Die Suche nach dunkler Materie

Sprecher: Jens Frangenheim

Betreuerin: Dr. K. Klein

Seminar SS 2005:Aktuelle Forschungsergebnisse aus Elementarteilchen- und Astroteilchenphysik

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Die Suche nach dunkler MaterieTitelseite

01

Prolog

Die Suche nach dunkler MaterieProlog

Dunkle Materie

dunkel – nicht sichtbar

keine „normale“ Materie

(Sterne, Planeten, Studenten)

Deutsch-Spanische Sternwarte auf dem Calar Alto (Almeria, 1994)

02

Prolog

Die Suche nach dunkler MaterieProlog

Dunkle Materie

dunkel – nicht sichtbar

keine „normale“ Materie

(Sterne, Planeten, Studenten)

Deutsch-Spanische Sternwarte auf dem Calar Alto (Almeria, 1994)

DAMA (100 kg NaI(Tl) Detektor)

03

Inhalt

Die Suche nach dunkler MaterieInhalt

Evidenzen für dunkle Materie (DM): Warum ? Woher ? Welche Form ? Kandidaten für dunkle Materie Experimente zur Suche nach DM - WIMP's (direkt/indirekt) - Axionen Zusammenfassung und Ausblick

Schlussbemerkung

04

Evidenzen für DM

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen

• Rotationskurven von Sternen in Galaxien

• Galaxienbewegungen, Gravitationslinsen

• Kosmologie (kosmische Hintergrundstrahlung, Strukturbildung, Elementenhäufigkeit) (WMAP)

05

Astronomie

Rotationskurven von Sternen von Sternen

Bei Milchstraße (und anderen Spiralgalaxien) leuchtende Materie auf einer Scheibe konzentriert

Nach Newton (Kepler) -Abfall für Umlaufgeschwindigkeit erwartet

Beobachtet wird für einzelne Sterne am Rand der Scheibe eine konstante Umlaufgeschwindigkeit

Evidenzen: Astronomie Die Suche nach dunkler Materie

1r

Die Milchstraße

06

F Z=FG⇒mSternvRot

2

R=M GalaxiemStern

R2 ⇒v=M Galaxie

R

1pc=3,26 Lichtjahre (ly)= 3,09 .1016m

Halo aus dunkler Materie07

Die Suche nach dunkler Materie

sichtbar , dunkel=c0

a2r2

c0=1,6⋅109 M S

kpca=2,8 kpc

1 kpc=3,26 ly

Annahme von zusätzlicher Materie mit erklärt dies~1/r2

Quelle für Parameter: Vorlesung Professor Berger

Halomodell

Evidenzen: Astronomie

Die Suche nach dunkler Materie

08

Außerhalb von 30 kpc findet man kaum noch Sterne

Bei unserem „Nachbarn“ sieht dies ähnlich aus ....

Evidenzen: Astronomie

Unsöld: D

er neue Kosm

os

Die Suche nach dunkler Materie

09

Dies alles ist schon lange bekannt. Doch es wurde DM in Form von Nebeln, Braunen Zwergen, .... vermutet ....

Für andere Galaxien findet man ähnliche „Rotationskurven“

Evidenzen: Astronomie

Anzahl der gefundenen Objekte reicht nicht aus, um die Rotationskurven zu erklären

MAssiv Compact Halo Objekts

Kosmologie Suche zwecklos

doch vorher weitere astronomische Beobachtungen

Evidenzen: Astronomie Die Suche nach dunkler Materie

010

Die Suche nach dunkler Materie

Bei , einer Galaxiendichte von 5.10-3 /Mpc3 und einer angenommenen Dichteverteilung der DM von ~1/r2 muss sich das DM-Halo einer Galaxie bis 700 kpc weit erstrecken

Gravitationslinseneffekte an Galaxienhaufen und Messungen der kin. Energie von Nebeln sind mit verträglichM≈0,3

ganze Galaxienhaufen müssen in DM eingebettet sein

M≈0,311

M=????M=???

