Upload
others
View
2
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
フラットポテンシャルによる ヒッグスインフレーションと輻射シーソー機構
松井 俊憲1
共同研究者: 兼村 晋哉1 1富山大学
Phys. Le*. B 723 126 (2013), including some recent developments
2014/12/12 1 富山大学 理論物理学セミナー
内容
• ビッグバン宇宙論 →素粒子標準模型/一般相対性理論/インフレーション
• ヒッグスインフレーション →Planck実験 vs. BISEP2実験
• フラットポテンシャル/輻射シーソー機構 →摂動ユニタリティー/暗黒物質とニュートリノ質量
• Ma模型でのヒッグスインフレーション →質量スペクトルと加速器現象論
2014/12/12 2 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.1. 素粒子標準模型
2014/12/12 3 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [1/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
素粒子標準模型(SM)は、ゲージ原理と対称性の自発的破れに基づく。
←ゲージセクター
←ヒッグスセクター
1.1. 素粒子標準模型
2014/12/12 4 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [1/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
素粒子標準模型(SM)は、ゲージ原理と対称性の自発的破れに基づく。
ヒッグスボソン発見により、ヒッグス4次結合が決まった!
←ゲージセクター
←ヒッグスセクター
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10
100 105 108 1011 1014 1017
!0.02
0.00
0.02
0.04
0.06
0.08
0.10Mh = 125.7 GeVα3(MZ) = 0.1184 ± 0.0007
Mt = 171.3 GeV
Mt = 174.9 GeV
Mt = 173.1 GeV
RGE scale µ inGeV
Hig
gsqu
arti
ccou
plin
gλ
1.1. 素粒子標準模型
2014/12/12 5 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [1/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
標準模型の適用限界は、トップ質量に非常に繊細!
SMのヒッグス4次結合の真空安定性
1.1. 素粒子標準模型
2014/12/12 6 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [1/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
臨界性原理によって、ヒッグス質量が予言されていた!
SMの有効ポテンシャルは2つの縮退した真空を持つという仮定
1.2. 一般相対性理論
2014/12/12 7 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [2/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
↑アインシュタイン方程式
Einstein(1916)
1.2. 一般相対性理論
2014/12/12 8 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [2/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
↑アインシュタイン方程式
一様等方性 : エネルギー-‐運動量テンソル
: ロバートソン-‐ウォーカー計量
Einstein(1916)
1.2. 一般相対性理論
2014/12/12 9 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [2/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
↑アインシュタイン方程式
一様等方性 : エネルギー-‐運動量テンソル
: ロバートソン-‐ウォーカー計量
↑フリードマン方程式
Einstein(1916)
1.2. 一般相対性理論
2014/12/12 10 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [2/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
↑アインシュタイン方程式
一様等方性 : エネルギー-‐運動量テンソル
: ロバートソン-‐ウォーカー計量
↑フリードマン方程式
Einstein(1916)
状態方程式と合わせることで, スケールファクター a(t) を得る。 宇宙の発展(輻射優勢/物質優勢) を説明することができる。
2014/12/12 11 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [3/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.3. ビッグバン宇宙論 ・フリードマン方程式に 従って, 現在(137億年) から数秒までの宇宙 の発展を説明できる。
BBN
2014/12/12 12 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [3/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.3. ビッグバン宇宙論 ・フリードマン方程式に 従って, 現在(137億年) から数秒までの宇宙 の発展を説明できる。 ・素粒子標準模型は, 高温・高密度の初期 宇宙を電弱スケール (10-‐10秒)まで説明できる。
EM
BBN
2014/12/12 13 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [3/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.3. ビッグバン宇宙論 WMAP実験 (2001-‐2010)
Planck実験 (2009-‐2013)
・膨張宇宙を説明する ビッグバン宇宙論は 宇宙マイクロ波背景 放射(CMB)の観測に よって成功を収めた。
CMB
EM
BBN
・フリードマン方程式に 従って, 現在(137億年) から数秒までの宇宙 の発展を説明できる。 ・素粒子標準模型は, 高温・高密度の初期 宇宙を電弱スケール (10-‐10秒)まで説明できる。
