Dunkle Dunkle Materie Materie

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Dunkle Dunkle

Materie Materie

Grundlagen & Experimentelle Suche!

Tim Niels Plasa 26.06.2003

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Der Rote Faden

 Warum soll dunkle Materie existieren?

 Woraus könnte die dunkle Materie bestehen?

 Einige Experimente und ihre Ergebnisse

 Ausblick für die folgenden Jahre

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Tim Niels Plasa

3 7

2 5

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Nicht-baryonische DM 4

3 0.27

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Tim Niels Plasa

MASSE (g) Radius (cm) Dichte(g/cm^-3)

Jupiter 2*10³⁰ 6*10⁵ 2,3

Sonne 2*10³⁷ 7*10¹⁰ 1,4

Rote Riesen (2-6)*10³⁴ 2*10¹⁴ (4,8-14,3)*10^-3

Weisser Zwerg 2*10³⁰ 1*10⁸ 5*10⁸

Neutronenstern 3*10³³ 1*10⁶ 7*10¹⁴ glob. Cluster 1,2*10³⁹ 1,5*10²⁰ 8,5*10^-23 offenes Cluster 5*10³⁵ 3*10¹⁹ 4,4*10^-24

Spiralgalaxie 2*10^44-45 (6-15)*10²² (14-22)*10^-26 elliptische Galaxie2*10^43-45 (1,5-3)*10²³ (0,4-1,8)*10^-26

Universum 7,5*10⁵⁵ 1*10²⁸ 8*10^-29

Kritische Dichte = 3H₀²/8pG = 11 p/m³ NGC = Neuer galaktischer Katalog 1pc = 3,1*10¹⁸cm

1 rad = 57,3°

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CDM = kalte dunkle Materie

nichtrelativistische Bewegung im Zeitalter der Galaxienentstehung

HDM = Heiße dunkle Materie

relativistische Bewegung während der Galaxienentstehung

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Tim Niels Plasa

Warum ist

dunkle Materie notwendig?

 Rotationskurven von Galaxien

 Messungen des Cobe und WMAP-

Satelliten (Geometrie des Universums)

 Galaxienclusterdynamik

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COBE & WMAP

Akkurate Messungen der CBR anisotropen Erscheinungen

Ωtot = 1,02 ± 0.02

Ω Λ = 0.73 ±0.04

Ω M = 0.27 ±0.04

Ω baryonic = 0.04 ±0.004 1°

7°

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Tim Niels Plasa

Abzählen von Sternen  _Sterne = 0,005 - 0,01 Nukleosynthese 0,0095<  _Bary<0,023

Dunkle Materie in Halos (Rot.kurven)  _H>0,1 Relativbewegung der Galaxien  _Ma>0,3 Ausbildung großer Strukturen  _Ma>0,3

Supernova + Hintergrundstrahlung  _tot = 1,02 ± 0,02

Wie kommt man auf die Massenverteilung ?

Kritische Dichte = 3H₀/G = 11 p/m³

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Dunkle Materie in Galaxien

- Galaxienbildung in bestimmter Reihenfolge (top-down Szenario)

- Dunkle Materie in Halos

- Baryonische Materie im Kern und in Scheibe

- Was können wir über die Struktur der Halos sagen?

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Tim Niels Plasa

Scheibengalaxien machen etwa 20 - 30% der Galaxien aus und eignen sich zum Beobachten der Eigenschaften der dunklen Halos - es handelt sich um flache Systeme,

deren Rotation gegen die Gravitation gegensteuert.

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NGC 891

Eine Spiralengalaxie NGC 4414 -->

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Die Rotationskurven der Spiralgalxien

Meistens rotieren sie nicht gleichmäßig - es gibt eine Varianz der Rotationskurven abhängig von ihrer Leuchtverteilung.

Dies hier sind zwei Extremfälle:

Links: Typisch für Scheiben geringerer Leuchtkraft

Rechts: Charakteristisch für hohe Leuchtkraft (wie die Milchstraße)

km /s

kpc

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Was hält die Scheibe im Gleichgewicht ?