Kosmologie

Evidenzen: Astronomie

Einschub: Kosmologie

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: Kosmologie

Grundlage zur Beschreibung des Universums: Friedmann-Gleichungen

(Folgen aus der ART bei Annahme eines auf großen Skalen homogenen Universum)

Beschreibung der Dynamik des Universums:

RR 2

=33− k c2

R2 RR =−6 3 pc2 3

k=0,±1: Krümmung R: Abstandsskala =8G:Gravitation c2 : Energiedichte : Kosmologische Konstante , p=Druck

Mit V=/ ,T=MRV , pC=3H 0

2

=9,74⋅10−27 kg /m3=5GeV /m3=5P /m3 ,

MRVK=1,H 0=Hubbelkonstante=72 km / s /Mpc folgt :

RRo 2

=H 02 M R0

R R R0

R 2

V RR0 2

K

12

Die Suche nach dunkler Materie

13

Supernovae-Untersuchungen: , Universum expandiert beschleunigt

WMAP: , Universum flach

0

k=K=0

Evidenzen: Kosmologie

Heutiges Wissen

q0=M

2−V

Größe des Universums

Alter des Universums

WMAP

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP

Wilkinson Microwave Anisotropy

Probe

14

Beste Quelle für kosmologische Daten Läuft seit 2002 Frequenzbereich 22-90 GHz (Misst bei 5 verschiedenen Frequenzen, um Störungen heraus rechnen zu können) Durchmesser „Schüssel“ 1,5m → Auflösung: 0,2° Gekühlte Elektronik: 4µK-Sensibilität (Rauschen)

1,5m

1,5 Mio. km

Vermessung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB)

Untersuchung der Anisothropien

Quelle: http://map.gsfc.nasa.gov

Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie

15

Positionierung im Lagrange-Punkt L2

Äquipotenzialfläche = stabile Bahn

Strahlung der Sonne wird minimiert

kein Erdmagnetfeld

Messung von absoluten Temperaturen wegen Störungen schwierig

Messung der Himmelstemperatur im Abstand θ mit 2 Antennen

Störungen fallen heraus, bzw. ...

Position und Messtechnik

Auswertung

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP

16

Bewegung des Sonnensystemsrelativ zum Galaxiezentrum undGalaxienhaufen

Michstraßen-hintergrund

Entwicklung der Temperaturabweichung ∆T zum Mittelwert T0 nach Kugelflächenfunktionen

Koeffizienten der Entwicklung:

Die Entwicklung ergibt:

c l = 12 l1∑m ∣al ,m∣

2

K cos= 14∑l 2 l1c l P l cos

Maß für die T-Schwankungen

Maß für Leistungsspektrum

Frequenzen „zusammenfassen“

Resultate

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP

17

∑i=1,02±0,02 , V=0,72M=0,27±0,04 , Bary=0,044±0,004 , lum=0,01

CDM−Modell Kosmologische Konstante und kalte ?? DM

Maß für Krümmung

Maß für B

Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie

18

kalte ?? DM

CMB-Anisothropien nach WMAP

Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie

19

kalte ?? DM

CMB-Anisothropien nach WMAPAachen vor (13,7 ± 0,2 – 0,0004).109 a

heutige Strukturen ???

Strukturbildung

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen

CMB zeigt Universum bei der Entkopplung von Materie (baryonisch !!!) und Strahlung

Anomalien der CMB reichen nicht zur Strukturbildung, d.h. zur Bildung der heutigen Strukturen (Galaxien) auf Grund der Gravitation

Keime aus DM nötig

20

DM wechselwirkt nicht mit PhotonenKann schon vorher entkoppeln und „klumpen“

Evidenzen Die Suche nach dunkler Materie

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Verhältnis Deuterium/Helium (Li, ...) hängt von der Baryonendichte im frühen Universum ab (bei höherer Dichte verschmelzen mehr Deuteriumkerne)

