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Dunkle MaterieDunkle MaterieGrundlagen & Experimentelle Suche!
Tim Niels Plasa
26.06.2003
SS 2003
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Tim Niels Plasa
2
Der Rote FadenWarum soll dunkle Materie existieren?Woraus könnte die dunkle Materie bestehen?Einige Experimente und ihre ErgebnisseAusblick für die folgenden Jahre
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3 70
25
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4
Nicht-baryonische DM
4
3
0.27
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5
MASSE (g) Radius (cm) Dichte(g/cm-3)
Jupiter 2*1030 6*105 2,3Sonne 2*1037 7*1010 1,4Rote 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*1044-45 (6-15)*1022 (14-22)*10-26
elliptische Galaxi 2*1043-45 (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 Katalog1pc = 3,1*1018cm1 rad = 57,3°
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6
CDM = kalte dunkle Materie
nichtrelativistische Bewegung im Zeitalter der Galaxienentstehung
HDM = Heiße dunkle Materie
relativistische Bewegung während der Galaxienentstehung
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7
Warum ist dunkle Materie notwendig?
Rotationskurven von Galaxien
Messungen des Cobe und WMAP-Satelliten (Geometrie des Universums)
Galaxienclusterdynamik
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8
COBE & WMAP
Ω baryonic = 0.04 ±0.004
Ω non baryonic = 0.23 ±0.04
1°
7°Akkurate Messungender CBR anisotropenErscheinungen
Ωtot = 1,02 ± 0.02
Ω Λ = 0.73 ±0.04
Ω M = 0.27 ±0.04
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Wie kommt man auf die Massenverteilung ?
Kritische Dichte = 3H0/8πG = 11 p/m3
Abzählen von Sternen Ω Sterne = 0,005 - 0,01
Nukleosynthese 0,0095< Ω Bary<0,023
Dunkle Materie in Halos (Rot.kurven) Ω H>0,1
Relativbewegung der Galaxien Ω Ma>0,3
Ausbildung großer Strukturen Ω Ma>0,3
Supernova + Hintergrundstrahlung Ω tot = 1,02 ± 0,02
Ω Λ= 0,73 ± 0,04
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10
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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11
Scheibengalaxien machen etwa 20 - 30% der Galaxien aus und eignen sich zum Beobachten der Eigenschaftender dunklen Halos - es handelt sich um flache Systeme,
deren Rotation gegen die Gravitation gegensteuert.
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12
NGC 4414 -->
NGC 891Eine Spiralengalaxie<---
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km/s
kpc
Die Rotationskurven der Spiralgalxien
Meistens rotieren sie nicht gleichmäßig - es gibt eine Varianz derRotationskurven abhängig von ihrer Leuchtverteilung.Dies hier sind zwei Extremfälle: Links: Typisch für Scheiben geringerer Leuchtkraft Rechts: Charakteristisch für hohe Leuchtkraft (wie die Milchstraße)
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14
Was hält die Scheibe im Gleichgewicht ?
Der Hauptanteil der kinetisch Energie ist in der Rotation
In der radialen Richtung sorgt die Gravitation für die radialeBeschleunigung, 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 ScheibenMit der Newtonschen Mechanik kann man die Masseinnerhalb 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 eingeschlosseneMasse im sichtbaren Bereich M(R) ∝ R^2
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16
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Tatsächliche Beobachtungen!
NGC 3198Distanz: 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)
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Galaxie im Radiobereich
21cm
Galaxie im sichtbaren Bereich
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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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20 Begeman 1987
Maximale Scheibe minimales Halo
Minimale Scheibe maximales Halo
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Für die Zerlegung von NGC 3198 wurde das stellare M/LVerhältnis 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 fürNGC 3198, mit vergleichbaren Peaks für dieGeschwindigkeitsverteilungen von der Scheibe unddem dunklen Halo.
Es wird angenommen, dass dies schließlich teilweise auf die adiabatische Kompression desdunklen Halo durch die Baryonen zurückzu-führen ist, wenn Sie sich zusammenziehen, umdie Scheibe zu formen.
Das dunkle Materie Halo ist notwendig um die Rotationskurven zu erklären!
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 Halosentwickelt, denen ein Kern mit konstanter Dichte zugrunde liegt.
Bei den gewöhnlichen Modelle gibt es eine Isothermale Sphärenmit einem gut definierten Kern-Radius und zentraler Dichte, wobeiρ ∼ r -2
bei einem weiten Radius => dadurch wird V(r) ~ konstant wie beobachtet.
