Перейти до вмісту

Дзеркальна матерія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Не плутати з mirror life — mirror universe.

 У фізиці дзеркальна матерія, також звана матерією тіні або матерією Аліси, є гіпотетичним аналогом звичайної матерії[1].

Огляд

[ред. | ред. код]

Сучасна фізика має справу з трьома основними типами просторової симетрії. відображенням, обертанням і трансляцією. Відомі елементарні частинки дотримуються симетрії обертання та трансляції, але не дотримуються симетрії дзеркального відбиття (яка також називається Р-симетрією або парністю). З чотирьох фундаментальних взаємодій — електромагнетизму, сильної взаємодії, слабкої взаємодії та гравітації — лише слабка взаємодія порушує парність.

Порушення паритету в слабких взаємодіях було вперше постульовано Цун Дао Лі та Чен Нін Янгом у 1956 році як рішення τ-θ головоломки. Вони запропонували низку експериментів, щоб перевірити, чи слабка взаємодія є інваріантною щодо парності. Ці експерименти були проведені через півроку і підтвердили, що слабкі взаємодії відомих частинок порушують парність[2][3][4].

Однак симетрію парності можна відновити як фундаментальну симетрію природи, якщо вміст частинок збільшити так, щоб кожна частинка мала дзеркального партнера. Теорія в її сучасній формі була описана в 1991 році[5], хоча основна ідея сягає більш глибокої давнини[6][7]. Дзеркальні частинки взаємодіють між собою так само, як і звичайні частинки, за винятком випадків, коли звичайні частинки мають лівосторонню взаємодію, а дзеркальні частинки — правосторонню. Таким чином виявляється, що дзеркальна відбивна симетрія може існувати як точна симетрія природи за умови, що для кожної звичайної частинки існує «дзеркальна» частинка. Парність також може бути спонтанно порушена залежно від потенціалу Хіггса[8][9]. У той час як у випадку непорушеної паритетної симетрії маси частинок такі ж, як і їхні дзеркальні партнери, у випадку порушеної паритетної симетрії дзеркальні партнери легші або важчі.

Дзеркальна матерія, якщо вона існує, буде слабко взаємодіяти зі звичайною матерією. Це пояснюється тим, що сили між дзеркальними частинками опосередковуються дзеркальними бозонами. За винятком гравітону, жоден із відомих бозонів не може бути ідентичним своїм дзеркальним партнерам. Єдиний спосіб, у який дзеркальна матерія може взаємодіяти зі звичайною матерією за допомогою сил, відмінних від сили тяжіння, — це кінетичне змішування дзеркальних бозонів зі звичайними бозонами. Ці взаємодії можуть бути дуже слабкими. Таким чином, дзеркальні частинки були запропоновані як кандидати на передбачувану темну матерію у Всесвіті[10][11][12][13][14].

В іншому контексті, було запропоновано, що дзеркальна матерія породжує ефективний механізм Хіггса, відповідальний за порушення електрослабкої симетрії. У такому сценарії дзеркальні ферміони мають маси порядку 1 ТеВ, оскільки вони взаємодіють із додатковою взаємодією, тоді як деякі з дзеркальних бозонів ідентичні звичайним калібрувальним бозонам. Щоб підкреслити відмінність цієї моделі від наведених вище, ці дзеркальні частинки зазвичай називають катоптронами[15][16].

Ефекти спостереження

[ред. | ред. код]

Розповсюдженість

[ред. | ред. код]

Дзеркальна речовина могла бути розбавлена до неспостережувано низької щільності в епоху інфляції. Шелдон Глешоу показав, що якщо на якомусь високому енергетичному масштабі існують частинки, які сильно взаємодіють як зі звичайними, так і з дзеркальними частинками, радіаційні поправки призведуть до змішування фотонів і дзеркальних фотонів[17]. Це змішування призводить до надання дзеркальним електричним зарядам дуже малого звичайного електричного заряду. Іншим ефектом змішування фотонів із дзеркальними фотонами є те, що воно викликає коливання між позитронієм і дзеркальним позитронієм. Потім позитроній міг перетворитися на дзеркальний позитроній, а потім розпатися на дзеркальні фотони.