Universum: ~75% 1H, ~ 25% 4He, <1% 2D, schwerere Elemente nur in Spuren

Elementenhäufigkeit

auch hier wieder DM ist nicht baryonisch

Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen

Zusammenfassung: Evidenzen Ca. 30 % des Universums bestehen aus Materie

Davon sind nur 4 % von bekannter Form (baryonisch)

Ohne DM wäre die Dynamik des Universums anders und Strukturen hätten sich so nicht gebildet

70 % des Universums besteht aus Dunkler Energie. (Von DM wissen wir nicht, was das ist. Von Dunkler Energie wissen wir noch weniger, was das ist.)

22

CDM−Modell

Kandidaten für DM

Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten

Leichtestes supersymmetrisches Teilchen: Neutralino, nicht relativitisch (cold dark matter) WIMP's (Weakly interacting massive particel) - stabil (falls R-Parität erhalten) - im SUGRA-Modell:leichtestes Teilchen: Neutralino - Linearkombination aus - m> 50,3 GeV (LEP) (im Folgendem nur Spin-unabhängige WW angenommen)

Axionen: Sehr leichte (<1 eV) Teilchen, in der Theorie zur Lösung des starken CP-Problems gefordert

Schweres Neutrino (>45 GeV = m(Z)/2) der vierten Familie (nicht durch LEP ausgeschlossen)

Unbekannte Teilchen (auch theoretisch)

23

Vortrag: Suche nach Supersymmetrie

Vortrag: Einführung in das Standard Modell

10

, Z 0 , H 10 , H 2

0

Keine Kandidaten für DM

Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten

(„Normale“) Neutrinos - Notwendige Masse, um DM zu erklären: - Direkte Massenbestimmung (β-Zerfall):

- Neutrinooszillation: - Neutrinos sind leicht, bewegen sich mit c treiben Materie auseinander- Dunkle Materie aus relativistischen Neutrinos:

Simulationrechnung mit WMAP-Daten: Heutige Strukturen (Galaxien)

hätten sich nicht gebildet

Schwarze Löcher aus abgebrannten Sternen baryonische Materie MACHOS: Baryonisch

mi=16eV

me3eV

Ωmatter ~ 0.30 Ων < 0.02

24

Vorträge:-Solare Neutrinos und Neutrinos aus Kernreaktoren-Atmosphärische Neutrinos und Neutrinos von Beschleunigern

m210−3eV 2⇒m≈me

Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten

- Gravitationsgesetz ist falsch (Auf großen Distanzen)

- Mini-Blackholes ? (eigentlich auch Materie, würden auch Schwarze Löcher in Galaxie-Zentren erklären)

- Quintessenz (eigentlich nur Dunkle Energie, wenn sie Abstoßung bewirkt)

mid 2 r idt2 =−G ∑

j=1, j≠i

N mim j r i−r j ∣r i−r j∣

3

R−R2g=−

8Gc4 T

(Newton)

(Einstein(Riemann, Mach))

???????????????????????????

Erde GravitationWasser Elektromagnetische WWFeuer Starke WWLuft Schwache WW??? ?????? ???

....keine DM nötig falls: 25

Vortrag: Extra-Dimensionen und Mini-Blackholes

Sixtessenz

Experimente zur Suche nach DM

Experimente Die Suche nach dunkler Materie

26

Motivation:

Standardmodell kann dunkle Materie nicht erklären

Suche nach SUSY abseits von Beschleunigern (WIMP's)

Suche nach neuer Physik (neue, nicht in Theorien vorkommende Teilchen)

Experimente zur Suche nach DM

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente

Direkte Suche - DAMA (NaI(Tl), Szintillationslicht)

- CRESST (Phononen, Szintillationslicht)

- Edelweiß (Phononen, Ladung)

Indirekte Suche: AMS-Experiment (WIMP's) (u.a. I + III. Physikalisches Institut, RWTH Aachen)

χ

e+Erde

Gravitation

27

Majorana-TeilchenDetektore-

L. B

audi

s: „

Expe

rime n

tal

sear

ches

of d

ark

ma t

ter“

Annahmen

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente

vSonne=232 km/s=60° Sonne

. . . .