2014/12/12 14 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology [3/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.3. ビッグバン宇宙論
・膨張宇宙を説明する ビッグバン宇宙論は 宇宙マイクロ波背景 放射(CMB)の観測に よって成功を収めた。 ・今日、宇宙の詳細が 精密測定されている。
CMB
EM
BBN
WMAP実験 (2001-‐2010)
Planck実験 (2009-‐2013)
・ビッグバン宇宙論は、観測を説明するのに非常に成功した理論である。 ・加えて、地平線問題と平坦性問題を説明するインフレーションが必要である。
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 15
Big Bang Cosmology [4/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.4. インフレーション
[平坦性問題]: 初期宇宙は, 非常に平坦である。
光円錐
時間
[地平線問題]: CMBゆらぎは, ほぼ同じ値である。
→自然に説明できない極端な平坦さ!! →光円錐の外側で性質がほとんど同じ!! €
Ω ≡8πGρ3H 2
・ビッグバン宇宙論は、観測を説明するのに非常に成功した理論である。 ・加えて、地平線問題と平坦性問題を説明するインフレーションが必要である。
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 16
a� = exp�
�3
t
�
� � 8�G��
Big Bang Cosmology [4/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.4. インフレーション
Guth(1981), Sato(1981)
・ビッグバン宇宙論は、観測を説明するのに非常に成功した理論である。 ・加えて、地平線問題と平坦性問題を説明するインフレーションが必要である。
・しかし、我々はインフレーションの詳細を知らない。 ・スローロールインフレーションは、スカラー粒子(インフラトン)Φで説明される。
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 17
� � 12M2
P
�V �
V
�2
� 1
� �M2P
V ��
V� 1
a� = exp�
�3
t
�
� � 8�G��
観測されるパラメーター
ns � 1� 6� + 2�r � 16�V (�)
�� =
12�̇2 + V (�)
↑典型的なポテンシャル
Big Bang Cosmology [4/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.4. インフレーション
Guth(1981), Sato(1981)
Linde(1981)
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 18
ns = 0.9585± 0.070(68%C.L.)r < 0.11(95%C.L.)
Planck 2013: 1303.5076
インフレーションの模型は、 宇宙観測実験で検証できる!
観測されるパラメーター
ns � 1� 6� + 2�r � 16�
↑典型的なポテンシャル
� � 12M2
P
�V �
V
�2
� 1
� �M2P
V ��
V� 1V (�)
�� =
12�̇2 + V (�)
・ビッグバン宇宙論は、観測を説明するのに非常に成功した理論である。 ・加えて、地平線問題と平坦性問題を説明するインフレーションが必要である。
・しかし、我々はインフレーションの詳細を知らない。 ・スローロールインフレーションは、スカラー粒子(インフラトン)Φで説明される。
Guth(1981), Sato(1981)
Linde(1981)
a� = exp�
�3
t
�
� � 8�G��
Big Bang Cosmology [4/4] | Higgs Inflation | Solutions | Our Model
1.4. インフレーション
2014/12/12 19 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [1/4] | Solutions | Our Model
2.1. ヒッグスインフレーション F. L. Bezrukov, M. Shaposhnikov, Phys. Le*. B 659, 703 (2008)
ヒッグス場と重力の結合を導入 インフラトン = ヒッグスボソン
0
λM4/ξ2/16
λM4/ξ2/4
U(χ)
0 χend χCOBE χ
0λ v4/4
0 v
LJ��gJ
= LSM �12M2
P R� �H†HR
2014/12/12 20 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [1/4] | Solutions | Our Model
2.1. ヒッグスインフレーション F. L. Bezrukov, M. Shaposhnikov, Phys. Le*. B 659, 703 (2008)
ヒッグス場と重力の結合を導入
CMB観測値(input) スカラー振幅: e-‐foldings数: 50<N*<60
インフラトン = ヒッグスボソン
0
λM4/ξ2/16
λM4/ξ2/4
U(χ)
0 χend χCOBE χ
0λ v4/4
0 v
LJ��gJ
= LSM �12M2
P R� �H†HR
2014/12/12 21 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [1/4] | Solutions | Our Model
2.1. ヒッグスインフレーション F. L. Bezrukov, M. Shaposhnikov, Phys. Le*. B 659, 703 (2008)
ヒッグス場と重力の結合を導入
CMB観測値(input) スカラー振幅: e-‐foldings数: 50<N*<60 Slow roll inflabonに基づく予言 スペクトル指数: テンソル・スカラー比: non-‐minimal coupling:
インフラトン = ヒッグスボソン
� � 49000�
�
ns � 0.97r � 0.0033
0
λM4/ξ2/16
λM4/ξ2/4
U(χ)
0 χend χCOBE χ
0λ v4/4
0 v
LJ��gJ
= LSM �12M2
P R� �H†HR
2014/12/12 22 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [1/4] | Solutions | Our Model
ξが大きいことでスローロールインフレーションが実現できる!
