| Bileşim | Temel parçacık |
|---|---|
| İstatistik | Fermiyonik |
| Aile | Fermiyon |
| Etkileşim(ler) | Kütleçekimi |
| Durum | Varsayımsal |
| Sembol | G͂ |
| Antiparçacık | Kendisi |
| Elektrik yükü | 0 e |
| Spin | 3/2 |
Gravitino (G͂),genel görelilik vesüpersimetriyi birleştirensüper kütleçekimi kuramlarında, varsayımsalgravitonunsüpersimetrik eşi olan ayarfermiyonudur.Karanlık madde adaylarından biri olarak önerilmiştir.
Eğer varsa, 3⁄2 spinli bir fermiyondur ve bu nedenle Rarita-Schwinger eşitliğine uyar. Gravitino alanı geleneksel olarak ψμα şeklinde yazılır ve μ = 0,1,2,3dört vektör indeksi ve α = 1,2 spin indeksidir. μ = 0 için, bir tanesi negatif kural modeline uyar çünkü spinin her bir kütlesiz parçacığı 1 ya da 1'den fazladır. Bu modeller fiziki değildir ve tutarlı olmaları için δψμα = ∂μεα, εα(x) uzay zamanda bir spin fonksiyonudur, modelini iptal eden bir kalibre simetrisi var olmalıdır. Kalibretik simetri, yerel bir süper simetri çeşididir ve süper kütleçekimi teorisi ile sonuçlanır.
Bu nedenle gravitino,FotonunElektromanyetik etkileşimleri bağdaştırması gibi, süper kütleçekimsel etkileşimleri bağdaştıran bir fermiyondur veGraviton büyük ihtimalle kütleçekimine de aracılık etmektedir. Süper simetri, süper kütleçekimi teorisine parçalanacağı zaman, süper simetrinin kırıldığı bir skala tarafından karar verilen bir kütleye gereksinim duyar. Bu kütle süper simetri kırılmasının çeşitli modellerine göre büyük değişiklikler gösterebilir. Fakat eğer süper simetri,Standart Model Hiyerarşi problemini çözerse, gravitino 1 TeV/c^2 den daha ağır olamaz.
Eğer gravitino gerçekten TeV mertebesinde bir kütleye sahipse, bu Kozmolojinin standart modelinde bir probleme neden olur.
Bir seçenek gravitonun sabit olması. Eğer gravitino en hafif süper simetrik parçacıksa veR-denkliği korunuyorsa (ya da kısmen korunuyorsa) mümkün olacaktır. Bu durumda gravitinoKaranlık madde için bir adaydır. Böyle olunca da gravitonlar evrenin çok erken evrelerinde yaratılmış olacaktır. Fakat, gravitonların yoğunluğu hesaplanabiliyorsa, buKaranlık maddenin yoğunluğundan daha fazla olduğu anlamına gelir.
Diğer seçenek ise gravitinonun sabit olmaması. Bu nedenle yukarıda bahsettiğimiz graviton bozulacak ve gözlemlenmiş kara maddenin yoğunluğuna bir katkıda bulunmayacak. Fakat, bozulma sadece kütleçekim etkileşimlerinde olacağı için, ömürleri çok uzun olabilir. Mpl2 ∕ m³ mertebesinde, doğal birimlerde, Mpl2Planck kütlesi ve m de gravitinonun kütlesidir. Gravitino TeV mertebesinde 10^5s dir ve bu daNükleosentez devrinden çok daha sonradır. En azından mümkün olan bir bozulma bir proton, yüklü birlepton veya birmezon içermek zorundadır. Bunların her biri çarptıkları anda bir çekirdeği yok edebilecek enerjidedir. Birisi, bu derece enerjili parçacıkların nükleosentez döneminde oluşan bütün çekirdeklerin bozulduğu dönemde oluşmuş olabileceğini gösterebilir fakat bu görülenle çelişkiye düşer. Ancak bu gibi durumlarda evren yalnızca Hidrojenden oluşmuş olur ve bu durumdaYıldız oluşumunu imkânsız kılar.
Kozmolojik gravitino problemi için mümkün olan bir çözüm ayrılmış süper simetri modelidir. Bu modelde gravitino TeV skalasından daha yüksektir fakat standart model parçacığındaki süper simetrik fermiyon eşleri bu skalada çoktan görülmüştür.
Diğer bir çözüm ise R-denkliği hafif oranda tahrip edilmiştir ve gravitino en hafif süper simetrik parçacıktır. Bu erken evrende, R-denkliği aracılığı ile neredeyse tüm süper simetri parçacıklarının standart model parçacıklarına bozulmasına neden olur.
1.^T. Moroi, H. MurayamaCosmological constraints on the light stable gravitino 13 Haziran 2008 tarihindeWayback Machine sitesindearşivlendi. Phys.Lett.B303:289–294,1993
2.^ N. Okada, O. SetoA brane world cosmological solution to the gravitino problem Phys.Rev.D71:023517,2005
3.^A. de Gouvea, T. Moroi, H. MurayamaCosmology of Supersymmetric Models with Low-energy Gauge Mediation Phys.Rev.D56:1281–1299,1997
