Ogled vira Temni foton

{{short description|domnevni delec kot nosilec sile povezan s temno snovjo}}

'''Temni foton''' (tudi '''skriti''', '''težki''', '''para-''' ali '''ločeni foton''') je [[domnevni delec|domnevni]] [[osnovni delec]] iz domene [[skriti sektor|skritega sektorja]], predlagan kot [[nosilec sile]], v podobnem smislu kot je [[foton]] nosilec sile v [[elektromagnetizem|elektromagnetizmu]], vendar verjetno povezan s [[temna snov|temno snovjo]].{{r|essi_2013}}

V minimalnem scenariju je to novo [[sila|silo]] mogoče uvesti z razširitvijo [[umeritvena grupa (matematika)|umeritvene grupe]] [[standardni model|standardnega modela fizike delcev]] z novo [[Abelova grupa|abelovsko]] [[umeritvena simetrija|umeritveno simetrijo]] [[U(1)]]. Ustrezni novi [[umeritveni bozon]] s [[spin]]om 1 (tj. temni foton) se lahko nato zelo šibko poveže z [[električni naboj|električno nabitimi]] delci prek kinetičnega mešanja z navadnim fotonom in ga je tako mogoče zaznati.{{r|hold_1986}} Temni foton lahko medsebojno vpliva tudi na standardni model, če so nekateri [[fermion]]i nabiti pod novo abelovsko grupo.{{r|gali_1984}} Možne ureditve nabojev so omejene z mnogimi doslednostnimi zahtevami, kot so preklic [[anomalija (fizika)|(kvantne) anomalije]] in omejitve, ki izhajajo iz [[Jukavova matrika|Jukavovih matrik]].

== Motivacija ==

Opazovanja [[gravitacija|gravitacijskih]] vplivov, ki jih ni mogoče pojasniti samo z [[barionska snov|vidno]] [[snov]]jo, kažejo na obstoj snovi, ki se ne povezuje ali se le zelo šibko povezuje z znanimi naravnimi silami. Ta temna snov prevladuje nad gostoto snovi v [[vesolje|vesolju]], vendar so se njeni delci (če sploh obstajajo) doslej izmikali neposrednemu in posrednemu odkrivanju. Glede na bogato interakcijsko strukturo dobro znanih delcev standardnega modela, ki sestavljajo le subdominantno komponento vesolja, je naravno razmišljati o podobno interaktivnem obnašanju delcev temnega sektorja. Temni fotoni so lahko del teh interakcij med delci temne snovi in zagotavljajo negravitacijsko okno (tako imenovani vektorski portal) v njihov obstoj s kinematičnim mešanjem s fotonom standardnega modela.{{r|essi_2013}}{{r|batt_2017}} Nadaljnja motivacija za iskanje temnih fotonov izhaja iz več opazovanih anomalij v [[astrofizika|astrofiziki]] (npr. v [[kozmični žarki|kozmičnih žarkih]]), ki bi lahko bile povezane z interakcijo temne snovi s temnim fotonom.{{r|posp_2009a}}{{r|arka_2009}} Verjetno se najbolj zanimiva uporaba temnih fotonov pojavi pri razlagi neskladja med izmerjenim in izračunanim [[anomalni magnetni dipolni momemnt|anomalnim magnetnim momentom]] [[mion]]a.{{r|posp_2009b}}{{r|endo_2012}}{{r|gius_2017}} To neskladje običajno velja za vztrajen namig za [[fizika onkraj standardnega modela|fiziko onkraj standardnega modela]] in bi ga morali upoštevati splošni novi [[fizikalni model]]i. Poleg vpliva na elektromagnetizem prek kinetičnega mešanja in možnih interakcij z delci temne snovi imajo lahko temni fotoni (če so [[masa|masivni]]) tudi sami vlogo kandidata za temno snov. To je teoretično mogoče z [[mehanizem neporavnanosti|mehanizmom neporavnanosti]].{{r|aria_2012}}