Der Hauptanteil der kinetisch Energie ist in der Rotation In der radialen Richtung sorgt die Gravitation für die radiale

Beschleunigung, die für die fast kreisförmige Bewegung der Sterne und des Gas verantwortlich ist.

In der vertikalen Richtung gleicht sich die Gravitation mit dem vertikalen Druckgradienten (der mit der zufälligen Bewegung

der Sterne in der Scheibe zusammenhängt) aus

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Das radiale Gleichgewicht der Scheiben

Mit der Newtonschen Mechanik kann man die Masse innerhalb eines bestimmten Radius bestimmen.

wobei M(R) die eingeschlossene Masse im Radius R ist.

Die Form von V(R) kann unterschiedlich sein.

Für große Spiralgalxien wie der unseren, ist V(R) normalerweise flach, sodass die eingeschlossene Masse im sichtbaren Bereich M(R) R^ ²

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NGC 3198

Distanz: 9,2 Mpc Scheibenlänge:2,7 kpc Größter Radius: 30 kpc

Maximale Geschwindigkeit: 157 km/s M(HI): 4,8 (10⁹Sonnen)

M(tot): 15,4 (10¹⁰Sonnen) M(dunkle M.): 4,1 (10¹⁰Sonnen)

M(Halo): 1,9 (10¹⁰Sonnen)

Tatsächliche Beobachtungen!

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Galaxie im Radiobereich

Galaxie im

sichtbaren Bereich

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Tim Niels Plasa

Das erwartete V(R) von Sternen und Gas fällt unter der beobachteten

Rotationskurven in den äußerenTei- len der Galaxie.

Dies gilt für fast alle Spiralgalaxien mit den viel zu hohen Rotationskurven!

Wir fassen zusammen, dass die leuchtende Materie die Ge- schwindigkeit innerhalb eines kleinen Radius dominiert, aber über diesem Radius erhält das dunkle Halo stark an Einfluss.

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Minimale Scheibe maximales Halo

Maximale Scheibe minimales Halo

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Für die Zerlegung von NGC 3198 wurde das stellare M/L Verhältnis als größtmöglich angenommen; ohne Bezug zu

einem hohlen dunklen Halo - dies nennt man eine “maximum disk”

(minimum halo) Zerlegung.

Mehr als 1000 Galaxien sind auf diesem Wege analysiert worden - die Zerlegung sieht oft so aus wie für

NGC 3198, mit vergleichbaren Peaks für die

Geschwindigkeitsverteilungen von der Scheibe und dem dunklen Halo.

Es wird angenommen, dass dies schließlich teilweise auf die adiabatische Kompression des dunklen Halo durch die Baryonen zurückzu- führen ist, wenn Sie sich zusammenziehen, um die Scheibe zu formen.

Das dunkle Materie Halo ist notwendig um die Rotationskurven zu erklären!

Dark matter halo

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Galaxie separat - Galaxiecluster

Parameter für dunkle Halos(Dichte, Geschwindigkeitsverteilung, Form...)

Seit etwa 1985 haben die Beobachter Modelle dunkler Halos entwickelt, denen ein Kern mit konstanter Dichte zugrunde liegt.

Bei den gewöhnlichen Modelle gibt es eine Isothermale Sphären

mit einem gut definierten Kern-Radius und zentraler Dichte, wobei

r^-2

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Isothermale Sphäre

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Es gibt auch die pseudo-isothermale Sphäre

_o {1 + (r / r_c )² }^-1

Benutzt man dieses Modell für den dunklen Halo von großen Galaxien wie der Milchstraße, so findet man _o ~ 0.01 Solar- massen pc ^-3 und r_c ~ 10 kpc

Sie sind im Zentrum konstant dicht, mit r^{- 2}

CDM Simulationen produzieren immer wieder Halos, welche

im Zentrum zugespitzt sind. Dieser Sachverhalt ist seit den 80ern bekannt (Navarro et al 1996 = NFW) bekannt mit der Dichte-

verteilung:

_(r / r_s)^{- 1}{1 + (r/r_s)}^{- 2}

(25)

Verteilung der inneren Abnahme der Dichte  ~ r^

Beispiel für etwa 60

leuchtschwache Galaxien

Optische Rotationskurven teilen uns die Abnahme der Dichte mit.