. . . .

. . . .

. . . .

DM

ErdevErde=30 km/h

Galaxiezentrum

v t =vSonnevErde coscos t−t0 =2/a t0=2. Juni maximale Rate S k [t ]=∫

EE k

dRdER

dER≃S 0, kSm , k cos t−t0

E kin=12mv2

vmax=247km / s , m≈60−1000GeV /c2

E kin≈20−340 keV

Gilt für alle Experimente

Anomale Modulation,die während eines Jahresauftreten sollte

28

S: RateR: Wirkungsquerschnitt

Untergrund und Abschirmung

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA

Kosmische Myonen~ 0,01Bq/kg: ~ 105 Ereign. /kg /Woche

maximal erwartete Signal-Ereignisse: 1 /kg /Woche

Detektor

Umgebungsstrahlung(Uran, Thorium, Radon, ...)

Abschirmung

~ km

> 1Hz/kg ~ 106 Ereign. /kg /Woche

210Pb

29

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente

Suche nach WIMP's

Aachen (u.a.): AMS(indirekt)

DAMAEDELWEISS CRESST

30

DAMA

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA

particle DArk MAtter searches withhighly radiopure scintillators at GranSasso

hat angeblich anormaleModulation gefunden

Technische Daten: 100 kg NaI(Tl)-Detektormasse ( 9 Kristalle) Abschirmung aus strahlenarmem Material Lief von 1997 – Juli 2002 (neue Elektronik im August 2000) 107731 kg d (7 Jahreszyklen)

31Quelle: Further results on the WIMP annual modulation signature by DAMA/NaI (21. July 2003)

Arbeitsweise

DAMA (NaI)

Gran Sasso Labor

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

32

Sucht nach anomaler jährlicher Rate

Weist Szintillationslicht nach

Keine (wenig) aktive Untergrundreduzierung

Aufbau

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA

NaI

NaI

NaI

NaI

PMT

PMT

33

NaI-Kristalle, die an beiden Enden von Photomultipliern ausgelesen werden

Abschirmung (shielding)

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA

Altes Blei aus versunkenen,römischen Schiffen

1,5 km Gestein, entspr. 5000m water equivalent (mwe) µ-Fluss um 2.10-5 reduziert

Abschirmung aus altem Blei (10cm) und Kupfer (15 cm)

Innerste Schicht: 1,5 mm Cd und Paraffin + Polyethylen (Neutronen)

Ganze Anlage von 1 m Beton umgeben Reinraumatmosphäre Stickstofffüllung (Luft -> Radon ->

Strahlung)

34

DAMA: Ergebnisse

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA

6,3−Evidenz für jährliche Modulation

- Effekt kann durch keine anderen äußeren Einwirkungen (z.B. Temperatur) erklärt werden

- Andere Experimente können dies aber nicht bestätigen....

35

Effekte, die eine anormale Modulation verursachen könnten

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

36

Temperaturänderungen

BergwerkDetektor im Wärmekontakt mit AbschirmungKlimaanlage

Modul DAMA/NaI-5 DAMA/NaI-6 DAMA/NaI7δT -(0,033±0,050)°C -(0,021±0,055)°C -(0,030±0,056)°C

Änderung der Lichtausbeute: ≈ -0,2%/°C

Relative Änderung der Lichtausbeute <10 -4

Temperaturänderungen können als Quelle ausgeschlossen werden

Rat

e

Andere äußere Einflüsse

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

37

Auch in der Summe nicht relevant(im schlechtesten Fall)

Die Raten

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

38

Die Rate hängt vom Wirkungsquerschnitt σ der WIMP's ab Dieser hängt von der Energie (Geschwindigkeit) und der Masse der WIMP's ab