Змішування фотонів і дзеркальних фотонів може бути присутнім на діаграмах Фейнмана на деревному рівні або виникнути як наслідок квантових поправок через присутність частинок, які несуть як звичайні, так і дзеркальні заряди. В останньому випадку квантові поправки повинні бути нульовими на одно- та дво- петлевих діаграмах Фейнмана, інакше прогнозоване значення кінетичного параметра змішування було б більшим, ніж дозволено експериментально[17].

Експеримент з вимірювання ефекту змішування фотонів і дзеркальних фотонів планувався в листопаді 2003 року[18].

Темна матерія

[ред. | ред. код]

Якщо дзеркальна матерія дійсно існує у великій кількості у Всесвіті і якщо вона взаємодіє зі звичайною матерією через змішування фотонів і дзеркальних фотонів, то це можна виявити в експериментах прямого виявлення темної матерії, таких як DAMA/NaI і його наступник DAMA/LIBRA. Фактично, це один із небагатьох кандидатів на темну матерію, який може пояснити позитивний сигнал темної матерії DAMA/NaI, і водночас узгоджується з нульовими результатами інших експериментів з темною матерією[19][20].

Електромагнітні ефекти

[ред. | ред. код]

Дзеркальна матерія також може бути виявлена в експериментах з проникненням електромагнітного поля[21], і це також матиме наслідки для планетознавства[22][23] та астрофізики[24].

Головоломка ГЗК

[ред. | ред. код]

Дзеркальна матерія також може бути відповідальною за головоломку GZK. Топологічні дефекти в дзеркальному секторі можуть створювати дзеркальні нейтрино, які можуть осцилювати до звичайних нейтрино[25]. Інший можливий спосіб обійти обмеження GZK - це нейтронно-дзеркальні осциляції нейтронів[26][27][28][29].

Гравітаційні ефекти

[ред. | ред. код]

Якщо дзеркальна матерія присутня у Всесвіті в достатній кількості, тоді її гравітаційні ефекти можна виявити. Оскільки дзеркальна матерія аналогічна звичайній матерії, можна очікувати, що частка дзеркальної матерії існує у формі дзеркальних галактик, дзеркальних зір, дзеркальних планет тощо. Ці об'єкти можна виявити за допомогою гравітаційного мікролінзування[30]. Також можливо, що деякі зорі мають супутники схожі на дзеркальні об’єкти. У таких випадках можна виявити періодичні доплерівські зрушення в спектрі зорі[13]. Є декілька вказівок на те, що такі ефекти вже могли спостерігатися[31].

Коливання нейтронів до дзеркальних нейтронів

[ред. | ред. код]

Нейтрони, які є електрично нейтральними частинками звичайної матерії, можуть коливатися у своєму дзеркальному партнері, дзеркальному нейтроні[32]. Нещодавні експерименти шукали нейтрони, які зникають у дзеркальному світі. Більшість експериментів не виявили сигналу і, отже, встановили обмеження на швидкості переходу до дзеркального стану[33][34][35][36], одна стаття стверджувала про наявність сигналів[37]. Сучасні дослідження шукають сигнали, де прикладене магнітне поле регулює рівень енергії нейтрона до дзеркального світу[38][39]. Цю різницю в енергіях можна інтерпретувати завдяки наявності дзеркального[40] магнітного поля в дзеркальному світі або різниці мас нейтрона та його дзеркального партнера. Такий перехід до дзеркального світу міг би також вирішити загадку тривалості життя нейтрона[41]. Експерименти з пошуку дзеркальних осциляцій нейтронів тривають на джерелі UCN Інституту Пауля Шеррера, Швейцарія, Інституті Лауе-Ланжевен, Франція та Spallation Neutron Source[42], США.

