Dlaczego fizycy polują na WIMP‑y?

Każda osoba choćby pobież­nie zain­te­re­so­wa­na bada­nia­mi kosmosu sły­sza­ła pojęcie ciemnej materii. Jest ono dość nie­for­tun­ne i dla wielu mylące. Okre­śle­nie “ciemna” mogłoby suge­ro­wać, że mamy do czy­nie­nia z jakąś sub­stan­cją, która pochła­nia światło. Z czymś jak czarna dziura, tylko trochę bar­dziej roz­my­tym. Jednak ciemna materia nie jest dosłow­nie ciemna, ani czarna, lecz prze­zro­czy­sta. Nie absor­bu­je światła, tylko je ignoruje.

Dokład­nie na tym polega cały kłopot. Wielu astro­fi­zy­ków uważa, że gwiazdy, mgła­wi­ce, pulsary, planety – wszyst­ko to, na co możemy sobie popa­trzeć przez tele­sko­py – to tylko część treści wszech­świa­ta. I to ta mniej­sza część. Zde­cy­do­wa­na więk­szość, jakieś 80% masy galak­tyk, nie świeci, nie miga, nie błyska i w ogóle nie pozuje do zdjęć.

Skoro tej materii nigdzie nie widzimy, to skąd w ogóle pomysł, że ona gdzieś tam jest?

Chciał­bym szybko przejść do tytu­ło­we­go pytania, więc stresz­czę tę histo­rię do minimum.

Powinno być tak:

A jest tak:

Problem zauwa­ży­ła w latach 70. ubie­głe­go stu­le­cia Vera Rubin. Ana­li­zu­jąc ruch wirowy galak­tyk, młoda astro­nom­ka spo­dzie­wa­ła się, że zaob­ser­wu­je coś zbli­żo­ne­go do zacho­wa­nia planet w Ukła­dzie Sło­necz­nym: im bliżej środka, tym szybszy ruch obie­go­wy obiek­tów; w miarę odda­la­nia od źródła przy­cią­ga­nia, pręd­kość spada. Jednak w przy­pad­ku galak­tyk ta krzywa rotacji ukła­da­ła się zde­cy­do­wa­nie zbyt płasko. Gwiazdy z galak­tycz­nych rubieży, zło­śli­wie nie chciały zwalniać.

W grę wchodzą dwie moż­li­wo­ści. Albo gra­wi­ta­cja w skali galak­tycz­nej zmienia dia­me­tral­nie reguły gry (i są tacy, którzy w to poszli), albo gwiazdy pozo­sta­ją zawie­szo­ne na nie­wi­dzial­nym rusz­to­wa­niu, trzy­ma­ne w ryzach przez ogromne ilości nie­zna­nej formy materii. Napraw­dę ogromne. Jak wyka­za­ły symu­la­cje, galak­ty­ki musia­ły­by zawie­rać aż pię­cio­krot­nie więcej masy, zwłasz­cza na obrze­żach, żeby dzia­ła­ły tak, jak rze­czy­wi­ście działają.

Może brakująca masa to po prostu inne ciała niebieskie, które przeoczyliśmy, bo nie świecą tak jasno jak gwiazdy?

To całkiem roz­sąd­ne wyja­śnie­nie. Wszech­świat rze­czy­wi­ście jest pełen obiek­tów, które prawie lub w ogóle nie świecą i z dużych odle­gło­ści pozo­sta­ją kom­plet­nie nie­wi­docz­ne dla naszych tele­sko­pów. Dobry przy­kład sta­no­wią brązowe karły: gwiezd­ne nie­wy­pa­ły, za małe żeby pod­trzy­mać w swoim wnętrzu procesy ter­mo­ją­dro­we, ale większe od planet. Albo czarne dziury, które z defi­ni­cji nie zdra­dza­ją swojej obec­no­ści, chyba że akurat przy­ła­pie­my je podczas pory obia­do­wej lub gra­wi­ta­cyj­ne­go tańca z czymś jaśniejszym.

