查看“︁超中性子”︁的源代码

{{NoteTA|G1=物理学}}
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'''超中性子'''（{{lang-en|Neutralino}}），又譯'''中性微子'''，是一種由[[超對稱]]所預測的假想粒子<ref name="Definition">{{harvnb|Martin|2008|pp=71–74}}</ref>。超中性子是[[費米子]]，且電荷為零，共有四種，最輕的超中性子一般是穩定的。它們的典型標記為<math>\tilde{N}^0_1</math>（最輕的）、<math>\tilde{N}^0_2</math>、<math>\tilde{N}^0_3</math>及<math>\tilde{N}^0_4</math>（最重的），但當[[超規範子]]的標記為<math> \tilde{\chi}_i^\pm</math>時，就會改用<math> \tilde{\chi}_1^0, \ldots, \tilde{\chi}_4^0</math>。這四個態是[[超規範子|超B子]]、中性[[超規範子|超W子]]（即中性的電弱超規範子）與中性[[超希格斯粒子]]的混合態。由於超中性子為[[馬約拉納費米子]]，所以它們與其對應的[[反粒子]]完全相同。因為這些粒子只會與向量玻色子產生[[弱相互作用]]，所以[[強子對撞機]]不能大量生產超中性子。它們主要出現在重粒子的衰變瀑布（即擁有多個步驟的衰變過程）中，一般由[[量子色動力學|含色]]的超對稱粒子所產生，例如[[超夸克]]及[[超膠子]]。

在[[R宇稱]]守恆的模型中，最輕的超中性子是穩定的，而且所有超對稱粒子瀑布衰變最後都只會剩下這種粒子，最後它們就會在未被偵測的情況下離開了偵測器，因此它們的存在只能由偵測器的不平衡動量中得知。

較重的超中性子一般會衰變成一個中性的[[Z玻色子]]，及一個較輕的超中性子；或衰變成一個帶電荷的[[W玻色子]]及一個輕的超範子<ref>{{cite journal
 |author=J.-F. Grivaz and the Particle Data Group
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 |issue=7
 |year=2010
 |pages=1309–1319
 |title=Supersymmetry, Part II (Experiment)
 |url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-susy-2-experiment.pdf
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各種超中性子的質譜分裂會決定甚麼衰變模式是可行的。

==超對稱理論中的起源==
在超對稱模型中，所有[[標準模型]]粒子都有對應的伴侶粒子，它們之間各[[量子數]]相同，但只有[[自旋]]不一樣，與伴侶粒子相差1/2。由於Z玻色子（超Z子）、光子（超光子）及中性希格斯（超希格斯粒子）的超對稱伴侶，與原粒子的量子數相同，因此它們能[[態疊加原理|混合]]，並為質量算符產生四種[[本徵態]]，也就是“超中性子”。四種超中性子中最輕的一種，在許多模型中成為了[[最輕超對稱粒子]]（LSP），儘管這個角色有可能會屬於其他粒子。

==粒子現象學==
各種超中性子的確切屬性取決於其混合的細節<ref name="Definition"/>（例如它們比較像超希格斯粒子，還是比較像超規範子），但是它們的質量一般都在弱相互作用尺度之內（即100 GeV - 1 TeV），並且會以[[弱相互作用]]與其他粒子耦合，而其耦合強度取決於粒子特性。在這方面它們的現象學跟[[中微子]]挺像的，所以它們在對撞機的偵測器上是測不到的。

在R宇稱守恆的模型中，四種超中性子中最輕的一種就是LSP。最輕的超中性子是穩定的，並成為其他所有超對稱粒子衰變後的最終產物<ref>{{harvnb|Martin|2008|p=83}}</ref>。在加速器中的這種超對稱過程中，其可見的初態及終態粒子，會有很大的能量差與動量差，而這就是超對稱過程的特性，因為能量和動量都偵測器看不見的超中性子帶走了<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
  | year = 2010
  | pages = 495–545
  | chapter = III.E
  | arxiv= 1003.0904
  | title = Dark Matter Candidates from Particle Physics and Methods of Detection|bibcode = 2010ARA&A..48..495F }}</ref><ref>{{cite arXiv
  | last1= Ellis
  | first1= John
  | last2= Olive
  | first2= Keith A.
  | eprint=1001.3651
  | class=astro-ph
  | title=Supersymmetric Dark Matter Candidates
  | year=2010}} Also published as Chapter 8 in {{harvnb|Bertone|2010}}</ref>。這就是從標準模型背景中分辨出超對稱時的重要指標。

==與暗物質的關係==
[[冷暗物質]]是宇宙構成中未知的一部份，而作為一既重且穩定的粒子，最輕的超中性子是極佳的冷暗物質候選粒子<ref>{{cite journal
 |author=M. Drees, G. Gerbier, and the Particle Data Group
 |journal=Journal of Physics G
 |volume=37
 |issue=7A
 |year=2010
 |pages=255–260
 |title=Dark Matter
 |url=http://pdg.lbl.gov/2010/reviews/rpp2010-rev-dark-matter.pdf
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 }}</ref><ref>{{harvnb|Martin|2008|p=99}}</ref><ref>{{harvnb|Bertone|2010|p=8}}</ref>。在不少模型中，最輕的超中性子可在[[大爆炸|早期的熱宇宙]]中由熱能所生成，並且會留下大概正確的殘留[[豐度]]，這樣就可以解釋到觀測出的[[暗物質]]是甚麼。質量為10–10000 [[電子伏|GeV]]的最輕超中性子，是[[大質量弱相互作用粒子]]（WIMP）的首席候選。

在自然中，可以通過實驗間接或直接地觀測到超中性子暗物質。前者的話，[[伽瑪射線]]及中微子望遠鏡在暗物質密度高的區域，例如星系或太陽中心，尋找超中性子[[湮滅]]的證據<ref name="Feng"/>。後者的話，有特定目的的實驗，如[[CDMS 低溫暗物質搜尋計畫]]，這個實驗想要探測到WIMP對於外太空偵測器的稀有影響。這些實驗已經開始探測有趣的超對稱[[參數空間]]，及排除一些超中性子暗物質的模型，還有正在研發的實驗升級，希望能增加儀器的敏感度。

==註釋==
{{reflist|2}}

==參考文獻==
*{{cite arXiv
  | ref = {{harvid| Martin|2008}}
  | last= Martin
  | first= Stephen P.
  | eprint=hep-ph/9709356
  | title=A Supersymmetry Primer
  | year=2008
  | version=v5
  | class = hep-ph}} Also published as Chapter 1 in {{cite book
  | title = Perspectives on Supersymmetry II
  | year = 2010
  | editor-last = Kane
  | editor-first = Gordon L
  | publisher = World Scientific
  | pages = 604
  | isbn = 978-981-4307-48-2}}
*{{cite book
  | ref = {{harvid| Bertone|2010}}
  | editor-last = Bertone
  | editor-first = Gianfranco
  | title = Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches
  | publisher = Cambridge University Press
  | year = 2010
  | pages = 762
  | isbn = 978-0-521-76368-4}}

{{粒子}}

[[Category:暗物質]]
[[Category:费米子]]
[[Category:超对称量子场论]]
[[Category:假想基本粒子]]