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Signs of dark matter may point to mirror matter candidate.
  2. ↑ Wu, C. S.; Ambler, E.; Hayward, R. W.; Hoppes, D. D.; Hudson, R. P. (1957). Experimental Test of Parity Conservation in Beta Decay. Physical Review. 105 (4): 1413—1415. Bibcode:1957PhRv..105.1413W. doi:10.1103/PhysRev.105.1413.
  3. ↑ Garwin, Richard L.; Lederman, Leon M.; Weinrich, Marcel (1957). Observations of the Failure of Conservation of Parity and Charge Conjugation in Meson Decays: The Magnetic Moment of the Free Muon. Physical Review. 105 (4): 1415—1417. Bibcode:1957PhRv..105.1415G. doi:10.1103/PhysRev.105.1415.
  4. ↑ Friedman, Jerome I.; Telegdi, V. L. (1957). Nuclear Emulsion Evidence for Parity Nonconservation in the Decay Chain π+→μ+→e+. Physical Review. 106 (6): 1290—1293. Bibcode:1957PhRv..106.1290F. doi:10.1103/PhysRev.106.1290.
  5. ↑ Foot, R.; Lew, H.; Volkas, R.R. (1991). A model with fundamental improper spacetime symmetries. Physics Letters B. 272 (1–2): 67—70. Bibcode:1991PhLB..272...67F. doi:10.1016/0370-2693(91)91013-L.
  6. ↑ Kobzarev, I.; Okun, L.; Pomeranchuk, I. (1966). On the possibility of observing mirror particles. Soviet Journal of Nuclear Physics. 3: 837.
  7. ↑ Pavšič, Matej (1974). External inversion, internal inversion, and reflection invariance. International Journal of Theoretical Physics. 9 (4): 229—244. arXiv:hep-ph/0105344. Bibcode:1974IJTP....9..229P. doi:10.1007/BF01810695.
  8. ↑ Berezhiani, Zurab G.; Mohapatra, Rabindra N. (1995). Reconciling present neutrino puzzles: Sterile neutrinos as mirror neutrinos. Physical Review D. 52 (11): 6607—6611. arXiv:hep-ph/9505385. Bibcode:1995PhRvD..52.6607B. doi:10.1103/PhysRevD.52.6607. PMID 10019200.
  9. ↑ Foot, Robert; Lew, Henry; Volkas, Raymond Robert (2000). Unbroken versus broken mirror world: A tale of two vacua. Journal of High Energy Physics. 2000 (7): 032. arXiv:hep-ph/0006027. Bibcode:2000JHEP...07..032F. doi:10.1088/1126-6708/2000/07/032.
  10. ↑ Blinnikov, S. I.; Khlopov, M. Yu. (1982). On possible effects of 'mirror' particles. Soviet Journal of Nuclear Physics. 36: 472.
  11. ↑ Blinnikov, S. I.; Khlopov, M. Yu. (1983). Possible astronomical effects of mirror particles. Sov. Astron. 27: 371—375. Bibcode:1983SvA....27..371B.
  12. ↑ Kolb E. W., Seckel M., Turner M. S. (1985). The shadow world of superstring theories. Nature. 314 (6010): 415—419. Bibcode:1985Natur.314..415K. doi:10.1038/314415a0.
  13. ↑ а б Khlopov, M. Yu.; Beskin, G. M.; Bochkarev, N. E.; Pushtilnik, L. A.; Pushtilnik, S. A. (1991). Observational physics of mirror world (PDF). Astron. Zh. Akad. Nauk SSSR. 68: 42—57. Архів (PDF) оригіналу за 5 червня 2011.
  14. ↑ Hodges H. M. (1993). Mirror baryons as the dark matter. Physical Review D. 47 (2): 456—459. Bibcode:1993PhRvD..47..456H. doi:10.1103/PhysRevD.47.456. PMID 10015599.
  15. ↑ Triantaphyllou G (2001). Mass generation and the dynamical role of the Katoptron group. Modern Physics Letters A. 16 (2): 53—62. arXiv:hep-ph/0010147. Bibcode:2001MPLA...16...53T. doi:10.1142/S0217732301002274.
  16. ↑ Triantaphyllou G., Zoupanos G. (2000). Strongly interacting fermions from a higher dimensional unified gauge theory. Physics Letters B. 489 (3–4): 420—426. arXiv:hep-ph/0006262. Bibcode:2000PhLB..489..420T. doi:10.1016/S0370-2693(00)00942-4.
