schema di richiesta - Ministero delle infrastrutture e dei trasporti

Fisica delle particelle oggi
Il Modello Standard
and Beyond
- Bosone di Higgs
- SuperSimmetria
- Materia Oscura
Marco CIRELLI [CERN, Divisione Teorica]
Cosa si fa al CERN
Ricerca fondamentale in Fisica delle Particelle
• i costituenti elementari della materia
• le forze fondamentali che li governano
• l’origine, il contenuto e la struttura dell’Universo
Modello Standard
(della fisica delle particelle elementari)
Il Modello Standard è la costruzione (‘scoperta’) fondamentale
della fisica delle particelle, nella seconda metà del XX secolo.
XIX secolo elettromagnetismo
1932 teoria di Fermi del decadimento beta - interazioni deboli
1960’s unificazione em-debole: teoria ElectroWeak
(Glashow, Weinberg, Salam)
1981 scoperta bosoni W e Z (Rubbia)
1970’s teoria della QCD - interazioni nucleari forti
(Gross, Politzer, Wilczek)
1936 µ
1968 s quark
1956 νe
1974 c quark
1962 νµ
1977 b quark
1974 τ
1995 t quark
2000 ντ
recently
observed
When they meet,
they annihilate
FORCES
recently
observed
FORCES
recently
observed
Higgs boson
still
missing
?
Standard Model lagrangian
Credit: Flip Tanedo, QuantumDiaries.org
Standard Model lagrangian
Credit: Flip Tanedo, QuantumDiaries.org
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
• l’asimmetria tra materia e antimateria
(dove é finita tutta l’antimateria dell’Universo?)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
• l’asimmetria tra materia e antimateria
(dove é finita tutta l’antimateria dell’Universo?)
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
• l’asimmetria tra materia e antimateria
(dove é finita tutta l’antimateria dell’Universo?)
• il plasma di quarks e gluoni
(come diventa la materia nucleare a energie e densità elevatissime?)
• ...
Come risolvere questi problemi?
o... Come si fanno le scoperte?
Accelerare le particelle elementari (protoni, elettroni)
fino a energie elevatissime (7 TeV)
e portarle a collidere.
E=mc 2
Analizzare accuratamente i prodotti
per scoprire nuove particelle,
nuove forze,
nuova fisica...
Examples of reactions
in proton collisions
electron
quark-antiquark annihilation:
u dbar ! W
p
W
A real-life event from
the Tevatron:
p
electron
antineutrino
missing momentum,
interpreted as a neutrino
In principle the “force
carrier” of new
interactions could be
created in the same way,
provided their mass is not
too large
Examples of reactions
in proton collisions p
gluon-gluon reactions:
gg ! top antitop
top
antitop
p
Il bosone di Higgs
Il bosone di Higgs
Il bosone di Higgs
Englert-Brout-Higgs-Guralnik-Hagen-Kibble
e ! vuol dire grande massa, con m ! ! v
a “perche’ una certa particella ha massa m?”
da “perche’ una certa particella si accoppia
o di Higgs con intensita’ ! ! m / v ?”
lmeno ora abbiamo un modello matematico
pire come le particelle acquistino massa
e ! vuol dire grande massa, con m ! ! v
La luce che si propaga in un mezzo “rallenta” a
causa ha
delle
continue
interazioni col mezzo stesso
a “perche’ una
certa
particella
massa
m?”
Il tempo necessario per
da “perche’
una certa particella
si accoppia
attraversare
il mezzo e’
! cmedium < cvacuum
o di Higgs maggiore
con intensita’
!
!
m
/
v
?”
che se la luce
attraversasse il vuoto
lmeno ora abbiamo un modello matematico
pire come le particelle acquistino massa
Il tempo
necessario
per continuo in cui
Il campo di Higgs
e’ come
un mezzo
attraversare
il mezzointeragendo
e’
l’universo e’ immerso.
