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Non-linear Evolution of Dark Plasma Subhalos

पार्टिकल-इन-सेल सिमुलेशन का उपयोग करते हुए, यह अध्ययन प्रदर्शित करता है कि मिल्की वे की कक्षा में घूम रहे स्व-अंतःक्रियात्मक डार्क मैटर सबहेलो में गैर-रैखिक इलेक्ट्रोस्टैटिक प्लाज्मा अस्थिरताएं पर्याप्त टर्बुलेंट हीटिंग और द्रव्यमान हानि का कारण बन सकती हैं, जो कक्षीय उत्केंद्रता (ऑर्बिटल इक्सेंट्रिसिटी) के आधार पर निम्न-द्रव्यमान वाले सबहेलो की आबादी को 97% तक कम कर सकती हैं।

मूल लेखक: Andrew Liu, Anirudh Prabhu, Akaxia Cruz, Mariangela Lisanti

प्रकाशित 2026-07-31

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Andrew Liu, Anirudh Prabhu, Akaxia Cruz, Mariangela Lisanti

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अंधेरे में अदृश्य तूफान

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक रहस्यमयी, अदृश्य पदार्थ से भरा हुआ है जिसे 'डार्क मैटर' (dark matter) कहा जाता है। हम जानते हैं कि यह वहां मौजूद है क्योंकि इसका गुरुत्वाकर्षण एक ब्रह्मांडीय गोंद की तरह काम करता है, जो आकाशगंगाओं को एक साथ थामे रखता है और ब्रह्मांड के विशाल जाल को आकार देता है। दशकों तक, वैज्ञानिकों ने इस डार्क मैटर को कणों की एक ठंडी, शांत भीड़ के रूप में देखा जो केवल संयोगवश एक-दूसरे से टकराते थे, जैसे दीवार के आर-पार गुजरने वाले भूत। लेकिन क्या होगा अगर यह भीड़ इतनी शांत नहीं है? क्या होगा अगर, गहराई में, ये कण एक-दूसरे से बात कर सकते हैं, अदृश्य बलों के साथ धकेल और खींच सकते हैं?

यह "डार्क प्लाज्मा" (dark plasma) की दुनिया है। ठीक वैसे ही जैसे एक कमरे की हवा ध्वनि तरंगों से भरी हो सकती है या तालाब का पानी पत्थर फेंकने पर लहरें पैदा कर सकता है, एक डार्क प्लाज्मा में अपने स्वयं के आंतरिक तूफान हो सकते हैं। यदि डार्क मैटर के कणों में एक सूक्ष्म विद्युत आवेश (लेकिन एक "डार्क" वाला) होता है, तो वे तरंगें और धाराएं बना सकते हैं जो उन्हें गर्म कर देती हैं, बिल्कुल वैसे ही जैसे माइक्रोवेव भोजन को गर्म करता है। यह शोध एक रोमांचक विचार की खोज करता है: क्या होता है जब डार्क मैटर का एक छोटा सा समूह, जिसे 'सबहेलो' (subhalo) कहा जाता है, हमारी मिल्की वे आकाशगंगा के चारों ओर स्थित डार्क मैटर के विशाल बादल में गोता लगाता है? क्या वह सुरक्षित रहता है, या अदृश्य तूफान उसे छिन्न-भिन्न कर देता है?

ब्रह्मांडीय सर्फिंग की आपदा

इस अध्ययन में, भौतिकविदों की एक टीम ने उच्च-जोखिम वाला 'कॉस्मिक सर्फिंग' का खेल खेलने का निर्णय लिया। उन्होंने डार्क मैटर के एक छोटे, घने समूह (एक सबहेलो) की कल्पना की, जो मिल्की वे द्वारा बनाए गए डार्क मैटर के विशाल, विरल महासागर में तेजी से दौड़ रहा है। कहानी के पुराने, उबाऊ संस्करण में, यह समूह केवल धीरे-धीरे कुछ कण खो देगा क्योंकि आकाशगंगा का गुरुत्वाकर्षण इसे खींच रहा था, जैसे कि एक बर्फ का गोला (snowball) धीरे-धीरे पिघलता है जब वह एक पहाड़ी से नीचे लुढ़कता है। इसे "टाइडल स्ट्रिपिंग" (tidal stripping) कहा जाता है, और यह एक सुप्रसिद्ध प्रक्रिया है।