== Teorija ==

Dodajanje sektorja, ki vsebuje temne fotone, [[Lagrangeeva funkcija (teorija polja)|Lagrangeevi funkciji]] standardnega modela je mogoče narediti na preprost in minimalen način z uvedbo novega [[umeritveno polje|umeritvenega polja]] U(1).{{r|hold_1986}} Posebnosti interakcije med tem novim poljem, morebitno novo vsebnostjo delcev (npr. [[Diracov fermion]] za temno snov) in delci standardnega modela so dejansko omejene le z ustvarjalnostjo teoretika in omejitvami, ki so že bile postavljene za nekatere vrste sklopitev. Verjetno najbolj priljubljen osnovni model vključuje eno samo novo zlomljeno umeritveno simetrijo U(1) in kinetično mešanje med ustreznim temnim fotonskim poljem <math> A^{\prime} \!\, </math> in [[elektrošibka interakcija|polji hipernaboja standardnega modela]]. Ustrezni operator je <math> F_{\mu\nu}^{\prime} B^{\mu\nu} \!\, </math>, kjer je <math> F_{\mu\nu}^{\prime} \!\, </math> [[tenzor elektromagnetnega polja|tenzor poljske jakosti]] temnega fotonskega polja, <math> B^{\mu\nu} \!\, </math> pa označuje tenzor poljske jakosti polj šibkega hipernaboja standardnega modela. Ta člen nastane naravno z zapisom vseh členov, ki jih dovoljuje umeritvena simetrija. Po [[Higgsov mehanizem|zlomu elektrošibke simetrije]] in diagonalizaciji členov, ki vsebujejo tenzorje poljske jakosti (kinetičnih členov) z redefiniranjem polj, so ustrezni členi v Lagrangeevi funkciji enaki:

: <math id="lagrange"> \mathcal{L}\supset-\frac{1}{4}F^{\prime\mu\nu}F^{\prime}_{\mu\nu}+\frac{1}{2}m_{A^\prime}^{2}A^{\prime\mu}A^{\prime}_\mu+\epsilon e A^{\prime\mu}J_{\mu}^{\mathrm{EM}} \!\, , </math>

kjer je <math> m_{A^{\prime}} \!\, </math> masa temnega fotona (v tem primeru se lahko domneva, da ga ustvarja [[Higgsov mehanizem|Higgsov]] ali [[Stueckelbergova akcija|Stueckelbergov mehanizem]]), <math> \epsilon \!\, </math> parameter, ki opisuje kinetično moč mešanja, <math> J_{\mu}^{\mathrm{EM}}</math> pa označuje [[četverec toka|elektromagnetni tok]] s svojo sklopitvijo <math> e \!\, </math>. Osnovna parametra tega modela sta tako masa temnega fotona in moč kinetičnega mešanja. Drugi modeli puščajo novo umeritveno simetrijo U(1) nezlomljeno, kar ima za posledico brezmasni temni foton, ki prenaša interakcijo na dolge razdalje.{{r|acke_2009}}{{r|foot_2015}} Brezmasni temni foton pa bo eksperimentalno težko razlikovati od fotona standardnega modela. Vključitev novih Diracovih fermionov kot delcev temne snovi v to teorijo ni zapletena in jo je mogoče doseči s preprostim dodajanjem [[Diracova enačba|Diracovih členov]] Lagrangeevi funkciji.{{r|ilte_2018}}

== Poskusi ==
=== Neposredna pretvorba ===
[[slika:DarkPhoton.pdf|thumb|right|450x350px|Omejitve parametra kinetičnega mešanja temnega fotona]]

Masivni kandidat za temne fotone z močjo kinetičnega mešanja <math> \epsilon \!\, </math> bi se lahko spontano pretvoril v foton standardnega modela. Votlina z resonančno frekvenco, naravnana z maso kandidata za temni foton <math> hf = m_{A^{\prime}}c^{2} \!\, </math>, se lahko uporabi za zajemanje nastalega fotona.

