1 Cząstki i kosmologia – aktualne kierunki badańKrzysztof Turzyński Katedra Teorii Cząstek i Oddziaływań Elementarnych, IFT fotografia dzięki uprzejmości J.Simińskiego

2 Model Standardowy (cz.e.)Model kosmologiczny a(t) (nie w skali) LHC Nowa Fizyka Model Standardowy (cz.e.) bezpośrednie obserwacje inflacja nukleosynteza rekombinacja „stary” Wielki Wybuch czas (nie w skali) ? 1” 105 y energia (nie w skali) 1011 eV 106 eV 1 eV równanie Friedmana + równowaga termodynamiczna do dowolnie wysokich energii realistyczna ewolucja Wszechświata

3  Pomiary WMAP materia = cząstki ciemna = neutralnenierelatywistyczna = ciężkie i „słabo” oddziałujące

4 Rekombinacja – pytania1. Dlaczego promieniowanie tła jest tak izotropowe? obszar połączony przyczynowo: 1 stopień 2. Jakie jest źródło małych niejednorodności? OK: jednorodność i izotropowość OK: ruch względny Drogi Mlecznej ??? prawy obrazek z Ned Wright’s Cosmology Tutorial

5 Rekombinacja – pytania3. Dlaczego we Wszechświecie nie ma żadnych „śmieci” z przeszłości? 4. Dlaczego Wszechświat jest tak płaski? Dziś: czynnik skali krzywizna dodatnia 1 krzywizna ujemna

6 Rekombinacja – pytania5. Dlaczego Wszechświat jest wypełniony materią? WMAP+BBN odpowiada kwarkom na antykwarków Zrujnowane! Ktoś dorysował niebieską kropkę! Teraz to śmieć, nie dzieło sztuki! 6. Z czego zbudowana jest materia niebarionowa? 7. Co składa się na pozostałą energię Wszechświata? za M.Pluemacherem

7 Rekombinacja – pytania Pytania, na które odpowiedzi udzielić może (i powinna) fizyka cząstek elementarnych  Próby odpowiedzi wskazują na konieczność rozszerzenia Modelu Standardowego cząstek elementarnych

8 wycieczka 1: CIEMNA MATERIAfotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

9 plansza dzięki uprzejmości M.Korzyńskiego

10 Ciemna materia (niebarionowa)   neutralna, „słabo” oddziałująca cząstka na podst. Kolb & Turner, 1990

11 Ciemna materia (niebarionowa) W modelach SUSY istnieją interesujące obszary parametrów, dla których ciemna materia jest OK (Olechowski & Pokorski, 1995; Borzumati, Olechowski & Pokorski, 1995; Gabutti, Olechowski, Cooper, Pokorski & Stodolsky, 1996; Ellis, Roszkowski & Lalak, Falkowski, Lebedev & Mambrini, 2005)  a może aksjony? Meissner  Letter of Intent, QED Test and Axion Search by means of Optical Techniques, CERN

12 wycieczka 2: ASYMETRIA BARIONOWAfotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

13 Masy neutrin Oddziaływanie fermionu z cząstką bezspinową zmienia skrętność fermionu. L R Jeżeli fermion oddziaływa ze stałą wartością (oczekiwaną) pola skalarnego, to nabiera masy – mechanizm Higgsa w Modelu Standardowym

14 Masy neutrin L R R= R L dwie możliwości cząstka DirakaR – nowy stan niewystępujący w Modelu Standardowym – neutrino sterylne (nieoddziałujące z W,Z0) tylko stany występujące w Modelu Standardowym – ale naruszona liczba leptonowa (i co z tego?) cząstka Diraka cząstka Majorany

15 Masy neutrin L R= R NR NL= NL mechanizm huśtawki m= (MEW)2 / MdużaMN = Mduża N: bardzo ciężkie, nie oddziałują z bozonami cechowania, tylko oddziaływania Yukawy  możliwe naruszenie CP

16 Leptogeneza generowanie wymywanie generowanie wymywaniePusty wszechświat po inflacji L  B efekty nieperturbacyjne przed złamaniem symetrii elektrosłabej

17 Leptogeneza Leptogeneza  asymetria barionowa Wszechświata OKnietrywialne ograniczenia na parametry w sektorze neutrin przewidywania dla innych procesów, np. e Chankowski & KT, KT, 2004, Raidal, Strumia, KT, 2005 Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004; Deppisch, Kalinowski, Päs, Redelbach & Rückl, 2004

18 wycieczka 3: GRANICE HISTORII WSZECHŚWIATA, CZYLI INFLACJAfotografia dzięki uprzejmości Ł.Tanajewskiego

19 Inflacja

20 Co to jest inflaton? Skąd się bierze potencjał inflacyjny?Inflacja Co to jest inflaton? Skąd się bierze potencjał inflacyjny?  moduły teorii supersymetrycznych?  pola materii (np. sneutrino)?  wzbudzenie Kaluzy-Kleina w teoriach z dodatkowymi wymiarami? Falkowski & Konikowska, nieopubl., Lalak, Ross & Sarkar, Chankowski, Ellis, Pokorski, Raidal & KT, 2004

21 Model Standardowy (cz.e.)Zamiast podsumowania a(t) (nie w skali) LHC Nowa Fizyka Model Standardowy (cz.e.) bezpośrednie obserwacje inflacja nukleosynteza rekombinacja „stary” Wielki Wybuch czas (nie w skali) ? 1” 105 y energia (nie w skali) 1011 eV 106 eV 1 eV równanie Friedmana + równowaga termodynamiczna do dowolnie wysokich energii realistyczna ewolucja Wszechświata

22 We are twelve billion light years from the edge, That's a guess, No-one can ever say it's true But I know that I will always be with you. fotografia dzięki uprzejmości J.Simińskiego