लेकिन इस शोध के लेखकों ने पूछा: क्या होगा अगर डार्क मैटर केवल एक निष्क्रिय बर्फ का गोला नहीं है? क्या होगा अगर यह एक आवेशित प्लाज्मा है जो उत्तेजित हो सकता है? उन्होंने यह देखने के लिए शक्तिशाली कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया कि जब यह सबहेलो मिल्की वे के डार्क महासागर में "सर्फिंग" करता है तो क्या होता है। उन्होंने पाया कि जब सबहेलो पर्याप्त तेजी से चलता है, तो यह अदृश्य डार्क मैटर के समुद्र में एक विशाल ट्रैफिक जाम पैदा कर देता है। यह जाम एक अराजक, अदृश्य तूफान को जन्म देता है जिसे "स्ट्रीमिंग इंस्टेबिलिटी" (streaming instability) कहा जाता है।

इसे ऐसे समझें: कल्पना कीजिए कि लोगों की एक शांत भीड़ (मिल्की वे का डार्क मैटर) स्थिर खड़ी है। अचानक, स्केटर्स का एक तेज गति वाला समूह (सबहेलो) उनके बीच से तेजी से गुजरता है। एक सामान्य दुनिया में, स्केटर्स बस बगल से निकल जाते हैं। लेकिन इस "डार्क प्लामा" वाली दुनिया में, स्केटर्स की गति एक शॉकवेव (shockwave) पैदा करती है जो भीड़ को बेतहाशा कंपन करने और घूमने के लिए मजबूर कर देती है। यह कंपन एक विशाल, अदृश्य ब्लेंडर की तरह काम करता है। यह सबहेलो के भीतर के डार्क मैटर कणों को गर्म कर देता है, जिससे वे इतनी तेजी से चलते हैं कि वे अंतरिक्ष में उड़ जाते हैं, जिससे सबहेलो सिकुड़ा हुआ और टूटा हुआ रह जाता है।

परिणाम: छोटे समूहों के लिए सामूहिक विनाश

सिमुलेशन ने कुछ नाटकीय परिणाम दिखाए। टीम ने पाया कि यह "प्लाज्मा हीटिंग" (plasma heating) गुरुत्वाकर्षण के धीमे, कोमल खिंचाव की तुलना में कहीं अधिक प्रभावी विनाशक है।

बड़ा अंतर: 10 मिलियन सूर्यों ( $10^7 M_\odot$ ) के द्रव्यमान वाले एक छोटे सबहेलो के लिए, जो एक बहुत ही खिंची हुई, अंडाकार कक्षा पर है, आकाशगंगा के केंद्र के सबसे करीब पहुंचने के तुरंत बाद प्लाज्मा तूफान ने इसके द्रव्यमान का लगभग 97% हिस्सा छीन लिया। इसके विपरीत, यदि केवल गुरुत्वाकर्षण काम कर रहा होता (पुराना तरीका), तो इसने केवल लगभग 30% द्रव्यमान खोया होता।
आकार मायने रखता है: सबहेलो जितना छोटा होगा, वह उतना ही अधिक असुरक्षित होगा। 1 बिलियन सूर्यों ( $10^9 M_\odot$ ) का एक थोड़ा बड़ा समूह समान परिस्थितियों में अपने द्रव्यमान का लगभग 84% खो देता है, जबकि गुरुत्वाकर्षण के कारण इसे केवल 30% का नुकसान होता।
"बाहर से भीतर" का प्रभाव: विनाश एक साथ नहीं होता है। यह किनारों से शुरू होता है। जैसे-जैसे सबहेलो आकाशगंगा के केंद्र की ओर जाने के दौरान अपनी गति बढ़ाता है, अदृश्य तूफान मजबूत होता जाता है, और बाहरी परतों को पहले छील देता है। केवल तभी जब सबहेलो बहुत तेज गति से चलता है, तूफान इतना शक्तिशाली हो जाता है कि वह इसके केंद्र (core) को भी खा सके।