2.1. ヒッグスインフレーション F. L. Bezrukov, M. Shaposhnikov, Phys. Le*. B 659, 703 (2008)
インフラトン = ヒッグスボソン
0
λM4/ξ2/16
λM4/ξ2/4
U(χ)
0 χend χCOBE χ
0λ v4/4
0 v
LJ��gJ
= LSM �12M2
P R� �H†HR
ヒッグス場と重力の結合を導入
CMB観測値(input) スカラー振幅: e-‐foldings数: 50<N*<60 Slow roll inflabonに基づく予言 スペクトル指数: テンソル・スカラー比: non-‐minimal coupling: � � 49000
��
ns � 0.97r � 0.0033
2014/12/12 23 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [2/4] | Solutions | Our Model
2.2. Planck実験の結果
0.94 0.96 0.98 1.00Primordial Tilt (ns)
0.00
0.05
0.10
0.15
0.20
0.25
Ten
sor-
to-S
cala
rRat
io(r
0.00
2)
ConvexConcave
Planck+WP
Planck+WP+highL
Planck+WP+BAO
Natural Inflation
Power law inflation
Low Scale SSB SUSY
R2 Inflation
V / �2/3
V / �
V / �2
V / �3
N⇤=50
N⇤=60
Planck Collaborabon, Astron.Astrophys. 571, A22 (2014)
Planck実験は、ヒッグスインフレーションを支持している! ヒッグスインフレーション: ns � 0.97 r � 0.0033
2.3. 摂動ユニタリティーの問題
2014/12/12 24 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [3/4] | Solutions | Our Model
摂動ユニタリティーは、ヒッグスボソンとゲージボソン の散乱過程によって、高エネルギーで破れる( )
C.P.Burgess, H.M.Lee, M.Tro*, JHEP 1007, 007(2010)
�U �MP
�
インフレーションのスケールに到達できない!
M(WL �h �WL �h) =M(WL h�WL h) + aE2
�2U
+ b
1
E MP/� �MP/�
� �
M
�h は、 Einstein frameでのヒッグスボソン
�I =MP�
�
2.4. BICEP2実験の結果
2014/12/12 25 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation [4/4] | Solutions | Our Model
0.94 0.96 0.98 1.00
ns
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
r 0.0
02
Planck+WP+highL
Planck+WP+highL+BICEP2
BICEP2 Collaborabon, Phys.Rev.Le*. 112, 241101 (2014)
68%と95%
Bモード偏曲の観測結果は, Planck実験と一致しない。
3.1. フラットポテンシャルのシナリオ
2014/12/12 26 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [1/4] | Our Model
0 1! 1017 2! 1017 3! 1017 4! 1017 5! 1017 6! 1017 7! 1017
5.0! 1063
1.0! 1064
1.5! 1064
2.0! 1064
2.5! 1064
3.0! 1064
3.5! 1064
4.0! 1064
100 105 108 1011 1014 1017
10!5
10!4
0.001
0.01
0.1
1
λminはMtに、μminはMhに依存する。 λmin~10-‐6なら、小さなξでもヒッグスインフレーションが可能!
