A Matéria Escura no Universo e as Partículas

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1 A Matéria Escura no Universo e as Partículas P. S. Rodrigues da Silva Departamento de Física - UFPB 29 de Julho de UFCG

2 Conteúdo Introdução Evidência e características Candidatos à ME Modelo Padrão eletro-fraco Além do Modelo Padrão eletrofraco O modelo com neutrinos de mão-direita WIMP s no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Abundância Detecção direta

3 Conteúdo Introdução Evidência e características Candidatos à ME Modelo Padrão eletro-fraco Além do Modelo Padrão eletrofraco O modelo com neutrinos de mão-direita WIMP s no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Abundância Detecção direta

4 Conteúdo Introdução Evidência e características Candidatos à ME Modelo Padrão eletro-fraco Além do Modelo Padrão eletrofraco O modelo com neutrinos de mão-direita WIMP s no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Abundância Detecção direta

5 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Evidências da Matéria Escura Fritz Zwick e o aglomerado de Coma

6 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Velocidade e Massa

7 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Murayama - arxiv:

8 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Lentes Gravitacionais

9 Introdução Evidência e características da Matéria Escura

10 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Anel de Matéria Escura 2007

11 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Parâmetro de densidade de energia: Ω i ρ i ρ c = 8πG 3H 2 ρ i, (1) Distribuição de matéria no universo:

12 Introdução Evidência e características da Matéria Escura

13 Introdução Evidência e características da Matéria Escura Características Matéria não-bariônica Neutra Estável (τ anos) Fria (não-relativística na época da formação de estruturas, quando T 1 KeV) Abundância em acordo com < Ω ME h 2 < (WMAP)

14 Candidatos à Matéria Escura Modelo Padrão eletro-fraco Modelo Padrão SU c (3) SU L (2) U Y (1)

15 Candidatos à Matéria Escura Modelo Padrão eletro-fraco Candidato conhecido Neutrinos maciços Massa pequena (da ordem de 0.1 ev ou menor) e interagem apenas fracamente Estáveis Abundância Ω ν h 2 mν 94eV 10 3 (2) Relativísticos ao desacoplar Matéria Escura quente. Alguma partícula mais EXÓTICA é necessária!

16 Candidatos à Matéria Escura Além do Modelo Padrão eletrofraco Alguns candidatos exóticos e populares Axions Mecanismo de Peccei-Quinn para resolver problema de violação de CP forte ma ev (Nenhum sinal de sua existência ainda) WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) mχ 10 GeV - 1 TeV Wimpzillas mχzilla GeV GeV

17 Candidatos à Matéria Escura Além do Modelo Padrão eletrofraco Candidato preferido: WIMP Para partículas não-relativísticas: Ω χ h cm 3 s 1 < σv >, Reproduzem a abundância correta quando < σv > é da ordem da seção de choque eletrofraca! SUSY, Dimensões Extras, outras extensões do MP

18 Candidatos à Matéria Escura Além do Modelo Padrão eletrofraco WIMPs são detectáveis Veja Dan Hooper, arxiv:

19 Candidatos à Matéria Escura Além do Modelo Padrão eletrofraco

20 Candidatos à Matéria Escura O modelo 3-3-1RHν O Modelo 3-3-1RHν Leptons Um modelo de extensão da simetria de gauge do Modelo Padrão: SU c (3) SU L (3) U N (1) Os leptons de mão-esquerda e mão-direita são dados por, f al = ν al e al ν C al (1, 3, 1/3), e ar (1, 1, 1), (3) que se transforma sob SU c (3) SU L (3) U N (1) como indicado acima.

21 Os quarks com linha são os novos quarks com as cargas elétricas usuais. A Matéria Escura no Universo e as Partículas Candidatos à Matéria Escura O modelo 3-3-1RHν 3-3-1RHν Quarks d i Q il = u i (3, 3, 0), d i L u ir (3, 1, 2/3), d ir (3, 1, 1/3), d Q 3L = u 3 d 3 u 3 L (3, 3, 1/3), u 3R (3, 1, 2/3), d 3R (3, 1, 1/3), u 3R (3, 1, 2/3) (4) ir (3, 1, 1/3),

22 Candidatos à Matéria Escura O modelo 3-3-1RHν 3-3-1RHν Escalares Precisamos de 3 tripletos de escalares para gerar as massas dos fermions η 0 ρ + χ 0 η = η η 0, ρ = ρ 0 ρ +, χ = χ χ 0, (5) com η e χ ambos se transformando como (1, 3, 1/3) e ρ se transformando como (1, 3, 2/3).

23 Candidatos à Matéria Escura O modelo 3-3-1RHν 3-3-1RHν Interações de Yukawa Tomando o seguinte conjunto de simetrias discretas (χ, η, ρ, e ar, u ar, u 3R, d ar, d ir) (χ, η, ρ, e ar, u ar, u 3R, d ar, d ir), O setor de Yukawa do modelo é dado por, L Y = λ 1 ij Q il χ d jr + λ2 33 Q 3L χu 3R + λ3 ia Q il η d ar + λ 4 3a Q 3L ηu ar + λ 5 ia Q il ρ u ar + λ 6 3a Q 3L ρd ar + G ab fal ρe br + H.c, (6) Todos fermions carregados ganham massa. Neutrinos ganham massas por meio de operadores efetivos de dimensão 5 A. Dias, C. Pires, P. S. R. S., Phys. Lett. B628, 85 (2005).