Le particelle,
con
! cesso,
medium < cvac
maggiore
che
se
la
luce
acquistano l’inerzia caratteristica delle particelle con massa.
attraversasse il vuoto
Il campo di Higgs e’ come un mezzo continuo in cui
l’universo e’ immerso. Le particelle, interagendo con esso
acquistano l’inerzia caratteristica delle particelle con mass
e ! vuol dire grande massa, con m ! ! v
La luce che si propaga in un mezzo “rallenta” a
causa delle continue interazioni col mezzo stesso
La quantita’ “v” e’ una proprieta’ universale del
a “perche’ una certa particella ha massa m?”
“background” del campo di Higgs. La quantita’ “!” e’
da “perche’ unav certa particella si accoppia
caratteristica della particella.
o di Higgs con intensita’ ! ! m / v ?”
Grande ! vuol ......
dire grande massa, con m ! ! v
m!!v
! un modello matematico
lmeno ora abbiamo
Ora le
la particelle
domanda
“perche’
una
certa
pire come
acquistino
massa
Il tempo
necessario
perparticella ha massa m?”
e’ rimpiazzata
da “perche’
una certa
attraversare
il mezzo
e’ particella si accoppia
!/ vcmedium
< cvacuu
Lamaggiore
quantita’
“v”
e’
una
proprieta’
universale
del
al campo
di Higgs
con
intensita’
!
!
m
?”
che se la luce
“background” del campo di Higgs. La quantita’ “!” e’
attraversasse il vuoto
caratteristica della particella.
Tuttavia almeno ora abbiamo un modello matematico
Grande ! vuol dire grande massa, con m ! ! v
Le ‘onde’per
delcapire
campocome
di Higgs
sono una
particella:
le particelle
acquistino
massa
la particella di
Higgs di
(bosone).
Il campo
Higgs e’ come un mezzo continuo in cui
immerso.
Le certa
particelle,
interagendo
con m?”
esso,
Ora lal’universo
domandae’“perche’
una
particella
ha massa
acquistano da
l’inerzia
caratteristica
particelle
con massa.
e’ rimpiazzata
“perche’
una certadelle
particella
si accoppia
al campo di Higgs con intensita’ ! ! m / v ?”
W H0
2. The Higgs at hadron colliders
Gluon-gluon fusion (NNLO):
- Largest
for production
all m(H).
Main
Higgs
channels di Higgs a un collider
Produzione
del bosone
+ rate
W
- Proportional to the top Yukawa coupling, y
g
t
10
t
q’
σ(p¯
p
√ → H + X) [pb]
s = 1.96 TeV
MSTW2008
mt = 173.1 GeV
gg → H
Gluon-gluon fusion (NNLO):
0
q
H
- Largest rate for
all m(H).
NLO):
0
niquely
qqbar
initial
state)
Wto the
t m(H). t
g large
Gluon-gluon
fusion
0
- Proportional
top(NNLO):
Yukawa coupling, y
g rate at
H
t
H
g
t
- Largest rate for all m(H).
W charge
t
- gg -initial
state
Proportional
to the top Yukawa coupling, y
+
t
g
t
W
q’
Vector-boson
(W or Z) fusion
Q (NLO):
g
0
W
gg
initial
state
Z- Second
largest, and (NNLO):
increasing rate at large m(H). q’
H
W(Z)-strahlung
0
Vector-boson
(W Higgs
orasZ)
fusion
(NLO):
- Proportional
toproduction
the
EW
charge
- Same
couplings
in
VB
fusion
σ(pp
p
→
H
+
X)
[pb] 0
Large
cross
sections
W
H
Second
largest,
and
increasing
rate
at
large
m(H).
