超中性子

超中性子（英语：Neutralino），又译中性微子，是一种由超对称所预测的假想粒子。超中性子是费米子，且电荷为零，共有四种，最轻的超中性子一般是稳定的。它们的典型标记为 N ~ 1 0 {displaystyle {tilde {N}}_{1}^{0}} （最轻的）、 N ~ 2 0 {displaystyle {tilde {N}}_{2}^{0}} 、 N ~ 3 0 {displaystyle {tilde {N}}_{3}^{0}} 及 N ~ 4 0 {displaystyle {tilde {N}}_{4}^{0}} （最重的），但当超规范子的标记为 χ ~ i ± {displaystyle {tilde {chi }}_{i}^{pm }} 时，就会改用 χ ~ 1 0 , … , χ ~ 4 0 {displaystyle {tilde {chi }}_{1}^{0},ldots ,{tilde {chi }}_{4}^{0}} 。这四个态是超B子、中性超W子（即中性的电弱超规范子）与中性超希格斯粒子的混合态。由于超中性子为马约拉纳费米子，所以它们与其对应的反粒子完全相同。因为这些粒子只会与矢量玻色子产生弱相互作用，所以强子对撞机不能大量生产超中性子。它们主要出现在重粒子的衰变瀑布（即拥有多个步骤的衰变过程）中，一般由含色的超对称粒子所产生，例如超夸克及超胶子。在R宇称守恒的模型中，最轻的超中性子是稳定的，而且所有超对称粒子瀑布衰变最后都只会剩下这种粒子，最后它们就会在未被侦测的情况下离开了侦测器，因此它们的存在只能由侦测器的不平衡动量中得知。较重的超中性子一般会衰变成一个中性的Z玻色子，及一个较轻的超中性子；或衰变成一个带电荷的W玻色子及一个轻的超范子：各种超中性子的质谱分裂会决定什么衰变模式是可行的。在超对称模型中，所有标准模型粒子都有对应的伴侣粒子，它们之间各量子数相同，但只有自旋不一样，与伴侣粒子相差1/2。由于Z玻色子（超Z子）、光子（超光子）及中性希格斯（超希格斯粒子）的超对称伴侣，与原粒子的量子数相同，因此它们能混合，并为质量算符产生四种本征态，也就是“超中性子”。四种超中性子中最轻的一种，在许多模型中成为了最轻超对称粒子（LSP），尽管这个角色有可能会属于其他粒子。各种超中性子的确切属性取决于其混合的细节（例如它们比较像超希格斯粒子，还是比较像超规范子），但是它们的质量一般都在弱相互作用尺度之内（即100 GeV - 1 TeV），并且会以弱相互作用与其他粒子耦合，而其耦合强度取决于粒子特性。在这方面它们的现象学跟中微子挺像的，所以它们在对撞机的侦测器上是测不到的。在R宇称守恒的模型中，四种超中性子中最轻的一种就是LSP。最轻的超中性子是稳定的，并成为其他所有超对称粒子衰变后的最终产物。在加速器中的这种超对称过程中，其可见的初态及终态粒子，会有很大的能量差与动量差，而这就是超对称过程的特性，因为能量和动量都侦测器看不见的超中性子带走了。这就是从标准模型背景中分辨出超对称时的重要指标。冷暗物质是宇宙构成中未知的一部分，而作为一既重且稳定的粒子，最轻的超中性子是极佳的冷暗物质候选粒子。在不少模型中，最轻的超中性子可在早期的热宇宙中由热能所生成，并且会留下大概正确的残留丰度，这样就可以解释到观测出的暗物质是什么。质量为10–10000 GeV的最轻超中性子，是大质量弱相互作用粒子（WIMP）的首席候选。在自然中，可以通过实验间接或直接地观测到超中性子暗物质。前者的话，伽马射线及中微子望远镜在暗物质密度高的区域，例如星系或太阳中心，寻找超中性子湮灭的证据。后者的话，有特定目的的实验，如CDMS 低温暗物质搜寻计划，这个实验想要探测到WIMP对于外太空侦测器的稀有影响。这些实验已经开始探测有趣的超对称参数空间，及排除一些超中性子暗物质的模型，还有正在研发的实验升级，希望能增加仪器的敏感度。