Takie sto­sun­ko­wo masywne obiekty lubiące ano­ni­mo­wość, astro­fi­zy­cy okre­śla­ją akro­ni­mem MACHO (Massive Astro­phy­si­cal Compact Halo Object). Jednak zwo­len­ni­ków tej hipo­te­zy obecnie jest raczej nie­wie­lu. Jeżeli Droga Mleczna zawiera 200–400 miliar­dów gwiazd, to liczba brą­zo­wych karłów musia­ła­by iść w grube dzie­siąt­ki, może setki bilio­nów w samej naszej galak­ty­ce. Byłyby dosłow­nie wszę­dzie. Przy takiej powszech­no­ści, mimo wszyst­ko, tra­fia­li­by­śmy na ślady ich obec­no­ści o wiele czę­ściej niż ma to miejsce obecnie.

Dlatego naukow­cy zakła­da­ją, że nie­wi­dzial­ny balast galak­tyk ma zupeł­nie inną postać. Obłoków sub­stan­cji zło­żo­nej z nie­zna­ne­go rodzaju cząstek, które posia­da­ją masę, ale mają w nosie wszel­kie formy pro­mie­nio­wa­nia elektromagnetycznego.

Ej, przecież znamy takie cząstki. Sam o nich pisałeś: to neutrina!

Neu­tri­na wydają się odpo­wie­dzią niemal idealną. Mają masę (nie­wiel­ką, ale jednak), są neu­tral­ne elek­trycz­nie oraz potra­fią prze­fru­nąć przez całą planetę nie pozo­sta­wia­jąc po sobie śladu. No i jest ich mrowie. W tej sekun­dzie przez twoje ciało prze­le­ciał jakiś biliard neutrin pocho­dzą­cych ze Słońca i jądra Ziemi. Ba, parę milio­nów sztuk emi­tu­jesz osobiście.

Ale i tu jest kłopot. Chociaż detek­cja neutrin idzie nam topor­nie, to jednak jeste­śmy już w stanie osza­co­wać, ile tych szkra­bów przy­pa­da na każdy cen­ty­metr sze­ścien­ny galak­ty­ki. I przy tej gęsto­ści neu­tri­na wydają się zde­cy­do­wa­nie zbyt lekkie, żeby mogły tłu­ma­czyć obser­wo­wa­ną ano­ma­lię. Poza tym neu­tri­na są dia­bel­nie szybkie, tylko mini­mal­nie wol­niej­sze od fotonów. Gdyby ciemna materia skła­da­ła się z tak roz­bie­ga­nych cząstek (model tzw. gorącej ciemnej materii), praw­do­po­dob­nie wcale nie pomo­gła­by ona w ufor­mo­wa­niu galak­tyk w znanym nam kształcie.

Biorąc to wszyst­ko w rachubę, potrze­bu­je­my innej cząstki. Równie aspo­łecz­nej jak neu­tri­no, nie­re­agu­ją­cej elek­tro­ma­gne­tycz­nie, nie for­mu­ją­cej atomów, ale spo­koj­nej i bardzo masyw­nej. Takiej, która nada­wa­ła­by się na budulec zimnej ciemnej materii.

Nie­ste­ty, chociaż menu odkry­tych cząstek – nazy­wa­ne przez fizyków modelem stan­dar­do­wym – zawiera sporo cudacz­nych dań, akurat nie oferuje niczego o takiej cha­rak­te­ry­sty­ce. Tę nie­zna­ną, w tym momen­cie cał­ko­wi­cie hipo­te­tycz­ną grupę cząstek, okre­śla­my ogólnie jako WIMP (Weakly Inte­rac­ting Massive Particles). 

Nie wiem, kto dokład­nie był autorem tego skró­tow­ca, ale trzeba przy­znać, że miał poczu­cie humoru. Słowo “wimp” można prze­tłu­ma­czyć jako mięczak / wymo­czek / sucho­kla­tes, co zabaw­nie kon­tra­stu­je z kon­cep­cją MACHO.

Nie można sobie ot tak wymyślić całej gromady cząstek rządzących wszechświatem!

Doce­niam scep­ty­cyzm, ale można też spoj­rzeć na sprawę z innej strony. Praw­do­po­dob­nie żaden współ­cze­sny fizyk – nawet naj­za­go­rzal­szy krytyk WIMP-ów – nie posu­nął­by się do stwier­dze­nia, że pozna­li­śmy już wszyst­kie cegieł­ki budu­ją­ce materię. Model stan­dar­do­wy nie jest kon­struk­cją ukoń­czo­ną i powszech­nie uważa się, że w końcu musi ulec rozszerzeniu.

Jednym z moż­li­wych kie­run­ków tej ewo­lu­cji jest super­sy­me­tria (SUSY).

