Narava delcev temne snovi je dandanes ena največjih ugank v fiziki. Detekcija sevanja gama (izmerjeno na primer s satelitom Fermi LAT NASA) predstavlja še posebej močan način za preizkušanje enega najbolj priljubljenih kandidatov fizike delcev za opis temne snovi, WIMP. Ob tem je potrebno za preizkušanje fizikalnih lastnosti omenjenih delcev s sevanjem gama poznati zgoščenost temne snovi vzdolž smeri gledanja. V tem delu uporabljamo najnovejše znanje pridobljeno s pomočjo večdelčnih kozmoloških simulacij temne snovi, da z njim posodobimo napovedi signala sevanja gama, ki prihaja iz anihilacije temne snovi v vseh halojih temne snovi pri vseh rdečih premikih, tako imenovani - kozmološki signal temne snovi. To delo je del trenutnih prizadevanj Fermi LAT kolaboracije za posodobitev iskanja kozmološkega signala temne snovi, ki je bilo nazadnje izvedeno leta 2015. V uvodnih poglavjih pregledamo osnove $\Lambda$CDM standardnega modela kozmologije, teoretični opis zgoščevanja temne snovi in možnosti temne snovi za sevanje gama svetlobe. V nadaljevanju se osredotočimo na izračun prispevka temne snovi k signalu sevanja gama, tako imenovani množitelj toka $\zeta$. Opišemo dva različna pristopa za izračun njegove vrednosti - pristop spektra moči in pristop halo modela. Razpravljamo o tehničnih vidikih obeh pristopov in opišemo količine, ki so uporabljene v posameznem pristopu z namenom izboljšanja obstoječih rezultatov z uporabo posodobljenih funkcij, ki so postale na voljo od zadnje objave leta 2015. V okviru pristopa s halo modelom pripravimo enačbe za ponovno oceno teoretično napovedanega signala temne snovi, ki je odvisen od zgoščevanja temne snovi in njene porazdelitve po Vesolju, ter pridobimo prve rezultate. V okviru pristopa spektra moči izmerimo spekter moči iz polne simulacije Lomonosov in primerjamo naše rezultate s spektrom moči izmerjenim z uporabo simulacij Millennium in Millennium II.
|