लेखक ध्यान देते हैं कि यह प्रभाव इस बात पर निर्भर करता है कि कक्षा कितनी "एसेन्ट्रिक" (eccentric - अंडाकार) है। यदि सबहेलो एक सुंदर, गोलाकार पथ पर है, तो यह धीरे चलता है और शांत, बाहरी क्षेत्रों में रहता है, इसलिए तूफान कमजोर होता है। लेकिन एक जंगली, अंडाकार कक्षा पर जो आकाशगंगा की गहराई में उतरती है, वहां तूफान भीषण होता है।

यह आकाशगंगा के मानचित्र को कैसे बदलता है

इस खोज का सबसे रोमांचक हिस्सा वह है जो यह हमारी आकाशगंगा में डार्क मैटर के समूहों की जनसंख्या के बारे में संकेत देता है। चूंकि यह प्लाज्मा तूफान छोटे, ठंडे समूहों को नष्ट करने में बहुत कुशल है, इसलिए यह सुझाव देता है कि हमारी आकाशगंगा में छोटे सबहेलो हमारी सोच से कहीं कम हो सकते हैं।

यदि यह सिद्धांत सही है, तो "सबहेलो मास फंक्शन" (subhalo mass function - विभिन्न आकारों के समूहों की संख्या गिनने का एक तकनीकी तरीका) अलग दिखेगा। बहुत बड़ी संख्या में छोटे, अदृश्य समूहों के बजाय, हमें एक तीव्र गिरावट दिखाई दे सकती है, जहाँ बहुत कम छोटे समूह जीवित बच पाते हैं। यह समझा सकता है कि हमें उतनी छोटी उपग्रह आकाशगंगाएँ क्यों नहीं दिखतीं जितनी कि कुछ पुरानी थ्योरीज़ ने भविष्यवाणी की थी।

लेखक सावधानी से कहते हैं कि ये परिणाम कंप्यूटर सिमुलेशन से आए हैं, अभी तक प्रत्यक्ष अवलोकन से नहीं। उन्होंने एक विशिष्ट मॉडल का उपयोग किया जहाँ डार्क मैटर के कण एक "डार्क फोटॉन" (प्रकाश का एक छिपा हुआ संस्करण) के माध्यम से परस्पर क्रिया करते हैं। उन्होंने पाया कि इस अंतःक्रिया की कुछ विशिष्ट शक्तियों के लिए, प्लाज्मा प्रभाव प्रमुख बल है, जो इन ब्रह्मांडीय संरचनाओं के विकास को पूरी तरह से नया आकार देता है।

संक्षेप में, यह शोध बताता है कि डार्क ब्रह्मांड हमारी कल्पना से कहीं अधिक अशांत और हिंसक स्थान हो सकता है। भूतों के एक शांत, ठंडे संग्रह के बजाय, हमारी आकाशगंगा का डार्क मैटर हेलो अदृश्य तूफानों का एक उथल-पुथल भरा समुद्र हो सकता है जो पूरी दुनिया को चमकने का मौका मिलने से पहले ही मिटा सकता है।

तकनीकी सारांश: डार्क प्लाज्मा सबहेलो का गैर-रैखिक विकास (Non-linear Evolution of Dark Plasma Subhalos)

समस्या विवरण (Problem Statement)
यह शोध पत्र मिल्की वे (MW) के विभव (potential) के भीतर कक्षाओं में घूम रहे डार्क मैटर (DM) सबहेलो के गतिकीय विकास की जांच करता है, जो इस धारणा पर आधारित है कि डार्क मैटर एक "डार्क प्लाज्मा" के रूप में मौजूद है। उन मॉडलों में जहाँ डार्क मैटर एक छिपे हुए फोटॉन (एक डार्क $U(1)$ क्षेत्र) द्वारा मध्यस्थ लंबी दूरी के बलों के माध्यम से स्वयं परस्पर क्रिया (self-interact) करता है, वहां की गतिशीलता मानक मॉडल के प्लाज्मा के समान होती है। विशेष रूप से, जब एक डार्क सबहेलो परिवेशी मिल्की वे डार्क प्लाज्मा के माध्यम से गुजरता है, तो दोनों आबादी के बीच सापेक्ष ड्रिफ्ट वेग (relative drift velocity) उनके आंतरिक वेग प्रसार (velocity dispersions) से अधिक हो सकता है। यह विन्यास प्लाज्मा अस्थिरताओं (जैसे, टू-स्ट्रीम और बीम-प्लाज्मा अस्थिरता) के प्रति संवेदनशील है, जो डार्क इलेक्ट्रोस्टैटिक और इलेक्ट्रोमैग्नेटिक क्षेत्र उत्पन्न करते हैं। ये क्षेत्र कणों को प्रकीर्णित (scatter) करते हैं, फेज़-स्पेस वितरण को संशोधित करते हैं, और प्रणाली को तापीय साम्यावस्था (thermal equilibrium) की ओर ले जाते हैं। संबोधित मुख्य समस्या इन अस्थिरताओं का गैर-रैखिक विकास और सबहेलो द्रव्यमान हानि पर उनका प्रभाव है, विशेष रूप से प्लाज्मा-प्रेरित हीटिंग (heating) बनाम मानक गुरुत्वाकर्षण ज्वारीय स्ट्रिपिंग (tidal stripping) की तुलना करना है।