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Isothermale Sphäre
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Es gibt auch die pseudo-isothermale Sphäre ρ = ρo 1 + (r / rc ) 2 -1
Benutzt man dieses Modell für den dunklen Halo von großenGalaxien wie der Milchstraße, so findet man ρo ~ 0.01 Solar-massen pc -3 und rc ~ 10 kpc
Sie sind im Zentrum konstant dicht, mit ρ ∝ r - 2
CDM Simulationen produzieren immer wieder Halos, welcheim Zentrum zugespitzt sind. Dieser Sachverhalt ist seit den 80ernbekannt (Navarro et al 1996 = NFW) bekannt mit der Dichte-verteilung: ρ = ρο (r / rs ) - 1 1 + (r/rs) - 2
Diese sind im Zentrum zugespitzt, mit ρ ∝r - 1
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Beispiel für etwa 60leuchtschwache Galaxien
Optische Rotationskurventeilen uns die Abnahmeder Dichte mit.
NFW Halos habenα = -1
Flache Kerne habenα = 0
NFW
Verteilung der inneren Abnahme der Dichte ρ ~ r α de Blok et al 2002
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Man kann sagen, dass die Dichteverteilung der dunklen Halosviel 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 einflaches Zentrum ρ(r) durch “heat transfer” in die kälteren zentralenGebiete ermöglichen. (-->Kernkollaps wie in globularen Sternhaufen) (siehe Burkert 2000, Dalcanton & Hogan 2000)
Alternative:
Es gibt viele Wege zur Konvertierung von CDM cusps inzentrale Kerne, sodass wir bisher keine cusps gesehen haben ...
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Kandidaten für die dunkle Materie
• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)
• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs),Neutrinos & Axionen
• Neue Physik
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• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)
• Geringe (sub- solare) Sternenmasse. Gewöhnliche baryonischeZusammenstellungen.
• Gebrauch vom Gravitationslinseneffekt zum Studieren.
• Möglicherweise verantwortlich für 25% bis 50% der dunklen Materie
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29
Woraus bestehen Machos?
• Braune Zwerge
• Neutronensterne
• Weiße Zwerge
• Planeten
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31
Massive Compact Halo Objects –MACHOs
α)
• 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 GravitationslinseneffektVerformung des Hintergrunds durch “unsichtbare”Materie im Vordergrund
Ohne Macho Mit Macho
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mag=Helligkeit
exponentiell aufgetragen
==>
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Dunkle Materie aus dem Teilchenzoo
• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs)
• Teilchen, die nicht aus dem Standard Modell kommen- insbesondere Neutralinos
• Schwere (> 45GeV) neutrinoartige Teilchen von Eichtheorien.
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Mögliche Erweiterung desStandard Modells: Supersymmetrie
Jedes Standard-Modell-Teilchen x hat einen supersymmetrischen Partner x
z.B. electron selectronneutrino sneutrinogluon gluinoW boson Wino
~
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Zugang zu den neuen Teilchen?
Hochenergie Strahlen
CMS(LHC), ATLAS
Kollisionsexperimente
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Die MSSM – ParameterDie MSSM – Parameterµ - Higgsino Massen ParameterM2 - Gaugino Massen ParametermA - Masse des CP-odd Higgs bosonstan β - Verhältnis der Higgs Vakuum
Erwartungswertem0 - skalarer Massen ParameterAb - trilinear coupling, bottom sectorAt - trilinear coupling, top sector
ParameterUnit
µGeV
M2GeV
tan β1
mAGeV
m0GeV
Ab/m01
At/m01
Min -50000 -50000 1 0,1 114 -3 -3Max +50000 +50000 60 10000 3000 3 3
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Neutralino als dunkle MaterieNicht Baryonische kalte dunkle Materie Kandidaten
SUSY WIMPs ( LSP : neutralino )
024
01321
~~~~ HaHaZaa +++= γχ Zg = N112
+ N122
Neutralino
Kleinste Masse, lineare Superposition vonPhotino, Zino, Higgsino
N−χσVerschiedene Implementierungen der MSSM führt zu diversen
Massenfenster: 60GeV < mχ < TeV
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Annahme χ ist im galaktischen Halo präsent!
• χ ist sein eigenes Antiteilchen => kann annihilieren und dabeiGammastrahlung 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 (χ χ Annihilation)ist ein interessantes Signal
• Produziert durch (eine Möglichkeit) χ χ --> q / g / Gauge Boson / Higgs Boson und nachfolgenden Zerfall und/oder Hadronisation.
_
_
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40
DM Neutralino SucheWir schauen also nach Antiprotonen, Positronen,
Gammastrahlung, die durch WIMP Annihilationentstanden ist.
,...,,,,,, υγγγχχ −−−→→ dpeZZWW
BESS, GLAST, ISS, AMS …
Wir schauen also nach hochenergetischenNeutrinos 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 denDetektoren entsteht.