Pamię­tasz może tekst wyja­śnia­ją­cy Czym jest model stan­dar­do­wy? Podzie­li­li­śmy sobie w nim znane cząstki ele­men­tar­ne na dwie fun­da­men­tal­ne rodziny: fer­mio­ny zdolne do budo­wa­nia materii oraz bozony, zwykle peł­nią­ce rolę nośni­ków oddzia­ły­wań. Super­sy­me­try­ści uważają, że rze­czy­wi­stość miałaby dużo więcej sensu i ele­gan­cji, gdyby wszyst­kie fer­mio­ny dostały swoje odbicia po stronie bozonów, a każdy bozon znalazł sobie odpo­wied­ni­ka po stronie fermionów. 

Obok fotonów, gluonów, bozonów W i Z czy bozonów Higgsa, ist­nia­ły­by fotina, gluina, zina, wina i higsina. I odwrot­nie, super­part­ne­ra­mi dla elek­tro­nów, neutrin i kwarków byłyby selek­tro­ny, sneu­tri­na oraz… skwarki. Nie powiesz, że skwark powabny nie brzmi uroczo?

DLA DOCIEKLIWYCH #1 Od strony for­mal­nej fer­mio­ny i bozony różnią się momen­tem pędu oraz sto­sun­kiem do zakazu Pau­lie­go. Te pierw­sze mają spin opi­sy­wa­ny ułam­kiem i nie mogą prze­by­wać w tym samym czasie w dokład­nie tym samym stanie kwan­to­wym. Bozony mają spin cał­ko­wi­ty (0, 1, 2) i nie pod­le­ga­ją takiemu ogra­ni­cze­niu. W super­sy­me­trii wszyst­ko wywra­ca­my: każda cząstka dostaje hipo­te­tycz­ne­go kuzyna o spinie prze­su­nię­tym o połówkę. Jeśli więc kla­sycz­ny elek­tron posiada spin 1/2, to selek­tron musi mieć spin 0. Z kolei foto­no­wi ze spinem 1, powinno odpo­wia­dać fotino o spinie 1/2.

Kiedy więc jedni badacze zgło­si­li zapo­trze­bo­wa­nie na ogromną liczbę tajem­ni­czych cząstek wypeł­nia­ją­cych kosmos, inni zapro­po­no­wa­li roz­mno­że­nie modelu stan­dar­do­we­go. Chociaż idea super­sy­me­trii oraz problem rotacji galak­tyk, obja­wi­ły się kom­plet­nie nie­za­leż­nie od siebie, astro­fi­zy­cy i teo­re­ty­cy zde­cy­do­wa­nie mają o czym dys­ku­to­wać przy kawie.

Jest jeszcze druga poszla­ka wska­zu­ją­ca na potrze­bę ist­nie­nia WIMP-ów. Bar­dziej kosmo­lo­gicz­na. Otóż jeśli poli­czysz, ile słabo oddzia­łu­ją­cych cząstek o dużej masie powinno było prze­trwać od czasów wiel­kie­go wybuchu do dziś, wyjdzie ci wartość, która leży podej­rza­nie blisko postu­lo­wa­nej gęsto­ści ciemnej materii.

Pomyśl przez chwilę o wcze­snym wszech­świe­cie. W eks­tre­mal­nej tem­pe­ra­tu­rze docho­dzi do spon­ta­nicz­nej kreacji cząstek i anty­czą­stek, wza­jem­nych ani­hi­la­cji, powtór­nych kreacji, kolej­nych ani­hi­la­cji i tak dalej. Energia zamie­nia się w masę i na odwrót w sza­lo­nym tempie. Jednak z każdą sekundą prze­strzeń rośnie, a tem­pe­ra­tu­ra maleje. Kreacja materii wyha­mo­wu­je, ale materia jeszcze przez jakiś czas kon­ty­nu­uje bra­to­bój­czą walkę z anty­ma­te­rią. Jednak i to nie trwa długo.

W miarę dalszej eks­pan­sji wszech­świa­ta cząstki stają się na tyle roz­pro­szo­ne, że prze­sta­ją trafiać na swoje odbicia. W innym wypadku w prze­strze­ni nie osta­ła­by się ani jedna cząstka, a ty nie czy­tał­byś tego tekstu. 