कार्यप्रणाली (Methodology)
लेखक सबहेलो के विकास को मॉडल करने के लिए एक हाइब्रिड अर्ध-विश्लेषणात्मक (semi-analytic) और संख्यात्मक दृष्टिकोण का उपयोग करते हैं:

अर्ध-विश्लेषणात्मक ढांचा (Semi-Analytic Framework):
- प्रारंभिक स्थितियाँ: सबहेलो को NFW घनत्व प्रोफाइल और मैक्सवेल-बोल्ट्ज़मैन वेग वितरण के साथ गोलाकार, शुद्ध-तटस्थ प्लाज्मा के रूप में मॉडल किया गया है। दो बेंचमार्क द्रव्यमानों पर विचार किया गया है: $10^7 M_\odot$ और $10^9 M_\odot$ ।
- कक्षीय गतिशीलता (Orbital Dynamics): मिल्की वे विभव (MWPotential2014) के भीतर एक मिल्की वे क्षमता में सबहेलो कक्षाओं को galpy पैकेज का उपयोग करके एकीकृत (integrate) किया गया है। कक्षाएं विभिन्न उत्केंद्रता ( $\epsilon = 0.1$ से $0.9$) के साथ विरियल त्रिज्या (virial radius) पर आरंभ की गई हैं।
- द्रव्यमान हानि युग्मन (Mass Loss Coupling): सबहेलो के घनत्व प्रोफाइल को संकेंद्रित रेडियल शैल (concentric radial shells) में विभाजित किया गया है। प्रत्येक शैल के विकास को पहले पेरिकेंटर (pericenter) आगमन के समय ( $1.2 \times t_{\text{peri}}$ ) तक समय चरणों ( $\delta t = 7$ Myr) में ट्रैक किया जाता है।
- तंत्र (Mechanisms): द्रव्यमान हानि की गणना दो अलग-अलग चैनलों के माध्यम से की जाती है:
  - ज्वारीय स्ट्रिपिंग (Tidal Stripping): इसे एक मानक दक्षता पैरामीटर ( $\alpha = 0.55$ ) का उपयोग करके तात्कालिक ज्वारीय त्रिज्या के बाहर की शैलों पर लागू किया गया है।
  - प्लाज्मा हीटिंग (Plasma Heating): प्रत्येक शैल में बंधे कणों का अंश ( $f_{\text{bound}}$ ) पार्टिकल-इन-सेल (PIC) सिमुलेशन के एक समूह से प्राप्त परिणामों को इंटरपोलेट करके निर्धारित किया जाता है। जो कण स्थानीय पलायन वेग ( $v_{\text{esc}} \approx 4\sigma_{\text{SH}}$ ) से ऊपर गर्म होते हैं, उन्हें हटा दिया जाता है, और शेष बंधे द्रव्यमान को पुन: विरियलाइज़ (re-virialize) किया जाता है।
पार्टिकल-इन-सेल (PIC) सिमुलेशन:
- कोड: अध्ययन में व्लासोव-पॉइसन समीकरणों के समन्वय रीस्केलिंग इनवेरियंस (coordinate rescaling invariance) के माध्यम से डार्क प्लाज्मा के लिए अनुकूलित TRISTAN-MP कोड का उपयोग किया गया है।
- सेटअप: आवधिक सीमा स्थितियों (periodic boundary conditions) के साथ एक-आयामी (1D) इलेक्ट्रोस्टैटिक सिमुलेशन किए गए हैं। सेटअप सबहेलो और मिल्की वे बैकग्राउंड का प्रतिनिधित्व करने वाले काउंटर-स्ट्रीमिंग बीम को मॉडल करता है।
- पैरामीटर: सिमुलेशन घनत्व अनुपात ( $\rho_{\text{SH}}/\rho_{\text{MW}} \in [10^{-3}, 10^2]$ ) और सापेक्ष स्ट्रीमिंग गति ( $v_{\text{SH}}/\sigma_{\text{MW}}$ ) को बदलते हैं। बेंचमार्क चार्ज-टू-मास अनुपात $q_\chi/m_\chi = 10^{-14} e/m_p$ है।
- विमीयता (Dimensionality): जबकि प्राथमिक परिणाम 1D हैं, लेखक यह सत्यापित करने के लिए एक सीमित 2D-2V (दो स्थानिक, दो वेग आयाम) सिमुलेशन करते हैं कि उच्च आयामों में हीटिंग दक्षता बढ़ती है, जो यह सुझाव देता है कि 1D परिणाम रूढ़िवादी (conservative) हैं।