Schwache WW (hier für den inelastischen Stoß eines Sneutrino)

Höchste Raten im unteren Energiebereich erwartet

inelastisch

2 keV 4 keV 6 keV 8keV Rückstoßenergie

Raten

elastisch

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

39Kontrollmessung bei höheren Energien

DAMA-Evidenz wird kontrovers diskutiert Kritikpunkte: - Rohdaten nie gezeigt (andere Darstellungen: Rückrechnungen)

- Stabilität- Signal wurde nicht in allen Modulen gesehen- Untergrund nimmt bei kleinem E ab statt zu- Binningeffekt

Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie

40DAMA-Kritikpunkte

mehrere andere Experimente müssen Ergebnisse widerlegen

Ausblick

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Dama

Neue Generation: ~ 250 kg noch strahlungsärmeres NaI(Tl) (DAMA/LIBRA)

Läuft seit März 2003

~ 6.5 kg flüssiges Xenon ( DAMA/LXe)

41

Tieftemperaturtechnik

Experimente: CRESST Die Suche nach dunkler Materie

42

Nachweis von Ionisation in flüssigen Edelgasen (Xenon) --> Bsp.:Zeplin

Messung des Energieübertrags: Auslösung von Gitterschwingungen=Phononen --> Temperaturanstieg

Kombination von Beiden --> aktive Untergrundreduzierung

Phononenkanal + Lichtkanal CRESST (II)

Vorteile der Kyrogenik-Technik

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

WIMP's Untergrund(geladenen Teilchen)

WIMP's regen überwiegend Kerne an (→Phononen→Temperaturanstieg),Untergrund (elektromagnetisch) überwiegend die Hüllenelektronen (Szintillationlicht)

WIMP's Ereignisse lassen sich aus dem Untergrund erkennen

Gelade

nen T

eilch

en (μ

-, e-, α

)

WIMPS's

Neutronen

43

CRESST

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

Selber Ort wie DAMA (GranSasso Mine) Benutzt Tieftemperaturtechnik (<15 mK) Aktuelle Version (CRESST II) benutzt bis zu ca.10 kg (in 262 g Modulen) Detektormasse (CaWO4)

44

Ergebnisseim Moment nur von 2 Modulen(20,5 kg d)

Aufbau

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

W-Thermometer

Absorber CaWO4

(Phonon-Detektor)

Reflektierende Folie

Foto-Detektor

χSimultane Licht- und Phonon-Messung

W (Wolfram, tungsten): A= 183,9→ m(Kern) ≈ m(WIMP)

45

hohe Lichtausbeute bei niedrigen Temperaturen

Funktionsweise der Thermometer

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

Supraleitendes Phasenübergangs-Thermometer (SPT)

Detektoren arbeiten bei ca. 10 mK,supraleitender Zustand

46

Ergebnisse

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

Modul Messdauer [d] Masse [g]Julia /BE14 37,56 291,4Daisy /BE13 39,04 306,8

Rate für mWIMP >10 GeV vielkleiner als anormale Rate bei DAMA

47

Ausblick

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST

66 SQUIDs on He-flange

Abgeschotteter Kryostat

PE Neutron-ModeratorPlastik-Szintill.: µ-Veto

2005: Beginn der Installation von 10kg Detektormasse(33 Module)

2004: Installationvon PE (Neutron Moderator)

2005: Myon-Veto(gegen von Myonen ausgelösteNeutronen in der Pb/Cu Abschirmung)

48

Edelweiß

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Edelweiß

Fréjus-Tunnel (Frankreich)

Ionisation-Phonon320g Ge-Detector

Testmessung mit Neutronen

Ionisation

Thermometer

300g Ge oder 300g Si

49

Phononen + Ionisation

Zusammenfassung der Ergebnisse

Zusammenfassung Die Suche nach dunkler Materie

Hat DAMA recht ??