H
- mostly
ud initial
state luminosity
Diagrammi
+
- Different
partonic
(uniquely qqbar initial state)
_
W
with gg→
H by
far EW
dominant
- Proportional
to the
Higgs
charge process
Q
±
di Feynman
g - mostly ud−1initialW
,
Z
4
state
+
ion (NLO):
W(Z)-strahlung (NNLO):
1 fb ⇒ O(10 ) events@lHC
W
±
y quark
Yukawa
coupling,
y
,
Same
couplings
as
in
VB
fusion
q
⇒ O(10
@Tevatron
W3 ) ,events
Z - Different
g
W(Z)-strahlung
(NNLO):Q(uniquely qqbar initial state)
partonic luminosity
n 2-Higgs models, such as SUSY, where
−3
0
- Same
couplings
as in VB fusion
but eg BR(H→ γγ,
ZZ
→
4")
≈
10
e ratio of the two Higgs expectations
H
0
Different
partonic
luminosity
(uniquely qqbar initial sta
H
associate
(NLO):
... aZ
small # production
of events
at
the
end...
q ttH/bbH
- Proportional to the heavy
H0quark Yukawa coupling, y , _ M [GeV]
Q
1
- gg initial state
q¯
q → WH
0.1
q¯
q→Z H
qq → qqH
0.01
p¯
p → t¯
tH
0.001
114
120
130
140
150
MH [GeV]
160
170
180
190
200
100
√
10
1
Q
s = 7 TeV
MSTW2008
mt = 173.1 GeV
gg → H
qq → qqH
q¯
q → WH
q¯
q→Z H
0.1
pp
p → t¯
tH
0.01
Q
115
140 160 180 200
H
300
400
500
(evaluated at m
H
_
f
, including QCD running effects)
q
m (dominated by top-quark loops)
H
f
f
SM Higgs D
Decadimento delHbosone dim 2Higgs
(evaluated at m , including QC
q
f
H
_
ominated by top-quark loops)
H
g
f
f
f
H
g at m , including QCD
2
(*)
2
_
m
(evaluated
(dominated
by top-quark
loops)
α (sharp thereshold
atmm
=2m , but
large BR
even
W
f
H
f
W
H
W
H
f running effects) _
ated at m , including QCD
H
f
to 130 GeV). Similar
processes
with W Z.
f
α (sharp thereshold atfm =2m , but large BR even down
W
H
W
(*)
2
(*)
_ α by(sharp
m
(dominated
top-quark
loops)
W
thereshold
at m =2m
W
q
W
H
f
_
H
f
130
GeV).
Similar
processes
with
W
Z.
ed by top-quark loops)
g to 130 GeV). Similar processes with
f H
f
g
(*)
f
W
W+
_
Dominated by the EW
f
Mode
Mass Rang
f
H
H(*)
_ α γ(sharp thereshold
couplings, only minor
H ! !!
at m 110-150
=2m
W
+
W
W
H
H
f
contribution from top loop
H ! bbf
110-135
W+
Dominated
by the EWγ
arp thereshold
at
m
=2m
,
but
large
BR
even
down
f
H
W
HSimilar
m correlated
to H→WW
couplings, onlytominor
H ! "" processesγ
110-140
130
GeV).
with
W
γ
H contribution
γ
+
H
Wf
from top loop H !WW !2l 2#
γ110-600
V). Similar processes with W +
Z. (*) m correlatedW
to H→WW H ! ZZ !4l
γ W
110-600
γ
_
H ! ZZ !2l2"
180-600
W- f
2
How can we detect the Higgs?