प्रमुख योगदान (Key Contributions)

प्रथम गैर-रैखिक अध्ययन: यह कार्य पूर्णतः काइनेटिक PIC सिमुलेशन का उपयोग करके डार्क मैटर सबहेलो में इलेक्ट्रोस्टैटिक अस्थिरताओं के गैर-रैखिक विकास का पहला अध्ययन प्रस्तुत करता है।
प्लाज्मा हीटिंग का परिमाणीकरण: लेखक प्लाज्मा-प्रेरित द्रव्यमान हानि की दक्षता को मात्रात्मक रूप से सिद्ध करते हैं, यह दिखाते हुए कि यह ज्वारीय स्ट्रिपिंग से काफी अधिक हो सकती है, विशेष रूप से कम द्रव्यमान वाले सबहेलो के लिए जो अत्यधिक उत्केंद्रित कक्षाओं पर हैं।
अर्ध-विश्लेषणात्मक मॉडल: एक नवीन ढांचा विकसित किया गया है जो स्थानीय प्लाज्मा अस्थिरता विकास (PIC डेटा से प्राप्त) को वैश्विक कक्षीय विकास के साथ जोड़कर सबहेलो द्रव्यमान और घनत्व प्रोफाइल के विकास की भविष्यवाणी करता है।

परिणाम (Results)

द्रव्यमान हानि दक्षता: अत्यधिक उत्केंद्रित कक्षाओं ( $\epsilon = 0.9$ $ϵ = 0.9$ ) वाले सबहेलो के लिए, प्लाज्मा हीटिंग प्रमुख द्रव्यमान हानि तंत्र है। पहले पेरिकेंटर के समय तक ( $t = 1.2 t_{\text{peri}}$ $t = 1.2 t_{peri}$ ):
- एक $10^7 M_\odot$ का सबहेलो अपने प्रारंभिक द्रव्यमान का $\sim 97\%$ खो देता है।
- एक $10^9 M_\odot$ का सबहेलो अपने प्रारंभिक द्रव्यमान का $\sim 84\%$ खो देता है।
- इसके विपरीत, केवल ज्वारीय स्ट्रिपिंग दोनों मामलों के लिए केवल $\sim 30\%$ द्रव्यमान हटाती है।
रेडियल निर्भरता ("बाहर से अंदर" स्ट्रिपिंग): द्रव्यमान हानि बाहर से अंदर की ओर चलती है। अस्थिरताएं वहां सबसे कुशलता से विकसित होती हैं जहाँ सबहेलो और मिल्की वे के बीच घनत्व अंतर ( $\rho_{\text{SH}}/\rho_{\text{MW}} \sim 1$ ) मध्यम होता है और सापेक्ष वेग उच्च होता है। फलस्वरूप, आंतरिक कोर से पहले बाहरी शैलों को गर्म और स्ट्रिप किया जाता है। अत्यधिक उत्केंद्रित कक्षाओं के लिए, पेरिकेंटर के पास कोर भी प्रभावित होता है; वृत्ताकार कक्षाओं के लिए, द्रव्यमान हानि बाहरी क्षेत्रों तक सीमित रहती है।
मास फंक्शन निहितार्थ: कम द्रव्यमान वाले सबहेलो का प्राथमिकता से स्ट्रिप होना (उनके निम्न आंतरिक वेग प्रसार और पलायन वेग के कारण) सबहेलो मास फंक्शन (SHMF) के निम्न-द्रव्यमान छोर के दमन (suppression) का सुझाव देता है। लेखक अनुमान लगाते हैं कि बेंचमार्क मापदंडों के लिए, SHMF में एक उथला ढलान (shallower slope) या $M_{\text{SH}} \sim 10^7 M_\odot$ के नीचे एक तीव्र कटऑफ हो सकता है।
कक्षीय उत्केंद्रता (Orbital Eccentricity): यह प्रभाव उत्केंद्रता के प्रति अत्यधिक संवेदनशील है। वृत्ताकार कक्षाओं ( $\epsilon = 0.1$ ) के लिए, प्लाज्मा हीटिंग केवल $\sim 50\%$ ( $10^7 M_\odot$ ) और $\sim 30\%$ ( $10^9 M_\odot$ ) द्रव्यमान हटाता है, जो ज्वारीय प्रभावों के बराबर या उससे थोड़ा अधिक है।