24 Candidatos à Matéria Escura O modelo 3-3-1RHν 3-3-1RHν O potencial escalar O potencial mais geral pode ser escrito como, V(η, ρ, χ) = µ 2 χχ 2 + µ 2 ηη 2 + µ 2 ρρ 2 + λ 1 χ 4 + λ 2 η 4 + λ 3 ρ 4 + λ 4 (χ χ)(η η) + λ 5 (χ χ)(ρ ρ) + λ 6 (η η)(ρ ρ) + λ 7 (χ η)(η χ) + λ 8 (χ ρ)(ρ χ) + λ 9 (η ρ)(ρ η) + f 2 ǫ ijk η i ρ j χ k + H.c. (7)

25 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Estrutura do vácuo Supomos o seguinte padrão de quebra espontânea de simetria: 1 2 (v η + R η + ii η ) η = ρ = χ = 1 η 2 (v η + R η + ii η ) 1 ρ + 2 (v ρ + R ρ + ii ρ ) ρ (v χ + R χ + ii χ ) 1 χ 2 (v χ + R χ + ii χ ),,. (8)

26 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Estrutura do vácuo Supomos o seguinte padrão de quebra espontânea de simetria: 1 2 (v η + R η + ii η ) η = ρ = χ = 1 2 ( vη 1 η ) ր 0 +R η + ii η ρ + 2 (v ρ + R ρ + ii ρ ) ρ +, ( ) 1 vχ 2 ր 0 +R χ + ii χ χ 1 2 (v χ + R χ + ii χ ),. (9)

27 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes WIMPS Matriz de massa dos escalares M RχR η = 1 fvηvρ 4v + v ηλ 2 7 χ 4 fvρ 4 + vηv χλ fvρ 4 + vηv χλ 7 4 fvρv χ 4v η + v 2 χ λ 7 4. (10) A matriz de massa dos pseudo-escalares é semelhante. A diagonalização destas matrizes leva a dois bosons de Goldstone (massa nula), G R e G I e dois escalares degenerados, φ R e φ I cuja massa é dada por: m φr,i = 1 2 λ 7 (vη 2 + v χ 2 ) f( v ηv ρ v χ + v χv ρ ) (11) v η

28 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes WIMPS Os auto-vetores correspondentes são: ( 1 G R = G I = φ R = φ I = 1 + v 2 η v 2 χ v 2 η v 2 η v 2 χ v 2 η v 2 χ R χ + v η v χ R η ( v χ 2 ( vη ) I χ + v ) η v χ I η v χ R χ + R η ) ( v ) η v χ I χ + I η (12)

29 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Interações de Yukawa L Y = λ 1 ij Q il χ d jr + λ2 33 Q 3L χu 3R + λ3 ia Q il η d ar + λ 4 3a Q 3L ηu ar + λ 5 ia Q il ρ u ar + λ 6 3a Q 3L ρd ar + G ab fal ρe br + H.c, Observe que estas interações implicam que φ (bilepton escalar) se acopla apenas com quarks exóticos (bileptons pesados) φ é estável!!!

30 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes Espectro de massa Supondo acoplamentos naturais : λ 3 = λ 4 = λ 5 = λ 8 = λ 9 = λ 1, λ 6 = λ 7 = λ 2. (13) Temos apenas 2 parâmetros para variar Fixamos v η = v ρ = 175 GeV e variamos 1 TeV< v χ < 4 TeV

31 WIMPS no 3-3-1RHν Escalares fracamente interagentes M I3 0 GeV a Λ 2 M GeV b h 3 h Λ 1 M GeV c U 0,V Φ Λ 2 M H GeV d Λ Λ Λ 2

32 WIMPS no 3-3-1RHν Abundância Cálculo da Abundância Basicamente, temos de resolver a equação de Boltzmann: dn φ dt + 3Hn φ = σv [n 2 φ (neq φ )2 ] (14) Uma solução aproximada para a abundância da matéria escura fria hoje pode ser escrita como: Ω φ h M Pl x F g (a + 3b x F ), (15) onde x F M φ /T d com x F 20. Temos de saber σ no momento do freeze-out, que deve ser aproximadamente σ weak

33 WIMPS no 3-3-1RHν Abundância φ W,Z V +,U 0 φ W,Z H φ W +,Z φ W +,Z φ H φ H φ H H φ φ H φ H φ H φ d,s,t φ t D,S,T H φ d, s, t φ t

34 WIMPS no 3-3-1RHν Abundância C. Pires and P.S.R.S. - JCAP 2007 h Λ 2

35 WIMPS no 3-3-1RHν Detecção direta Detecção direta φ φ φ d,s,t φ φ H D,S,T D,S,T q q d,s,t φ d,s,t d,s,t

36 WIMPS no 3-3-1RHν Detecção direta C. Pires and P.S.R.S. - JCAP Cross-section [pb] (normalised to nucleon) WIMP Mass [GeV/c 2 ] DATA listed top to bottom on plot CDMS (Soudan) Ge (7 kev threshold) XENON (Net 136 kg-d) x x x x SuperCDMS (Projected) Phase A XENON1T (Projected) * * * * * SuperCDMS (Projected) Phase B SuperCDMS (Projected) Phase C

37 Conclusões Comentários Finais O modelo 3-3-1RHν possui candidatos fortes a ME (WIMP); Necessário saber mais sobre os parâmetros do modelo para calcular abundância exata e detecção em cada caso; Coaniquilação; Detecção indireta; LHC; Trabalho em andamento Financiado por CNPq

38 Conclusões OBRIGADO