Example:
If m(H)>2 m(Z) ! H"ZZ
Each Z will decay. Assume for example Z"!+!-
Z
H
Z
!+
Z
H
!!+
Z
!-
Search for events with 4 muons (!+1
!−2 !+3 !−4 ) subject to the condition
that:
A computer simulation of how the
signal will appear, for mH = 200 GeV
Signal
Backgroun
m(!+1 !−2) = m(!+3 !−4) = m(Z)
The invariant mass of the 4-muon
system will then give m(H)
m(!!!!)" mH
Status: Lepton-Photon 2011 a Mumbai
Status: Lepton-Photon 2011 a Mumbai
Insomma:
- Standard Model higgs escluso nel range 145 GeV < mh < 466 GeV
(e mh < 115 GeV)
- entro l’inizio del 2012 copriremo anche l’ultima finestra (115-145)
SuperSymmetry (SuSy)
SuSy in 2 minutes
h
SuSy in 2 minutes
h
mh ≈ 150 GeV
SuSy in 2 minutes
h
mh ≈ 150 GeV
h
t
h
∆mh ∝ 1019 GeV
SuSy in 2 minutes
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~ ~
~
h h2
mh ≈ 150 GeV
h
t
h
∆mh ∝ 1019 GeV
h~1 h~2
h
~
t
h ∆mh ∝ −1019 GeV
SuSy in 2 minutes
0
20
V
Ge
h h2
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~ ~
~
h~1 h~2
mh ≈ 150 GeV
h
t
h
∆mh ∝ 1019 GeV
h
~
t
h ∆mh ∝ −1019 GeV
SuSy in 2 minutes
0
20
V
Ge
h h2
R = +1
mh ≈ 150 GeV
h
t
h
∆mh ∝ 1019 GeV
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~ ~
~
h~1 h~2
R = −1
h
~
t
h ∆mh ∝ −1019 GeV
SuSy in 2 minutes
2
V
Te
h h2
R = +1
mh ≈ 150 GeV
h
t
h
∆mh ∝ 1019 GeV
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~
~ ~
~
R = −1
h
~
t
h~1 h~2
h ∆mh ∝ −1019 GeV
Production at colliders
Search strategy 1:
look for decay subproducts of particles in the same theory
p
p
q˜
g˜
q
�˜
χ
˜02
�
q
χ
˜01
�
‘trigger on 4j+4l+MET...’
huge literature
Search strategy 2: ‘monojets’
χ
˜01
jet
e.g. J.Goodman et al., 1008.1783
- ‘new’
- more model independent
p
p
- well studied (MT2...)
- model dependent
χ
˜01
!
1I)5,J"&,8&9+&K&=&H"L&/+$&MNDO,($PQ&R&MNG5,%#+Q
Status: Lepton-Photon 2011 a Mumbai
0F434@43==3<<>
=<ST
!""#$%&'()
*'+',-./+'0**'1%2'
=<ST
!"#$%&'()*()+,-&.$/,&01234()5(6
7"89+#3:*+9+#&;<==
=>
!
1I)5,J"&,8&9+&K&=&H"L&/+$&MNDO,($PQ&R&MNG5,%#+Q
Status: Lepton-Photon 2011 a Mumbai
0F434@43==3<<>
=<ST
!""#$%&'()
*'+',-./+'0**'1%2'
=<ST
!"#$%&'()*()+,-&.$/,&01234()5(6
Insomma:
7"89+#3:*+9+#&;<==
- particelle SuSy escluse fino circa 1 TeV
- o sister, where art thou?
=>
Materia Oscura
(Dark Matter)
What is the Universe
made of?
The cosmic inventory
Most of the Universe is Dark
Ωlum ∼ 0.01
72%
Ωb ! 0.040 ± 0.005
1%
4%
23%
ΩDM ∼ 0.23
Ωde ∼ 0.72
�
ρx
Ωx =
; CMB first peak ⇒ Ωtot = 1 (flat); HST h = 0.71 ± 0.07
ρc
�
How do we know that
Dark Matter is out there?