Resztka materii, która nie uległa ani­hi­la­cji i prze­trwa­ła pra­daw­ną rzeź, z czasem utworzy wszyst­kie ota­cza­ją­ce nas struk­tu­ry. Właśnie wtedy docho­dzi do usta­le­nia pro­por­cji poszcze­gól­nych rodza­jów cząstek. Kosmo­lo­go­wie okre­śla­ją ten moment zamro­że­niem (freeze-out).

Zgaduję, że wśród ocalałych z tej batalii znalazły się zarówno znane cząstki, jak i cząstki ciemnej materii?

Ogólna idea jest taka, że cząstki lekkie, szybkie i mocno oddzia­łu­ją­ce, miały mniej­szą szansę na prze­trwa­nie w kipią­cej zupie młodego wszech­świa­ta, niż cząstki ciężkie, wol­niej­sze i oddzia­łu­ją­ce słabo. No i kiedy fizycy zaczęli wyli­czać tempo kreacji i ani­hi­la­cji dla cząstki o wiel­kiej masie (ponad sto razy więk­szej od protonu), która nie oddzia­łu­je elek­tro­ma­gne­tycz­nie – otrzy­ma­li intry­gu­ją­cy wynik. Do naszych czasów powinno ich prze­trwać z grubsza tyle, ile zakłada hipo­te­za ciemnej materii.

Nie jest to rzecz jasna żaden peł­no­war­to­ścio­wy dowód – liczby jak wiadomo bywają zło­śli­wie – ale dał naukow­com do myśle­nia. Do tego stopnia, że ten mate­ma­tycz­ny zbieg oko­licz­no­ści zyskał miano “cudu WIMP-ów”. 

DLA DOCIEKLIWYCH #2 WIMP‑y z defi­ni­cji muszą być “ciężkie”, ale jak bardzo? Sza­cun­ki są mocno zróż­ni­co­wa­ne, zależ­nie od modelu. Zwykle przyj­mu­je się war­to­ści powyżej 100 GeV (giga­elek­tro­no­wol­tów) – w prze­ciw­nym razie, nasze eks­pe­ry­men­ty już dawno ujaw­ni­ły­by coś inte­re­su­ją­ce­go. Naj­więk­si pesy­mi­ści uważają, że masa cząstek ciemnej materii prze­kra­cza nawet 1000 GeV, czyli 1 TeV. To ponad tysiąc­krot­nie więcej niż proton i osiem razy więcej od bozonu Higgsa. Fizycy prze­zwa­li tego hipo­te­tycz­ne­go potwora WIMP­zil­lą.

No to mamy wskazówki. Ale kiedy naukowcy złapią ciemną materię za rękę?

Są tacy, którzy uważają, że już zła­pa­li­śmy. Tomo­no­ri Totani z Uni­wer­sy­te­tu Tokij­skie­go wziął pod lupę wie­lo­let­nie dane z Kosmicz­ne­go Tele­sko­pu Fer­mie­go i przyj­rzał się temu, jak okolica naszej galak­ty­ki “świeci” w wyso­kich ener­giach. Następ­nie odsiał zbędny szum tła: znane punk­to­we źródła gamma, takie jak emisje pocho­dzą­ce z mgławic, pul­sa­rów, dysków akre­cyj­nych oraz wiel­kich struk­tur w rodzaju tzw. bąbli Fermiego.

Kiedy wszyst­ko to wyrzu­cił, nadal coś zostało. Ten dodat­ko­wy skład­nik miał dwie istotne cechy. Po pierw­sze, jego rozkład prze­strzen­ny przy­po­mi­na to, czego ocze­ki­wa­li­by­śmy po ciemnej materii – nie ma wyraź­ne­go źródła, lecz deli­kat­nie otula dysk galak­ty­ki. Po drugie, widmo energii tej roz­pro­szo­nej emisji można zgrab­nie dopa­so­wać do mate­ma­tycz­ne­go opisu ani­hi­lu­ją­cych cząstek o masach liczo­nych w setkach mas protonu. Innymi słowy, jeśli zało­ży­my, że WIMP‑y ist­nie­ją, czasem się zde­rza­ją i znikają w błysku fotonów gamma, to powinny emi­to­wać dokład­nie taki rodzaj sygna­łów. Tak przy­naj­mniej twier­dzi Totani.