Ena od tehnik za zaznavanje prisotnosti signalnega fotona v votlini je ojačanje votlinskega polja s kvantno omejenim ojačevalnikom. Ta metoda prevladuje pri iskanju [[aksion]]ske temne snovi. Z linearnim ojačanjem pa je težko premagati efektivni [[šum]], ki ga nalaga [[kvantna meja|standardna kvantna meja]], in iskati kandidate za temne fotone, ki bi proizvedli povprečno populacijo votlin veliko manj kot 1 foton.

S štetjem števila fotonov v votlini je mogoče spodkopati kvantno mejo. To tehniko so dokazali raziskovalci na [[Univerza v Chicagu|Univerzi v Chicagu]] v sodelovanju s [[Fermilab]]om.{{r|dixi_2021}} Poskus je izključil kandidate za temne fotone z maso približno 24,86 μeV in <math> \epsilon \geq 1,68 \cdot 10^{-15} \!\, </math> z uporabo [[transmon|superprevodnega]] [[kubit]]a [[kubit naboja|naboja]] za večkratno merjenje istega fotona. To je omogočilo več kot 1000-krat večjo hitrost iskanja v primerjavi s konvencionalno tehniko linearnega ojačanja.

Poskus iskanja težkih fotonov (''Eksperiment Heavy Photon Search'' (HPS)) v [[Nacionalni objekt pospeševalnikov Thomasa Jeffersona|Jeffersonovem laboratoriju]] trči elektrone z več [[GeV]] v [[volfram]]ovo tarčno folijo. Ob predpostavki, da lahko v [[trk]]ih nastanejo tudi temni fotoni, ki bi nato razpadli na [[nastanek para|pare]] pozitron-elektron, poskus išče presežek parov, ki bi izvirali iz razpada temnega fotona.{{r|spl0}}

== Glej tudi ==

{{div col|colwidth=27em}}
* {{medjezikovna povezava|temno sevanje|en|dark radiation}}
* {{annotated link|peta sila}}
* {{medjezikovna povezava|dualni foton|en|dual photon}}
* {{medjezikovna povezava|lahka temna snov|en|light dark matter}}
* {{annotated link|fotino}}
{{div col end}}

== Sklici ==

{{refbegin|27em|normalfont=yes}}
{{sklici|refs=
<ref name="acke_2009">{{sktxt|Ackerman|Buckley|Carroll|Kamionkowski|2009}}.</ref>
<ref name="aria_2012">{{sktxt|Arias|Cadamuro|Goodsell|Jaeckel|2012}}.</ref>
<ref name="arka_2009">{{sktxt|Arkani-Hamed|Finkbeiner|Slatyer|Weiner|2009}}.</ref>
<ref name="batt_2017">{{sktxt|Battaglieri|Belloni|Chou|Cushman|2017}}.</ref>
<ref name="dixi_2021">{{sktxt|Dixit|Chakram|He|Agrawal|2021}}.</ref>
<ref name="endo_2012">{{sktxt|Endo|Hamaguchi|Mishima|2012}}.</ref>
<ref name="essi_2013">{{sktxt|Essig|Jaros|Wester|Adrian|2013}}.</ref>
<ref name="foot_2015">{{sktxt|Foot|Vagnozzi|2015}}.</ref>
<ref name="gali_1984">{{sktxt|Galison|Manohar|1984}}.</ref>
<ref name="gius_2017">{{sktxt|Giusti|Lubicz|Martinelli|Sanfilippo|2017}}.</ref>
<ref name="hold_1986">{{sktxt|Holdom|1986}}.</ref>
<ref name="ilte_2018">{{sktxt|Ilten|Soreq|Williams|Xue|2018}}.</ref>
<ref name="posp_2009a">{{sktxt|Pospelov|Ritz|2009}}.</ref>
<ref name="posp_2009b">{{sktxt|Pospelov|2009}}.</ref>
<ref name="spl0">{{navedi splet|title= SLAC Elementary Particle Physics page, Heavy Photon Search|date= 2016-03-11|lang= en|url= https://epp.slac.stanford.edu/research/heavy-photon-search|accessdate= 2023-09-27|archive-date= 2023-05-31|archive-url= https://web.archive.org/web/20230531103646/https://epp.slac.stanford.edu/research/heavy-photon-search|url-status= dead}}</ref>
}}
{{refend}}