The Evidence for DM
vc2 (r)
GN mM (r)
m
=
r
r2
‘centrifugal’
‘centripetal’
�
GN M (r)
vc (r) =
r
�
with M (r) = 4π
ρ(r) r2 dr
1
vc (r) ∼ const ⇒ ρM (r) ∼ 2
r
ΩM ! 0.1
Begeman et al., MNRAS 249 (1991)
1) galaxy rotation curves
The Evidence for DM
vc2 (r)
GN mM (r)
m
=
r
r2
‘centrifugal’
‘centripetal’
�
GN M (r)
vc (r) =
r
�
with M (r) = 4π
ρ(r) r2 dr
1
vc (r) ∼ const ⇒ ρM (r) ∼ 2
r
ΩM ! 0.1
Begeman et al., MNRAS 249 (1991)
1) galaxy rotation curves
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
“bullet cluster” - NASA
astro-ph/0608247
[further developments]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
ring of Dark Matter (2007)
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
- “rotation curves”
- gravitation lensing
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
ring of Dark Matter (2007)
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
ΩM ! 0.1
2) clusters of galaxies
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
3) CMB+LSS(+SNIa:)
WMAP
Millennium
M.Cirelli and A.Strumia, astro-ph/0607086
DM N-body simulations
2 106 CDM particles, 43 Mpc cubic box
Andrey Kravtsov, cosmicweb.uchicago.edu
[back]
DM N-body simulations
2 106 CDM particles, 43 Mpc cubic box
Andrey Kravtsov, cosmicweb.uchicago.edu
[back]
DM N-body simulations
Aquarius project of the VIRGO coll.:
1.5 109 CDM particles, single galactic halo
VIRGO coll., Aquarius project, www.mpa-garching.mpg.de/aquarius/
[back]
DM N-body simulations
2dF: 2.2 105 galaxies
SDSS: 106 galaxies,
2 billion lyr
Of course, you have to
infer galaxies within the
DM simulation
Millennium:
1010 particles,
500 h-1 Mpc
Springel, Frenk, White, Nature 440 (2006)
[back]
The Evidence for DM
1) galaxy rotation curves
2) clusters of galaxies
ΩM ! 0.1
ΩM ∼ 0.2 ÷ 0.4
3) CMB+LSS(+SNIa:)
ΩM ≈ 0.26 ± 0.05
What is DM?
What do we know of the
particle physics properties of
Dark Matter?
DM can NOT be:
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- neutrons
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- neutrons
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- neutrons
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- neutrons
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
strong
lensing
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- neutrons
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
strong
lensing
a baryon of the SM:
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
a baryon of the SM:
- BBN computes the abundance of He in terms
- neutrons
of primordial baryons:
too much baryons => Universe full of Helium
- CMB says baryons are 4% max
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
strong
lensing
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
- BBN computes the abundance of He in terms
- neutrons
of primordial baryons:
too much baryons => Universe full of Helium
- CMB says baryons are 4% max
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
strong
lensing
neutrinos:
a baryon of the SM:
DM can NOT be:
an astro je ne sais pas quoi:
a baryon of the SM:
- BBN computes the abundance of He in terms
- neutrons
of primordial baryons:
too much baryons => Universe full of Helium
- CMB says baryons are 4% max
- gas
- Black Holes
- brown dwarves
strong
lensing
neutrinos:
too light!
mν � 1 eV
do not have enough mass to act as gravitational attractors in galaxy collapse
2. Production at colliders
Monte Bianco
Geneva
LHC
2. Production at colliders
Monte Bianco
LHC
Geneva
7T
eV
eV
T
7
χ
χ
2. Production at colliders
LHC
Monte Bianco
Geneva
7T
eV
eV
T
7
+
χ
−
χ
2. Production at colliders
LHC
Monte Bianco
Geneva
7T
eV
missing
energy
eV
T
7
0
χ
...
+
χ
−
χ
0 missing
χ
...
energy
Problemi aperti in Fisica delle Particelle
• l’origine della massa e il bosone di Higgs
• la supersimmetria
(forse c’é un partner supersimmetrico per ogni tipo di particella nota!)
• le dimensioni dello spazio-tempo
(forse ci sono più di 3 dimensioni spaziali!)
• la Materia Oscura
(una particella sconosciuta che costituisce l’80% della materia dell’Universo!)
• l’asimmetria tra materia e antimateria
(dove é finita tutta l’antimateria dell’Universo?)
• il plasma di quarks e gluoni
(come diventa la materia nucleare a energie e densità elevatissime?)
• ...

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