NFW Halos haben

 = -1

Flache Kerne haben

 = 0

de Blok et al 2002

NFW

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Man kann sagen, dass die Dichteverteilung der dunklen Halos viel über dunkle Materie aussagt.

Zum Beispiel könnte die bewiesene Präsenz von cusps einige dunkle Materie Partikel ausschließen (z.B. Gondolo 2000).

Vielleicht ist auch die Theorie der CDM falsch.

- mit sich selbst wechselwirkende dunkle Materie könnte ein

flaches Zentrum (r) durch “heat transfer” in die kälteren zentralen Gebiete ermöglichen. (-->Kernkollaps wie in globularen Sternhaufen) (siehe Burkert 2000, Dalcanton & Hogan 2000)

Alternative:

Es gibt viele Wege zur Konvertierung von CDM cusps in

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Tim Niels Plasa

• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs), Neutrinos & Axionen

• Neue Physik

Kandidaten für die dunkle Materie

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• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Geringe (sub- solare) Sternenmasse. Gewöhnliche baryonische Zusammenstellungen.

• Gebrauch vom Gravitationslinseneffekt zum Studieren.

• Möglicherweise verantwortlich für 25% bis 50% der dunklen Materie

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Tim Niels Plasa

Woraus bestehen Machos?

• Braune Zwerge

• Neutronensterne

• Weiße Zwerge

• Planeten

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Tim Niels Plasa

Massive Compact Halo Objects – MACHOs

• Macho ist nicht direkt zu sehen. Aber es kann sich zwichen einem

Himmelskörper und uns bewegen.

• MACHO fungiert dann als Gravitationslinse!

• Das Licht kommt verzerrt an, im

Extremfall als Ring.

• Macho ist nicht direkt zu sehen. Aber es kann sich zwichen einem

Himmelskörper und uns bewegen.

• MACHO fungiert dann als Gravitationslinse!

• Das Licht kommt verzerrt an, im

Extremfall als Ring. )

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Zum Gravitationslinsene ffektVerformung des Hintergrunds durch “unsichtbare”

Materie im Vordergrund

Ohne Macho Mit Macho

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Tim Niels Plasa ==>

mag=Helligkeit exponentiell aufgetragen

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• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs)

• Teilchen, die nicht aus dem Standard Modell kommen - insbesondere Neutralinos

• Schwere (> 45GeV) neutrinoartige Teilchen von Eichtheorien.

Dunkle Materie aus dem Teilchenzoo

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Tim Niels Plasa

Mögliche

Erweiterung des

Standard Modells:

Supersymmetrie

Jedes Standard-Modell-Teilchen x hat einen supersymmetrischen Partner x

z.B. electron  selectron neutrino  sneutrino

gluon  gluino

W boson  Wino

~

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Zugang zu den neuen Teilchen?

Hochenergie Strahlen

Kollisionsexperimente CMS(LHC),

ATLAS

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Tim Niels Plasa

Die MSSM – Parameter

 - Higgsino Massen Parameter M₂ - Gaugino Massen Parameter

m_A - Masse des CP-odd Higgs bosons tan  - Verhältnis der Higgs Vakuum Erwartungswerte

m₀ - skalarer Massen Parameter

A_b - trilinear coupling, bottom sector A_t - trilinear coupling, top sector

Parameter

Unit  GeV

M2

GeV tan 



mA

GeV

m0

GeV

Ab/m0

1

At/m0

1 Min -50000 -50000 1 0,1 114 -3 -3 Max +50000 +50000 60 10000 3000 3 3

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Neutralino als dunkle Materie

 SUSY WIMPs ( LSP : neutralino )

0 2 4 0

1 3 2

1

~

~ a Z~ a H a H

a   

 



Nicht Baryonische kalte dunkle Materie Kandidaten

Kleinste Masse, lineare Superposition von Photino, Zino, Higgsino

N

 

Verschiedene Implementierungen der MSSM führt zu diversen

Neutralino ^Z^g ^ ^N¹¹² ^ ^N¹² ²

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Annahme  ist im galaktischen Halo präsent!