Czy to przełom? Na razie, wbrew licznym sen­sa­cyj­nym nagłów­kom: nie jest. Dysk galak­ty­ki to naj­ja­śniej­szy sektor na niebie, jeśli chodzi o pro­mie­nio­wa­nie. Siedzą tam gwiazdy neu­tro­no­we, obłoki mole­ku­lar­ne, pozo­sta­ło­ści po super­no­wych – wszyst­ko błyska i utrud­nia robotę. Histo­ria zna kilka przy­pad­ków, kiedy nad­wyż­ka fotonów gamma, po paru latach oka­zy­wa­ła się efektem źle odfil­tro­wa­ne­go tła albo pro­duk­tem innego rodzaju źródeł, niż pier­wot­nie zakładano.

Totani sam zresztą wypo­wia­da się ostroż­nie. Wprost przy­zna­je, że jego wynik jest zgodny z okre­ślo­ną inter­pre­ta­cją, ale wymaga potwier­dze­nia innymi meto­da­mi i w odnie­sie­niu do innych galak­tyk. Jeśli to napraw­dę WIMP‑y, to podobny ślad powi­nien zostać wyła­pa­ny choćby w małych galak­ty­kach sate­li­tar­nych Drogi Mlecz­nej, które prawie w ogóle nie mają wła­snych punk­to­wych źródeł pro­mie­ni gamma.

Jednak nawet, jeżeli tak sygnał wyła­pie­my, to nadal nie wyeli­mi­nu­je­my wszyst­kich wąt­pli­wo­ści. Dowodem koron­nym będzie dopiero detek­cja kon­kret­nej cząstki.

Jak złapać coś, co nie pozostawia po sobie śladu?

Nie jest tak, że WIMP‑y nie oddzia­łu­ją wcale. Na pewno nie możemy liczyć na naj­bliż­szy elek­tro­ma­gne­tyzm oraz zle­pia­ją­ce jądro atomowe oddzia­ły­wa­nie silne. Na placu boju pozo­sta­je jednak gra­wi­ta­cja i przy­pusz­czal­nie słabe oddzia­ły­wa­nie jądrowe. 

Powra­ca­my do porów­na­nia z neu­tri­na­mi. Jeżeli ciemna materia ist­nie­je, to przez Układ Sło­necz­ny i naszą planetę w każdej sekun­dzie prze­la­tu­je całe morze WIMP-ów. Zało­że­nie jest takie, że raz na jakiś czas taka cząstka potrafi uderzyć cen­tral­nie w jądro atomowe, zmu­sza­jąc je do emisji drobnej porcji energii. Stra­te­gia polega więc – ana­lo­gicz­nie jak w przy­pad­ku polowań na neu­tri­na – na budowie pod ziemią dużego zbior­ni­ka, wypeł­nie­nia go po brzegi czystą sub­stan­cją i oto­cze­niu tego układu mnó­stwem ultra­czu­łych detektorów.

Są też pewne różnice. Do łapania neutrin wystar­czy basen zwykłej, choć eks­tre­mal­nie oczysz­czo­nej wody. Podczas kolizji wodoru z neu­tri­na­mi mogli­śmy liczyć na ode­rwa­nie mocno roz­pę­dzo­nych elek­tro­nów, wywo­łu­ją­cych emisję pro­mie­nio­wa­nia Cze­ren­ko­wa. Jednak WIMP‑y oddzia­łu­ją jeszcze słabiej, toteż fizycy musieli poszu­kać gęst­sze­go medium, wypo­sa­żo­ne­go w cięższe atomy. Mówiąc meta­fo­rycz­nie: potrze­bu­je­my więk­szych dzwonów, które w razie ude­rze­nia odpo­wie­dzą dono­śniej­szym dźwiękiem.

Naj­bar­dziej obie­cu­ją­ce współ­cze­sne sidła na ciemną materię wyko­rzy­stu­ją skro­plo­ne gazy szla­chet­ne: argon (ZEPLIN, Dark­Si­de, ArDM) oraz ksenon (XENONnT, LUX-ZEPLIN, PandaX-4T). Trud­ność tech­nicz­na polega na tym, że w odróż­nie­niu od wody, argon i ksenon trud­niej zgro­ma­dzić, oczy­ścić, a samą sub­stan­cję należy utrzy­my­wać w niskich tem­pe­ra­tu­rach. Dlatego w czasie, gdy Japoń­czy­cy kopią dla Hyper‑Kamiokande pod­ziem­ny basen mający mieścić 260 tysięcy ton wody, dla łowców ciemnej materii każda tona sub­stan­cji czynnej jest na wagę złota.