== Viri ==

{{refbegin|1|normalfont=yes}}
* {{citat|last1= Ackerman|first1= Lotty|last2= Buckley|first2= Matthew R.|last3= Carroll|first3= Sean M.|last4= Kamionkowski|first4= Marc|title= Dark Matter and Dark Radiation|journal= Physical Review D|date= 2009-01-23|volume= 79|issue= 2|pages= 023519|doi= 10.1103/PhysRevD.79.023519|issn= 1550-7998|arxiv= 0810.5126|bibcode= 2009PhRvD..79b3519A|s2cid= 10056950}}
* {{citat|last1= Arias|first1= Paola|last2= Cadamuro|first2= Davide|last3= Goodsell|first3= Mark|last4= Jaeckel|first4= Joerg|last5= Redondo|first5= Javier|last6= Ringwald|first6= Andreas|title= WISPy Cold Dark Matter|journal= Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|date= 2012-06-08|volume= 2012|issue= 6|pages= 013|doi= 10.1088/1475-7516/2012/06/013|issn= 1475-7516|arxiv= 1201.5902|bibcode= 2012JCAP...06..013A|s2cid= 55566455}}
* {{citat|last1= Arkani-Hamed|first1= Nima|last2= Finkbeiner|first2= Douglas P.|last3= Slatyer|first3= Tracy R.|last4= Weiner|first4= Neal|title= A Theory of Dark Matter|journal= Physical Review D|date= 2009-01-27|volume= 79|issue= 1|pages= 015014|doi= 10.1103/PhysRevD.79.015014|issn= 1550-7998|arxiv= 0810.0713|bibcode= 2009PhRvD..79a5014A|s2cid= 17059718}}
* {{navedi arXiv|last1= Battaglieri|first1= Marco|last2= Belloni|first2= Alberto|last3= Chou|first3= Aaron|last4= Cushman|first4= Priscilla|last5= Echenard|first5= Bertrand|last6= Essig|first6= Rouven|last7= Estrada|first7= Juan|last8= Feng|first8= Jonathan L.|last9= Flaugher|first9= Brenna|authorlink9= Brenna Flaugher|title= US Cosmic Visions: New Ideas in Dark Matter 2017: Community Report|date= 2017-07-14|eprint= 1707.04591|class= hep-ph}}
* {{citat
|last1= Dixit|first1= Akash
|last2= Chakram|first2= Srivatsan
|last3= He|first3= Kevin
|last4= Agrawal|first4= Ankur
|last5= Naik|first5= Ravi
|last6= Schuster|first6= David
|last7= Chou|first7= Aaron
|title= Searching for Dark Matter with a Superconducting Qubit
|journal= Physical Review Letters|date= 2021|volume= 126|issue= 14|pages= 141302
|doi= 10.1103/PhysRevLett.126.141302|pmid= 33891438|arxiv= 2008.12231|bibcode= 2021PhRvL.126n1302D|s2cid= 221341034 }}
* {{citat|last1= Endo|first1= Motoi|last2= Hamaguchi|first2= Koichi|last3= Mishima|first3= Go|title= Constraints on Hidden Photon Models from Electron g-2 and Hydrogen Spectroscopy|journal= Physical Review D|date= 2012-11-27|volume= 86|issue= 9|pages= 095029|doi= 10.1103/PhysRevD.86.095029|issn= 1550-7998|arxiv= 1209.2558|bibcode= 2012PhRvD..86i5029E|s2cid= 118418557}}
* {{navedi arXiv|last1= Essig|first1= R.|last2= Jaros|first2= J. A.|last3= Wester|first3= W.|last4= Adrian|first4= P. Hansson|last5= Andreas|first5= S.|last6= Averett|first6= T.|last7= Baker|first7= O.|last8= Batell|first8= B.|last9= Battaglieri|first9= Marco|title= Dark Sectors and New, Light, Weakly-Coupled Particles|date= 2013-10-31|eprint= 1311.0029|class= hep-ph}}