•  ist sein eigenes Antiteilchen => kann annihilieren und dabei Gammastrahlung produzieren, Antiprotonen, Positronen….

• Antimaterie wird nicht in großen Mengen durch Standardprozesse gebildet (sekundäre Produktion durch p + p --> p + X)

• D.h., der zusätzliche Beitrag von exotischen Quellen (  Annihilation) ist ein interessantes Signal

• Produziert durch (eine Möglichkeit)  --> q / g / Gauge Boson / Higgs _

_

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DM Neutralino Suche

Wir schauen also nach Antiprotonen, Positronen, Gammastrahlung, die durch WIMP Annihilation

entstanden ist.

,...

, , , , ,

,   

 WW ZZ  e^ p^ d^ BESS, GLAST, ISS, AMS …

Wir schauen also nach hochenergetischen Neutrinos als letzte Produkte von WIMP Annihilation in den Himmelskörpern(Erde, Sonne)SK, AMANDA, MACRO, …

Wie messen die nuklearen Rückstöße, die durch die elastische Streuung der WIMPs an den

Detektoren entsteht.

DAMA, CDMS, Edelweiss, CRESST, UKDMC...

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Tim Niels Plasa

Signale von WIMPs

Erdbewegung durch das Milchstraßenhalo erzeugt asymmetrische charakteristische Verteilung der WIMPs.

Erdorbitalbewegung um die

Sonne (15 km/s)

Jährliche Modulation der WIMP Wechselwirkungsrate.

(42)

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Tim Niels Plasa

WIMP Dunkle Materie Annihilationen?

Wenn das wahr ist, gibt es beobachtbare Halo Annihilationen in mono-

energetische Gammastrahlung.

q

q oder  oder Z  Linen ? X

X

Erweiterungen zum Standard Modell der Teilchenphysik geben uns also gute Kandidaten für galaktische dunkle Materie. Dies wäre dann eine völlig neue Form der Materie. Simulated response to 50 GeV side-entering ’s

Glast-Simulation

Antiproton oder Positron-Strukturen?

- = Untergrund, - = Untergrund + Signal

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Positronen Signale von Neutralinos





Q_e(T,x )  1

2 (_annv) _(x ) m_













2

B_f dN_f

f dT



Positron Quellenfunktion

In die Difffusionsgleichung wird das galaktische Modell einbezogen:



_e

interstellar(T_e )

Die Positronen treffen auf den solaren Wind. Dies wird noch in die Rechnung mit einbezogen.

_e

Earth(T_e )

Am besten schaut man nach Positronenzerfällen, e⁺/(e⁺ + e^-) um die

Vernichtungsquerschnitt

Dichte

Geschwindigkeit

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Tim Niels Plasa

Messung der Höhenstrahlung mit

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Der HEAT-ÜBERSCHUSS

_____________________________________________________

Man kann mit Ballons in großer Höhe Positronen detektieren

Ergebnis: Es gibt mehr Positronen als angenommen

Wimp-Annihilation als partielle mögliche Erklärung

(47)

Tim Niels Plasa

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Tim Niels Plasa

 Es gibt Versuche den HEAT Überschuss mit

supersymmetrischer dunkler Materie zu erklären:

– Kane, Wang and Wells Kane, Wang and Wang

– de Boer, Sander, Horn and Kazakov,

– Baltz, Edsjö, Freese, Gondolo, PRD 65 (2002).