Podobno wielkość nie ma znaczenia…

Trochę jednak ma. Bez względu na to, jakiej cząstki szukamy, praw­do­po­do­bień­stwo sukcesu wzrasta wraz z roz­mia­ra­mi detek­to­ra. Postęp jest widocz­ny: np. we włoskim Gran Sasso w ciągu zale­d­wie 20 lat prze­sko­czo­no ze śmiesz­nych 165 kg ksenonu (eks­pe­ry­ment XENON100) do 8,5 tony (XENONnT). Jednak prace nadal przy­po­mi­na­ją prze­sie­wa­nie pustyni za pomocą sitka z kuchni.

Kolej­nym pro­ble­mem jest odróż­nia­nie napraw­dę war­to­ścio­wych sygna­łów od szumu tła. Detek­to­ry są tak wraż­li­we, że nawet umiesz­czo­ne kilo­metr pod ziemią i oto­czo­ne warstwą ołowiu, nadal reje­stru­ją mnóstwo zdarzeń.

W takich warun­kach bardzo łatwo o pomyłkę, a jed­no­cze­śnie nie­zmier­nie trudno o prze­ko­nu­ją­cy dowód. Przy­kła­do­wo naukow­cy obsłu­gu­ją­cy eks­pe­ry­ment DAMA/Nal już wiele lat temu ogło­si­li wykry­cie sezo­no­wej zwyżki detek­cji. Miałaby ona wynikać ze zmiany uło­że­nia i pręd­ko­ści Ziemi wzglę­dem halo Drogi Mlecz­nej, co ozna­cza­ło­by większą eks­po­zy­cję na ciemną materię. Brzmia­ło to pięknie, ale inne dzia­ła­ją­ce już wtedy instru­men­ty, podob­nej modu­la­cji nie zauważyły.

Podob­nie było z innymi obie­cu­ją­cy­mi sygna­ła­mi reje­stro­wa­ny­mi w ramach pro­jek­tów CoGeNT, CRESST, a nie­daw­no XENON. Za każdym razem poja­wiał się szum, hipo­te­zy, spe­ku­la­cje i za każdym… wra­ca­li­śmy do punktu wyjścia. Bo cóż z tego, że sprzęt po raz kolejny “piknął” kilka razy więcej niż powi­nien, skoro uzy­ska­na porcja danych jest zbyt mała, żeby cokol­wiek rozstrzygnąć?

Naj­bar­dziej fru­stru­ją­ce jest to, że ciemna materia może okazać się jeszcze bar­dziej “prze­zro­czy­sta” niż zakła­da­my. W takim sce­na­riu­szu sta­ra­nia fizyków byłyby skazane na porażkę od samego począt­ku, nawet jeżeli całe stada WIMP-ów nie­ustan­nie prze­bie­ga­ją im tuż przed nosem. 

Cóż robić? Na razie pozo­sta­je ulep­szać instru­men­ty, powięk­szać zbior­ni­ki, pod­krę­cać pre­cy­zję i po prostu zbierać dane. Jednak wobec braku rezul­ta­tów, w końcu trzeba będzie zadać sobie bardzo nie­kom­for­to­we pytanie o granicę nauko­we­go uporu.

A TAK W OGÓLE TO… Skoro cząstki ciemnej materii są masywne i prze­la­tu­ją przez nasze ciała w każdej chwili, to czy mogą zrobić nam krzywdę? No dobra, wiemy, że nie, ale byli tacy, którzy pró­bo­wa­li to poli­czyć. Według Kathe­ri­ne Freese i Chri­sto­phe­ra Sava­ge­’a liczba zderzeń WIMP-ów z atomami ludz­kie­go ciała wynosi 100 do 200 tysięcy rocznie. W kon­tek­ście cząstek to dro­biazg, a na dodatek mówimy o bardzo nisko­ener­ge­tycz­nych koli­zjach. Wszyst­kie WIMP‑y z jakimi hipo­te­tycz­nie spo­tka­my się przez całe życie, wpłyną na nasze tkanki słabiej niż godzin­na eks­po­zy­cja na pro­mie­nio­wa­nie kosmicz­ne. Czyli prak­tycz­nie w ogóle.