+- + W 보손-+ → 사라진 에너지 + 렙톤+ + ν_ℓ + 렙톤- + ν̅_ℓ

서로 다른 뉴트랄리노 간의 질량 차이는 어떤 붕괴 패턴이 허용되는지를 결정한다.

현재까지 뉴트랄리노는 실험에서 관찰되거나 검출된 적이 없다.

==== 암흑 물질 직접 탐색 실험 ====

많은 모형에서 가장 가벼운 초짝입자(LSP)가 뉴트랄리노 가운데 하나이다.

최소 초대칭 표준 모형과 같은, R반전성을 가진 모형에서는 LSP가 안정하다. 암흑 물질은 안정하고 또 전기적으로 중성이어야 하므로, 암흑 물질의 유력한 후보이다.

가장 가볍고 안정적인 입자인 가장 가벼운 뉴트랄리노는 우주의 차가운 암흑 물질을 형성하기에 매우 적합한 후보이다.^[4] 가장 가벼운 뉴트랄리노는 빅뱅의 뜨거운 초기 우주에서 열적으로 생성될 수 있으며, 관측된 암흑 물질을 설명하기에 적절한 잔존량을 남긴다. 대략 10~10000 GeV 정도의 가장 가벼운 뉴트랄리노는 주요한 약하게 상호작용하는 질량이 큰 입자(WIMP) 암흑 물질 후보이다.

뉴트랄리노 암흑 물질은 간접적으로 또는 직접적으로 자연에서 실험적으로 관측될 수 있다. 간접 관측의 경우, 감마선 및 중성미자 망원경은 은하 중심 또는 태양 중심과 같이 암흑 물질 밀도가 높은 지역에서 뉴트랄리노 소멸의 증거를 찾는다. 직접 관측의 경우, 극저온 암흑 물질 탐색(CDMS)과 같은 특수 목적 실험은 지상 검출기에서 WIMP의 드문 충돌을 감지하려고 시도한다. 이러한 실험들은 흥미로운 초대칭 매개변수 공간을 탐구하기 시작하여 뉴트랄리노 암흑 물질에 대한 일부 모형을 배제했으며, 더 높은 감도를 가진 업그레이드된 실험이 개발 중이다.

3. 1. 붕괴 과정

3. 2. 실험적 검출

서로 다른 뉴트랄리노 간의 질량 차이는 어떤 붕괴 패턴이 허용되는지를 결정한다.

현재까지 뉴트랄리노는 실험에서 관찰되거나 검출된 적이 없다.

3. 2. 1. 가속기 실험

3. 2. 2. 암흑 물질 직접 탐색 실험

4. 암흑 물질과의 관계

많은 모형에서 가장 가벼운 초짝입자(LSP)는 뉴트랄리노 가운데 하나이다. 최소 초대칭 표준 모형과 같이, R반전성을 가진 모형에서는 LSP가 안정하다. 암흑 물질은 안정하고 또 전기적으로 중성이어야 하므로, 암흑 물질의 유력한 후보이다.

가장 가볍고 안정적인 입자인 가장 가벼운 뉴트랄리노는 우주의 차가운 암흑 물질을 형성하기에 매우 적합한 후보이다.^[4][5] 많은 모형에서 가장 가벼운 뉴트랄리노는 빅뱅의 뜨거운 초기 우주에서 열적으로 생성될 수 있으며, 관측된 암흑 물질을 설명하기에 적절한 잔존량을 남긴다. 대략 10-10000 GeV 정도의 가장 가벼운 뉴트랄리노는 주요한 약하게 상호작용하는 질량이 큰 입자(WIMP) 암흑 물질 후보이다.

뉴트랄리노 암흑 물질은 간접적으로 또는 직접적으로 자연에서 실험적으로 관측될 수 있다. 간접 관측의 경우, 감마선 및 중성미자 망원경은 은하 중심 또는 태양 중심과 같이 암흑 물질 밀도가 높은 지역에서 뉴트랄리노 소멸의 증거를 찾는다.^[3] 직접 관측의 경우, 극저온 암흑 물질 탐색(CDMS)과 같은 특수 목적 실험은 지상 검출기에서 WIMP의 드문 충돌을 감지하려고 시도한다. 이러한 실험들은 흥미로운 초대칭 매개변수 공간을 탐구하기 시작하여 뉴트랄리노 암흑 물질에 대한 일부 모형을 배제했으며, 더 높은 감도를 가진 업그레이드된 실험이 개발 중이다.