   W ^ W^,  ˜ e^ W^, ˜ ˜ W ^ W^, K



   W ^ W ^, K

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Tim Niels Plasa

Zusammenfassung Zusammenfassung

 Mit Standard MSSM und astrophysikalischen Annahmen sind die Positron-Raten in der Regel zu gering.

 HEAT hat eine Stelle bei ~8 GeV, die mit einem Signal von Neutralinos erklärt werden könnten.

 Aber der Peak kann trotzdem nicht völlig erklärt werden, nicht mal mit einer monochromatischen Quelle von

Positronen.

 Hier sind daher weitere Untersuchungen in den nächsten Jahren notwendig!

 Blois: “I wouldn’t bet my life savings on super-symmetric

 Mit Standard MSSM und astrophysikalischen Annahmen sind die Positron-Raten in der Regel zu gering.

 HEAT hat eine Stelle bei ~8 GeV, die mit einem Signal von Neutralinos erklärt werden könnten.

 Aber der Peak kann trotzdem nicht völlig erklärt werden, nicht mal mit einer monochromatischen Quelle von

Positronen.

 Hier sind daher weitere Untersuchungen in den nächsten Jahren notwendig!

 Blois: “I wouldn’t bet my life savings on super-symmetric dark matter as the explanation of the positron excess...”

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Neutralinoeinfang und Annihilation

Sonne



Erde

Detektor

_



_ Geschwindigkeitsverteilung

Streu

_Einfang

Vernichtung

 WW

 int.  int.

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Tim Niels Plasa

AMANDA

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Tim Niels Plasa

Die Zukunft…

IceCube

 IceCube:

80 strings 60

PMTs/string Depth: 1.4-

2.4 Km

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IceCube Konzept

1400 m

2400 m

AMANDA

South Pole IceTop

Skiway

 IceTop:

2 PMTs in a

“pool” at the top

of each string.

3D air-shower detector

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Tim Niels Plasa

Direkte Suche nach Wimps

Benötigt: große Detektormasse, Abschirmung

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CRESST am Gran Sasso

Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers

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Tim Niels Plasa

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CDMS &

EDELWEISS

WW wird als

Temperaturerhöhung nachgewiesen

Simulation

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Tim Niels Plasa

Edelweis sJuni 2002 Edelweis sJuni 2002

Ausschließungsgrenzen !

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Zusammenfassungen Zusammenfassungen

 Edelweiss kann das DAMA Signal zu 99.8%

ausschließen.

 Der Positronenüberschuss in den HEAT Daten ist mit Neutralinos schwer zu erklären.

 Die Daten von HEAT sind relativ ungenau

 Edelweiss kann das DAMA Signal zu 99.8%

ausschließen.

 Der Positronenüberschuss in den HEAT Daten ist mit Neutralinos schwer zu erklären.

 Die Daten von HEAT sind relativ ungenau

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Tim Niels Plasa

Neutrinos

Zunächst aussichtsreichste Kandidaten, doch Galaxienbildung spricht dagegen

3^.10 ^-2 m_2eV

_cm³

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Um Rotationskurven in Galaxien beschreiben zu können, müssen Neutrinos ein m > 10 eV haben!

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Tim Niels Plasa

• Geringer Beitrag, wenn atmosphärische Neutrinomessungen korrekt sind, m_< 1eV.

• Große galaktische Strukturen sind schwer mit Neutrino dominierter dunkler Materie in Einklang zu bringen.

Schlussfolgerung

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AXIONEN

- hohe Teilchendichte

- geringe Wechselwirkung - kleine Masse ( < 0,1 eV) - kein Spin

==> schwer nachweisbar

Nachweis in Magnetfeld über Kopplung an ein

verschränktes Photon, dass sich dann in ein reelles Photon umwandelt (Primakoff-Effekt)

Vorhergesagt von Peccei-Quinn

+  ´ => a

a+  ´ => 

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Tim Niels Plasa

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Neue Physik

?

Versuche von Erweiterungen bestimmter Gesetze:

- Gravitation

- Beschleunigung

(67)

Tim Niels Plasa