महत्व और दावे (Significance and Claims)
यह शोध पत्र दावा करता है कि डार्क प्लाज्मा भौतिकी सबहेलो विकास के लिए एक विशिष्ट तंत्र प्रदान करती है जो मिल्की वे उपग्रह आबादी में दृश्य संकेत छोड़ सकती है। विशेष रूप से, लेखक तर्क देते हैं कि प्लाज्मा-प्रेरित हीटिंग और स्ट्रिपिंग:

SHMF को नया आकार देती है: कम द्रव्यमान वाले, ठंडे सबहेलो को प्राथमिकता से नष्ट करके, डार्क प्लाज्मा मॉडल "मिसिंग सैटेलाइट्स" समस्या या "टू बिग टू फेल" समस्या को हल कर सकते हैं या बदल सकते हैं, जिससे संभावित रूप से देखे गए सबहेलो जनसंख्या में निम्न-द्रव्यमान ढलान में कमी आ सकती है।
अवलोकन संबंधी बाधाएं प्रदान करती है: निम्न-द्रव्यमान वाले सबहेलो का दमन और SHMF का परिणामी संशोधन, ELVES, SPARC, SAGA और Merian जैसे सर्वेक्षणों के डेटा का उपयोग करके डार्क सेक्टर मापदंडों (विशेष रूप से चार्ज-टू-मास अनुपात $q_\chi/m_\chi$ ) को सीमित करने का एक नया मार्ग प्रदान करता है।
गैर-रैखिक गतिशीलता को रेखांकित करती है: अध्ययन इस बात पर जोर देता है कि स्ट्रीमिंग अस्थिरताओं द्वारा संचालित सामूहिक प्लाज्मा प्रभाव, गैलेक्टिक डायनेमिकल समय के समतुल्य समय-सीमाओं पर कार्य कर सकते हैं, जिससे तीव्र वाष्पीकरण (rapid evaporation) होता है जिसे मानक कोलिजनलेस CDM सिमुलेशन कैप्चर नहीं कर पाते हैं।

लेखक अपने निष्कर्षों के दायरे के संबंध में एक मध्यम स्वर बनाए रखते हैं, यह नोट करते हुए कि उनके परिणाम 1D सिमुलेशन पर आधारित हैं (हालांकि 2D परीक्षण बताते हैं कि 1D परिणाम रूढ़िवादी हैं) और एक पूर्ण जनसंख्या-स्तरीय भविष्यवाणी के लिए भविष्य के कार्य की आवश्यकता है जिसमें उच्च आयामों में स्व-संगत गुरुत्वाकर्षण और प्लाज्मा प्रभावों को शामिल किया जाए।

अंधेरे में अदृश्य तूफान

ब्रह्मांडीय सर्फिंग की आपदा

परिणाम: छोटे समूहों के लिए सामूहिक विनाश

यह आकाशगंगा के मानचित्र को कैसे बदलता है

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