SMのヒッグス4次結合λ(μ)と、μ=hとしたときのヒッグスポテンシャルVSM=λ(h) h4/4
Y.Hamada, H.Kawai, K.Oda, SC.Park, Phys.Rev.Le*. 112, 241301 (2014)
λ
μ
(μmin , λmin )
Vsm
h(=μ)
3.2. ヒッグスインフレーションをやり直す
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 27
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [2/4] | Our Model
↑RGE解析結果(λmin, μmin)を使う。
3.2. ヒッグスインフレーションをやり直す
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 28
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [2/4] | Our Model
↑RGE解析結果(λmin, μmin)を使う。 ↑μ依存性を考慮して計算する。
3.2. ヒッグスインフレーションをやり直す
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 29
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [2/4] | Our Model
Prescripbon1:
Prescripbon2:
↑RGE解析結果(λmin, μmin)を使う。 ↑μ依存性を考慮して計算する。
3.2. ヒッグスインフレーションをやり直す
2014/12/12 富山大学 理論物理学セミナー 30
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [2/4] | Our Model
ξが小さいので、摂動ユニタリティーの問題もない! →ともに、N* ~58, ns~0.9, r~0.2(BICEP2), As~2*10-‐9 と実験値を満たす。
Prescripbon1:
Prescripbon2:
↑RGE解析結果(λmin, μmin)を使う。 ↑μ依存性を考慮して計算する。
3.3. BSM現象
• 暗黒物質 -‐素粒子?/天体?→WIMP(中性, NR, weak-‐int.) -‐安定性→新たな対称性で説明される? -‐質量/スピンは?
• ニュートリノ振動 -‐ニュートリノの微小質量の起源→SM-‐likeなヒッグス場? -‐唯一の中性フェルミオン→Dirac?/Majorana? -‐Majoranaならシーソー機構で説明できる→重いNRが存在?
• …
2014/12/12 31 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [3/4] | Our Model
これらを説明する新物理学が必要である!
3.4. 輻射シーソー機構
2014/12/12 32 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions [4/4] | Our Model
暗黒物質とニュートリノ質量が同時に説明できる!
① L. M. Krauss, S. Nasri, M. Trodden, PRD 67 085002 (2003) ② E. Ma, PRD 73 077301 (2006) ③ M. Aoki, S. Kanemura, O. Seto, PRL 102 051805 (2009)
��SM� ��SM�
�R (�R)c�L (�L)c
�02 �0
2L
1 S1
S2 S2
eL eReR NR eLiL i
S
��SM�
�L (�L)c
��SM�
s�1 s+1
s+2 s�2
�R (�R)c�L �R (�L)c(�R)c
(�R)c�R
�L (�L)c
�R (�L)c
① ② ③
Le� =�
cij
Me�
��iL�j
L�SM�SM
Z2対称性を課したテラスケール でのループ抑制模型
4.1. Ma模型でのヒッグスインフレーション
2014/12/12 33 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [1/4]
E. Ma, PRD 73 077301 (2006)
4.1. Ma模型でのヒッグスインフレーション
2014/12/12 34 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [1/4]
スカラー質量
E. Ma, PRD 73 077301 (2006)
4.1. Ma模型でのヒッグスインフレーション
2014/12/12 35 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [1/4]
ニュートリノ質量
��SM� ��SM�
�L (�L)c
�02 �0
2
�R (�R)c
E. Ma, PRD 73 077301 (2006)
4.1. Ma模型でのヒッグスインフレーション
2014/12/12 36 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [1/4]
暗黒物質
・Z2 –oddの最も軽い中性粒子(H0, A0, νR) が暗黒物質になりうる。 ・今回、A0 を暗黒物質とする。 ・直接検出実験で検証可能な質量 mDM =mh /2にとる。
��SM� ��SM�
�L (�L)c
�02 �0
2
�R (�R)c
E. Ma, PRD 73 077301 (2006)
4.2. インフレーションの条件
2014/12/12 37 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [2/4]
インフレーション
・BICEP2(r=2)を説明するλeff (μmin)~10-‐6 のシナリオを考える。 ・暗黒物質の直接検出実験からλ5>10-‐7が必要である。
J.-‐O.Gong, H.M.Lee, S.K.Kang, JHEP 1204, 128(2012)