  17. ↑ а б Glashow, S.L. (1986). Positronium versus the mirror universe. Physics Letters B. 167 (1): 35—36. Bibcode:1986PhLB..167...35G. doi:10.1016/0370-2693(86)90540-X.
  18. ↑ Gninenko, S. N. (2004). An Apparatus to Search for Mirror Dark Matter. International Journal of Modern Physics A. 19 (23): 3833—3847. arXiv:hep-ex/0311031. Bibcode:2004IJMPA..19.3833G. doi:10.1142/S0217751X04020105.
  19. ↑ Foot, R. (2004). Implications of the DAMA and CRESST experiments for mirror matter-type dark matter. Physical Review D. 69 (3): 036001. arXiv:hep-ph/0308254. Bibcode:2004PhRvD..69c6001F. doi:10.1103/PhysRevD.69.036001.
  20. ↑ Foot, R. (2004). Reconciling the Positive Dama Annual Modulation Signal with the Negative Results of the CDSM II Experiment. Modern Physics Letters A. 19 (24): 1841—1846. arXiv:astro-ph/0405362. Bibcode:2004MPLA...19.1841F. doi:10.1142/S0217732304015051.
  21. ↑ Mitra, Saibal (2006). Detecting dark matter in electromagnetic field penetration experiments. Physical Review D. 74 (4): 043532. arXiv:astro-ph/0605369. Bibcode:2006PhRvD..74d3532M. doi:10.1103/PhysRevD.74.043532.
  22. ↑ Foot, R.; Mitra, S. (2003). Mirror matter in the solar system: New evidence for mirror matter from Eros. Astroparticle Physics. 19 (6): 739—753. arXiv:astro-ph/0211067. Bibcode:2003APh....19..739F. doi:10.1016/S0927-6505(03)00119-1.
  23. ↑ Pavsic, Matej; Silagadze, Z. K. (2001). Do mirror planets exist in our solar system?. Acta Physica Polonica B. 32 (7): 2271. arXiv:astro-ph/0104251. Bibcode:2001AcPPB..32.2271F.
  24. ↑ De Angelis, Alessandro; Pain, Reynald (2002). Improved Limits on Photon Velocity Oscillations. Modern Physics Letters A. 17 (38): 2491—2496. arXiv:astro-ph/0205059. Bibcode:2002MPLA...17.2491D. doi:10.1142/S021773230200926X.
  25. ↑ Berezinsky, V.; Vilenkin, A. (2000). Ultrahigh energy neutrinos from hidden-sector topological defects. Physical Review D. 62 (8): 083512. arXiv:hep-ph/9908257. Bibcode:2000PhRvD..62h3512B. doi:10.1103/PhysRevD.62.083512.
  26. ↑ Berezhiani, Zurab; Bento, Luís (2006). Neutron–Mirror-Neutron Oscillations: How Fast Might They Be?. Physical Review Letters. 96 (8): 081801. arXiv:hep-ph/0507031. Bibcode:2006PhRvL..96h1801B. doi:10.1103/PhysRevLett.96.081801. PMID 16606167.
  27. ↑ Berezhiani, Zurab; Bento, Luís (2006). Fast neutron–mirror neutron oscillation and ultra high energy cosmic rays. Physics Letters B. 635 (5–6): 253—259. arXiv:hep-ph/0602227. Bibcode:2006PhLB..635..253B. doi:10.1016/j.physletb.2006.03.008.
  28. ↑ Mohapatra, R.N.; Nasri, S.; Nussinov, S. (2005). Some implications of neutron mirror neutron oscillation. Physics Letters B. 627 (1–4): 124—130. arXiv:hep-ph/0508109. doi:10.1016/j.physletb.2005.08.101.
  29. ↑ Pokotilovski, Yu.N. (2006). On the experimental search for neutron → mirror neutron oscillations. Physics Letters B. 639 (3–4): 214—217. arXiv:nucl-ex/0601017. Bibcode:2006PhLB..639..214P. doi:10.1016/j.physletb.2006.06.005.
  30. ↑ Mohapatra, R. N.; Teplitz, Vigdor L. (1999). Mirror matter MACHOs. Physics Letters B. 462 (3–4): 302—309. arXiv:astro-ph/9902085. Bibcode:1999PhLB..462..302M. doi:10.1016/S0370-2693(99)00789-3.
  31. ↑ Foot, R. (1999). Have mirror stars been observed?. Physics Letters B. 452 (1–2): 83—86. arXiv:astro-ph/9902065. Bibcode:1999PhLB..452...83F. doi:10.1016/S0370-2693(99)00230-0.