DAMA, CDMS, Edelweiss, CRESST, UKDMC...
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Erdbewegung durch das Milchstraßenhalo erzeugtasymmetrische charakteristische Verteilung der WIMPs.
Erdorbitalbewegung um dieSonne (15 km/s)
Jährliche Modulation derWIMP Wechselwirkungsrate.
Signale von WIMPs
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42
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43
WIMP Dunkle Materie Annihilationen?
Wenn das wahr ist, gibt es beobachtbare Halo Annihilationen in mono-energetische Gammastrahlung.
qoder γ γ oder Z γ Linen ?
Energy (GeV)N
umbe
r of
cou
nts
Simulated response to 50 GeV side-entering γ’s
Glast-Simulation
Antiproton oderPositron-Strukturen?
Erweiterungen zum Standard Modell der Teilchenphysik geben unsalso gute Kandidaten für galaktische dunkle Materie. Dies wäre danneine völlig neue Form der Materie.
X q
X
- = Untergrund, - = Untergrund + Signal
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Positronen Signale vonNeutralinos
Q
e + (T,r x ) =
12
(σ annv)ρχ (
r x )
mχ
2
Bf
dN f
dTf∑
Positron Quellenfunktion
In die Difffusionsgleichung wird das galaktische Modell einbezogen:
σ=Vernichtungsquerschnitt
ρ=Dichte
ν=Geschwindigkeit
Positronen Signale vonNeutralinos
Φe +interstellar (T
e + )Die Positronen treffen auf den solaren Wind. Dies wird noch in dieRechnung mit einbezogen.
Φe +Earth (T
e + )
Am besten schaut man nach Positronenzerfällen, e+/(e+ + e-) um dieModulationseffekte zu minimieren.
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45
Messung der Höhenstrahlung
mit
AMS
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46
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
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Es gibt Versuche den HEAT Überschuss mitsupersymmetrischer dunkler Materie zu erklären:
– Kane, Wang and WellsKane, Wang and Wang
– de Boer, Sander, Horn and Kazakov,
– Baltz, Edsjö, Freese, Gondolo, PRD 65 (2002).
χ + χ → W + + W −, χ + ˜ ν → e+ + W −, ˜ ν + ˜ ν → W + + W −, K
χ + χ → W + + W −, K
χ + χ → W + + W −, K
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49
ZusammenfassungZusammenfassungMit 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 vonPositronen.
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...”
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 vonPositronen.
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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Sonne
χ
Erde
Detektor
νµ
µ
ρχ Geschwindigkeitsverteilung
σStreu
ΓEinfang
ΓVernichtung
ν WW
ν int. µ int.
Neutralinoeinfang und AnnihilationNeutralinoeinfang und Annihilation
Silk, Olive and Srednicki, ’85Gaisser, Steigman & Tilav, ’86
Freese, ’86; Krauss, Srednicki & Wilczek, ’86Gaisser, Steigman & Tilav, ’86
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AMANDA
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Die Zukunft… IceCube
IceCube:80 strings60
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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55
Direkte Suche nach Wimps
Benötigt: große Detektormasse, Abschirmung
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56
CRESST am Gran SassoCryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers
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58
WW wird als
Temperaturerhöhung
nachgewiesen
SimulationCDMS &
EDELWEISS
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59
EdelweissJuni 2002
Ausschließungsgrenzen !
EdelweissJuni 2002
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ZusammenfassungenZusammenfassungen
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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Neutrinos3.10 -2 < mν < 2eV
Zunächst aussichtsreichste Kandidaten,doch Galaxienbildung spricht dagegen
ρν = 600/cm3
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62
Um Rotationskurven in Galaxien beschreiben zu können,
müssen Neutrinos ein m > 10 eV haben!
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63
Schlussfolgerung
• Geringer Beitrag, wenn atmosphärische Neutrinomessungen korrekt sind,mν< 1eV.
• Große galaktische Strukturen sind schwer mit Neutrino dominierter dunkler Materie in Einklang zu bringen.
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AXIONENVorhergesagt von Peccei-Quinn
- hohe Teilchendichte
- geringe Wechselwirkung
- kleine Masse ( < 0,1 eV)
- kein Spin
==> schwer nachweisbar
γ + γ ´ => aNachweis in Magnetfeld über Kopplung an ein verschränktes Photon, dass sich dann in ein reellesPhoton umwandelt (Primakoff-Effekt)
a + γ ´ => γ
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65
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66
Neue Physik?
? ??
Versuche von Erweiterungen bestimmter Gesetze:
- Gravitation
- Beschleunigung
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