CMB制限(スカラー振幅): イナートインフラトン条件:
中性スカラー: (h0, H0, A0)⇄(h1, h2, θ) がインフラトンになりうる。
4.2. インフレーションの条件
2014/12/12 38 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [2/4]
インフレーション
中性スカラー: (h0, H0, A0)⇄(h1, h2, θ) がインフラトンになりうる。
・BICEP2(r=2)を説明するλeff (μmin)~10-‐6 のシナリオを考える。 ・暗黒物質の直接検出実験からλ5>10-‐7が必要である。 ・A0(⇄θ)はインフラトンになれない。
J.-‐O.Gong, H.M.Lee, S.K.Kang, JHEP 1204, 128(2012)
CMB制限(スカラー振幅): イナートインフラトン条件:
4.2. インフレーションの条件
2014/12/12 39 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [2/4]
真空安定性/ニュートリノ振動/暗黒物質の条件を満たすようにλ1-‐5 (μ)を計算し、 SMでの(μmin, λmin)にフィットするようなパラメーターセットを探す。
4.2. インフレーションの条件
2014/12/12 40 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [2/4]
4.0! 1017 6.0! 1017 8.0! 1017 1.0! 1018 1.2! 1018 1.4! 1018 1.6! 1018
2.! 10"6
4.! 10"6
6.! 10"6
8.! 10"6
0.00001
真空安定性/ニュートリノ振動/暗黒物質の条件を満たすようにλ1-‐5 (μ)を計算し、 SMでの(μmin, λmin)にフィットするようなパラメーターセットを探す。
解析結果 ・hのみインフラトンになる解が存在した。 ・νRiはランニングに寄与しない。 →mνRi はフリーパラメーター
4.3. 質量スペクトル
2014/12/12 41 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [3/4]
100 105 108 1011 1014 1017
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
μ=mt でのスカラーボソンの質量スペクトル→
4.4. 加速器現象論
2014/12/12 42 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [4/4]
IDMのLHC現象論の研究
① E.Dolle, X.Miao, S.Su and B.Thomas, Phys. Rev. D 81, 035003 (2010)
Benchmark:
彼らのBenchmarkのなかでLHCでの一番の 発見の好機であることが述べられている。
4.4. 加速器現象論
2014/12/12 43 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [4/4]
IDMのLHC現象論の研究
① E.Dolle, X.Miao, S.Su and B.Thomas, Phys. Rev. D 81, 035003 (2010)
Benchmark:
彼らのBenchmarkのなかでLHCでの一番の 発見の好機であることが述べられている。
[理由]Hがoff-‐shell Z* 経由で崩壊する→Mll <MZ
0 50 100 15010−3
10−2
10−1
100
Mll(GeV)
1 σdσ
dM
ll/1G
eV
W WZZ/γ∗
tt̄W Z/γ∗
SA
WW
ZZ/γ∗
tt̄
WZ/γ∗
SA
missing Z
q̄
q
A
A
H�+
��
↓Dilepton 不変質量分布
4.4. 加速器現象論
2014/12/12 44 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [4/4]
IDMのLHC現象論の研究
① E.Dolle, X.Miao, S.Su and B.Thomas, Phys. Rev. D 81, 035003 (2010)
② A.Goudelis, B.Herrmann and O.Stål, JHEP 1309, 106 (2013)
Benchmark:
彼らのBenchmarkのなかでLHCでの一番の 発見の好機であることが述べられている。
緑色: Λ=MZ, 赤色: Λ=104GeV,黒色: Λ=1016GeV
4.4. 加速器現象論
2014/12/12 45 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model [4/4]
IDMのLHC現象論の研究
① E.Dolle, X.Miao, S.Su and B.Thomas, Phys. Rev. D 81, 035003 (2010)
② A.Goudelis, B.Herrmann and O.Stål, JHEP 1309, 106 (2013)
Benchmark:
彼らのBenchmarkのなかでLHCでの一番の 発見の好機であることが述べられている。
Benchmark:
緑色: Λ=MZ, 赤色: Λ=104GeV,黒色: Λ=1016GeV
結論
• フラットポテンシャルのシナリオならテンソル・スカラー比 r が大きくても、ヒッグスインフレーションは実現できる。
• SMの真空はトップ質量に非常に繊細であるがマルチヒッグス模型であれば緩和される。
• BICEP2・暗黒物質・ニュートリノ質量を説明するヒッグスインフレーションの模型を議論した。
• 予言される新粒子の特徴的な質量スペクトルは加速器実験での検証できると期待される。
2014/12/12 46 富山大学 理論物理学セミナー
Big Bang Cosmology | Higgs Inflation | Solutions | Our Model