* {{citat
|last1= Foot|first1= Robert
|last2= Vagnozzi|first2= Sunny
|title= Dissipative hidden sector dark matter
|journal= Physical Review D|date= 2015|volume= 91|issue= 2|pages= 023512
|doi= 10.1103/PhysRevD.91.023512|arxiv= 1409.7174|bibcode= 2015PhRvD..91b3512F|s2cid= 119288106 }}
* {{citat|last1= Galison|first1= Peter|last2= Manohar|first2= Aneesh|title= Two Z's or not two Z's?|journal= Physics Letters B|date= 1984-03-08|volume= 136|issue= 4|pages= 279–283|language= en|doi= 10.1016/0370-2693(84)91161-4|issn= 0370-2693|bibcode= 1984PhLB..136..279G}}
* {{citat|last1= Giusti|first1= D.|last2= Lubicz|first2= V.|last3= Martinelli|first3= G.|last4= Sanfilippo|first4= F.|last5= Simula|first5= S.|title= Strange and charm HVP contributions to the muon ($g - 2)$ including QED corrections with twisted-mass fermions|journal= Journal of High Energy Physics|date= oktober 2017|volume= 2017|issue= 10|pages= 157|doi= 10.1007/JHEP10(2017)157|issn= 1029-8479|arxiv= 1707.03019|bibcode= 2017JHEP...10..157G|s2cid= 119060801}}
* {{citat|last1= Holdom|first1= Bob|title= Two U(1)'s and ϵ charge shifts|journal= Physics Letters B|date= 1986-01-09|volume= 166|issue= 2|pages= 196–198|language=en|doi= 10.1016/0370-2693(86)91377-8|issn= 0370-2693|bibcode= 1986PhLB..166..196H}}
* {{citat|last1= Hunt-Smith|first1= N. T.|last2= Melnitchouk|first2= W.|last3= Sato|first3= N.|last4= Thomas|first4= A. W.|last5= Wang|first5= X. G.|last6= White|first6= M. J.|title= Global QCD Analysis and Dark Photons|journal= [[Journal of High Energy Physics]]|date= 2023-09-15|volume= 2023|issue= 9|pages= 96|doi= 10.1007/JHEP09(2023)096|arxiv= 2302.11126}}
* {{citat|last1= Ilten|first1= Philip|last2= Soreq|first2= Yotam|last3= Williams|first3= Mike|last4= Xue|first4= Wei|title= Serendipity in dark photon searches|journal= Journal of High Energy Physics|date= 2018-01-15|volume= 2018|issue= 6|pages= 4|arxiv= 1801.04847|doi= 10.1007/JHEP06(2018)004|bibcode= 2018JHEP...06..004I|s2cid= 59408241}}
* {{citat|last1= Pospelov|first1= Maxim|last2= Ritz|first2= Adam|title= Astrophysical Signatures of Secluded Dark Matter|journal= Physics Letters B|date= januar 2009|volume= 671|issue= 3|pages= 391–397|doi= 10.1016/j.physletb.2008.12.012|arxiv= 0810.1502|bibcode= 2009PhLB..671..391P|s2cid= 14611829}}
* {{citat|last= Pospelov|first= Maxim|title= Secluded U(1) below the weak scale|journal= Physical Review D|date= 2009-11-02|volume= 80|issue= 9|pages= 095002|doi= 10.1103/PhysRevD.80.095002|issn= 1550-7998|arxiv= 0811.1030|bibcode= 2009PhRvD..80i5002P|s2cid= 202294}}
{{refend}}

[[Kategorija:Bozoni]]
[[Kategorija:Temna snov]]
[[Kategorija:Domnevni delci]]
[[Kategorija:Fizika onkraj standardnega modela]]
[[Kategorija:Temni koncepti v astrofiziki]]
[[Kategorija:Nosilci sil]]