50

Zusammenfassung Die Suche nach dunkler Materie

51

Indirekte Suche: AMS(02)-Experiment

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS

Kann Elemente-Verteilung im Universum messen

Kann Anteil der Positronen (e+/( e++e-) ) in der kosmischen Strahlung messen

Positronen aus Neutralino-Annihilation(in der Sonne, Massenkonzentration)

„Suche nach Antimaterie = Suche nach DM“

52

Vortrag: Kosmische Strahlung

Der AMS2-Detektor

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS

53

Teilchendetektor im Weltraum !!!Vortrag: Nachweis von Elementarteilchen in Teilchendetektoren

Der AMS2-Detektor

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS

54

Teilchendetektor im Weltraum !!!Vortrag: Nachweis von Elementarteilchen in Teilchendetektoren

Erwartungen von SUSY-Modellen

Experimente: AMS Die Suche nach dunkler Materie

55

Messbereich von AMS

Experimente: AMS Die Suche nach dunkler Materie

56

Deckt erstmal oberen Energiebereich ab

Winkelauflösung <1'(Sonne von Erde: = 0,53° = 32')

Quelle von Positronen kann lokalisiert werden

10 1

0 e e−

Ergebnisse anderer indirekter Experimente

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS

Spricht für DAMA !(Halo-Modell, DM-Dichte)

57

Ausblick Verbesserung der direkten Suche

- Mehr Masse- Reduzierung des Untergrundes- Aktive Untergrundreduzierung

Indirekte Suche (AMS: 2008 ? )

Suche an Beschleunigern - Tevatron (läuft schon)- LHC: CMS-Detektor optimiert für SUSY-Suche

Ausblick Die Suche nach dunkler Materie

Konkret: CDMS & Edelweiß: ähnliche Aufrüstung wie bei CRESST

DAMA/LIBRA: 250 kg Detektor läuft schon

In Planung: Europäisches Großprojekt: EURECA (EDELWEISS, CRESST, ...)

Detektormasse im 1Tonnen- Bereich

Wenn SUSY auf der Skala von TeV existiert, wird es am LHC gefunden werden

gezieltere Suche

58

Vortrag: Teilchenbeschleuniger zur Produktion von Elementarteilchen

Axionen

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen

Der QCD Lagrangian enthält eine CP verletzende Phase θ (wie Schwache WW) θ ist extrem klein (0), z.B.: elektrisches Dipolmoment des Neutrons: ~ 0 Warum ist θ so klein (< 10-10), jeder Wert (0-2π) möglich (‘strong CP problem‘) ⇒ Einführung einer neuen (Peccei-Quinn)- Symmetrie

Oszillation um das Minimum = neues Teilchen=> AXION , erzeugt mit einem sehr kleinen Moment=> cold DM

θ

Masse der Axionen sehr klein Trotzdem könnten sie DM erklären Erwartet: m(Axion) ≈11 μeV → 1019/m3

≪1eV

59nicht ausgeschlossen

PVLAS

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen

6,6T 1m

10-4Pa

NdYAG: 1064nm

hochreflektierende,dielektrische Spiegel (Fabry-Perot optical resonator)→ optischer Weg: 60 km

Im B-Feld: linear- → elliptisch-polarisiert Elliptisch-polarisierter Anteil gelangt zum Analysator, Frequenz kann gemessen werden.

60

Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen

Anderes Experiment + allgemeine ErgebnisseÄhnliches Prinzip

mit Mikrowelle

3a von 1995 an,

300Mhz–3GHz

61

Schlusswort Gesamtzusammenfassung

Bemerkung: DM kann nicht durch das Standard-Modell erklärt werden

Selbst, wenn sie gefunden wird, wissen wird immer noch nicht über 70 % (dunkle Energie) unserer Welt ...

(Axionen sind eine nicht populäre Alternative)

Ende

Die Suche nach dunkler MaterieEnde

63