  32. ↑ Berezhiani, Zurab; Bento, Luis (27 лютого 2006). Neutron - Mirror Neutron Oscillations: How Fast Might They Be?. Physical Review Letters. 96 (8): 081801. arXiv:hep-ph/0507031. Bibcode:2006PhRvL..96h1801B. doi:10.1103/PhysRevLett.96.081801. ISSN 0031-9007. PMID 16606167.
  33. ↑ Ban, G.; Bodek, K.; Daum, M.; Henneck, R.; Heule, S.; Kasprzak, M.; Khomutov, N.; Kirch, K.; Kistryn, S. (19 жовтня 2007). A direct experimental limit on neutron -- mirror neutron oscillations. Physical Review Letters. 99 (16): 161603. arXiv:0705.2336. Bibcode:2007PhRvL..99p1603B. doi:10.1103/PhysRevLett.99.161603. ISSN 0031-9007. PMID 17995237.
  34. ↑ Abel, C.; Ayres, N. J.; Ban, G.; Bison, G.; Bodek, K.; Bondar, V.; Chanel, E.; Chiu, P.-J.; Crawford, C. (January 2021). A search for neutron to mirror-neutron oscillations. Physics Letters B. 812: 135993. arXiv:2009.11046. doi:10.1016/j.physletb.2020.135993.
  35. ↑ Serebrov, A. P.; Aleksandrov, E. B.; Dovator, N. A.; Dmitriev, S. P.; Fomin, A. K.; Geltenbort, P.; Kharitonov, A. G.; Krasnoschekova, I. A.; Lasakov, M. S. (May 2008). Experimental search for neutron - mirror neutron oscillations using storage of ultracold neutrons. Physics Letters B. 663 (3): 181—185. arXiv:0706.3600. Bibcode:2008PhLB..663..181S. doi:10.1016/j.physletb.2008.04.014.
  36. ↑ Altarev, I.; Baker, C. A.; Ban, G.; Bodek, K.; Daum, M.; Fierlinger, P.; Geltenbort, P.; Green, K.; van der Grinten, M. G. D. (17 серпня 2009). Neutron to Mirror-Neutron Oscillations in the Presence of Mirror Magnetic Fields. Physical Review D. 80 (3): 032003. arXiv:0905.4208. Bibcode:2009PhRvD..80c2003A. doi:10.1103/PhysRevD.80.032003. ISSN 1550-7998.
  37. ↑ Berezhiani, Z.; Biondi, R.; Geltenbort, P.; Krasnoshchekova, I. A.; Varlamov, V. E.; Vassiljev, A. V.; Zherebtsov, O. M. (1 вересня 2018). New experimental limits on neutron – mirror neutron oscillations in the presence of mirror magnetic field. The European Physical Journal C (англ.). 78 (9): 717. arXiv:1712.05761. Bibcode:2018EPJC...78..717B. doi:10.1140/epjc/s10052-018-6189-y. ISSN 1434-6044.
  38. ↑ Ayres, N. J.; Berezhiani, Z.; Biondi, R.; Bison, G.; Bodek, K.; Bondar, V.; Chiu, P.-J.; Daum, M.; Dinani, R. T. (31 жовтня 2021). Improved search for neutron to mirror-neutron oscillations in the presence of mirror magnetic fields with a dedicated apparatus at the PSI UCN source. Symmetry. 14 (3): 503. arXiv:2111.02794. Bibcode:2022Symm...14..503A. doi:10.3390/sym14030503.
  39. ↑ Broussard, L. J.; Bailey, K. M.; Bailey, W. B.; Barrow, J. L.; Berry, K.; Blose, A.; Crawford, C.; Debeer-Schmitt, L.; Frost, M. (2019). New search for mirror neutron regeneration. EPJ Web of Conferences (англ.). 219: 07002. arXiv:1912.08264. Bibcode:2019EPJWC.21907002B. doi:10.1051/epjconf/201921907002. ISSN 2100-014X.
  40. ↑ https://www.psi.ch/en/ltp-ucn-physics/dark-matter-search
  41. ↑ Berezhiani, Zurab (10 червня 2019). Neutron lifetime puzzle and neutron–mirror neutron oscillation. The European Physical Journal C (англ.). 79 (6): 484. arXiv:1807.07906. Bibcode:2019EPJC...79..484B. doi:10.1140/epjc/s10052-019-6995-x. ISSN 1434-6052.
  42. ↑ https://neutrons.ornl.gov/content/leah-broussard-breaking-standard-model-fix-understanding-universe

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Дзеркальна_матерія