==== 약하게 상호작용하는 무거운 입자 (WIMP) ====

많은 모형에서는 가장 가벼운 초짝입자(LSP)가 뉴트랄리노 가운데 하나이다. 최소 초대칭 표준 모형과 같은, R반전성을 가진 모형에서는 LSP가 안정하다. 암흑 물질은 안정하고 또 전기적으로 중성이어야 하므로, 암흑 물질의 유력한 후보이다. 각 뉴트랄리노의 정확한 특성은 혼합의 세부 사항에 따라 달라지지만, 약한 스케일(100 GeV ~ 1 TeV)에서 질량을 가지며 약한 상호작용의 특징적인 강도로 다른 입자와 결합하는 경향이 있다. 이러한 방식으로 질량을 제외하고는 중성미자와 현상학적으로 유사하므로 가속기의 입자 검출기에서는 직접 관찰할 수 없다.

R-패리티가 보존되고 네 개의 뉴트랄리노 중 가장 가벼운 것이 LSP인 모델에서, 가장 가벼운 뉴트랄리노는 안정적이며 결국 다른 모든 초파트너의 붕괴 사슬에서 생성된다. 이러한 경우 가속기에서의 초대칭 과정은 가시적인 초기 및 최종 상태 입자 간의 에너지 및 운동량의 큰 불일치에 대한 기대로 특징지어지며, 이 에너지는 검출기를 알아차리지 못한 채 떠나는 뉴트랄리노에 의해 전달된다.^[3] 이는 초대칭성을 표준 모형 배경과 구별하는 중요한 특징이다.

가장 가볍고 안정적인 입자인 가장 가벼운 뉴트랄리노는 우주의 차가운 암흑 물질을 형성하기에 매우 적합한 후보이다.^[4][5] 대략 10-10000 GeV 정도의 가장 가벼운 뉴트랄리노는 주요한 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP) 암흑 물질 후보이다.

뉴트랄리노 암흑 물질은 간접적으로 또는 직접적으로 자연에서 실험적으로 관측될 수 있다. 간접 관측의 경우, 감마선 및 중성미자 망원경은 은하 중심 또는 태양 중심과 같이 암흑 물질 밀도가 높은 지역에서 뉴트랄리노 소멸의 증거를 찾는다.^[3] 직접 관측의 경우, 극저온 암흑 물질 탐색(CDMS)과 같은 특수 목적 실험은 지상 검출기에서 WIMP의 드문 충돌을 감지하려고 시도한다. 이러한 실험들은 흥미로운 초대칭 매개변수 공간을 탐구하기 시작하여 뉴트랄리노 암흑 물질에 대한 일부 모형을 배제했으며, 더 높은 감도를 가진 업그레이드된 실험이 개발 중이다.

==== 간접 탐색 ====

라르스 베리스트룀(Lars Bergström) 외 3인의 연구팀이 우리 은하의 은하 중심에서 뉴트랄리노가 존재한다는 증거를 발견했다.^[7] 가장 가볍고 안정적인 입자인 가장 가벼운 뉴트랄리노는 우주의 차가운 암흑 물질을 형성하기에 매우 적합한 후보이다.^[4][5] 많은 모형에서 가장 가벼운 뉴트랄리노는 빅뱅의 뜨거운 초기 우주에서 열적으로 생성될 수 있으며, 관측된 암흑 물질을 설명하기에 적절한 잔존량을 남긴다. 대략 10-10000 GeV 정도의 가장 가벼운 뉴트랄리노는 주요한 약하게 상호작용하는 질량이 큰 입자(WIMP) 암흑 물질 후보이다.

뉴트랄리노 암흑 물질은 간접적으로 또는 직접적으로 자연에서 실험적으로 관측될 수 있다. 감마선 및 중성미자 망원경은 은하 중심 또는 태양 중심과 같이 암흑 물질 밀도가 높은 지역에서 뉴트랄리노 소멸의 증거를 찾는다.^[3] 극저온 암흑 물질 탐색(CDMS)과 같은 특수 목적 실험은 지상 검출기에서 WIMP의 드문 충돌을 감지하려고 시도한다. 이러한 실험들은 흥미로운 초대칭 매개변수 공간을 탐구하기 시작하여 뉴트랄리노 암흑 물질에 대한 일부 모형을 배제했으며, 더 높은 감도를 가진 업그레이드된 실험이 개발 중이다.

4. 1. 약하게 상호작용하는 무거운 입자 (WIMP)

4. 2. 간접 탐색

5. 한국의 연구 현황

5. 1. 한국의 암흑 물질 탐색 실험

5. 1. 1. KIMS 실험

참조

_[1] 간행물 Supersymmetry, Part II (Experiment) http://pdg.lbl.gov/2[...] 2010
_[2] 서적 Perspectives on Supersymmetry World Scientific 2010
_[3] 간행물 Dark Matter Candidates from Particle Physics and Methods of Detection 2010
_[4] 서적 Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches Cambridge University Press 2010
_[5] 간행물 Dark Matter http://pdg.lbl.gov/2[...] 2010
_[6] 저널 Review of Particle Physics http://pdg8.lbl.gov/[...]
_[7] 웹사이트 http://www.sciencedi[...]