Die unten angegebene differentielle Empfindlichkeit ist definiert als der minimale Fluss, den das CTAO benötigt, um eine punktförmige Quelle mit einer 5-Standardabweichung zu entdecken, berechnet in nicht überlappenden logarithmischen Energiebereichen (fünf pro Dekade). Neben dem signifikanten Nachweis benötigen wir mindestens zehn nachgewiesene Gammastrahlen pro Energiebereich und ein Signal/Hintergrund-Verhältnis von mindestens 1/20. Die Analyseschnitte in jedem Bereich wurden optimiert, um die beste Fluxempfindlichkeit für punktförmige Quellen zu erreichen. Die optimalen Schnittwerte hängen von der Dauer der Beobachtung ab. Daher sind die Leistungskurven für drei verschiedene Beobachtungszeiten angegeben: 0,5, 5 und 50 Stunden.

CTAO-Süd-Array

CTAO-Nord Array

Die CTAO-Arrays im Vergleich

CTAO-Süd Array im Vergleich zu anderen Instrumenten

CTAO-Nord Array im Vergleich zu anderen Instrumenten

CTAO-Arrays im Vergleich zu anderen Instrumenten

Beachten Sie, dass die Kurven für Fermi-LAT und HAWC im Vergleich zu den Referenzen (siehe unten) um den Faktor 1,2 skaliert sind, um das unterschiedliche Energie-Binning zu berücksichtigen. Die dargestellten Kurven erlauben nur einen groben Vergleich der Empfindlichkeit der verschiedenen Instrumente, da die Berechnungsmethode und die angewandten Kriterien nicht identisch sind. Insbesondere die Definition der differentiellen Empfindlichkeit für HAWC ist aufgrund des Fehlens einer genauen Energierekonstruktion für einzelne Photonen in der HAWC-Analyse recht unterschiedlich.

Quellen:

ASTRI: https://pos.sissa.it/395/884/pdf

Fermi-LAT: Webseite mit öffentlichen Spezifikationen http://www.slac.stanford.edu/exp/glast/groups/canda/lat_Performance.htm

HAWC: arXiv:1701.01778
H.E.S.S.: Vorläufige Empfindlichkeitskurven für H.E.S.S.-I (Stereorekonstruktion), basierend auf/angepasst von Holler et. al 2015 (Proceedings of the 34th ICRC)
MAGIC: Astroteilchenphysik 72 (2016) 76-94

LHAASO: https://arxiv.org/abs/1905.02773

SWGO (früher SGSO genannt): arXiv:1902.08429
VERITAS: öffentliche Spezifikationen Webseite https://veritas.sao.arizona.edu/about-veritas/veritas-specifications

Differenzielle Flussempfindlichkeit des CTAO-North bei ausgewählten Energien als Funktion der Beobachtungszeit im Vergleich zum Fermi-LAT-Instrument(Pass 8-Analyse, extragalaktischer Hintergrund, Standard-Durchmusterungsbeobachtungsmodus). Die differentielle Fluxempfindlichkeit ist definiert als der minimale Flux, der benötigt wird, um eine punktförmige Gammastrahlenquelle mit einer 5-Standardabweichung zu detektieren, berechnet für Energiebereiche mit einer Breite von 0,2 Dekaden. Eine zusätzliche Bedingung ist ein Minimum von 10 überzähligen Zählern. Beachten Sie, dass insbesondere bei Belichtungen, die länger als einige Stunden dauern, die Einschränkungen für die Beobachtbarkeit eines transienten Objekts für das CTAO viel strenger sind als für das Fermi-LAT. Das CTAO wird in der Lage sein, Objekte oberhalb von 20 Grad Elevation bei dunklem Himmel zu beobachten. Die oben gezeigte differentielle Flussempfindlichkeit bezieht sich auf Beobachtungen in der Nähe von 70 Grad Elevationswinkeln.

Die Kurve Winkelauflösung vs. rekonstruierte Energie zeigt den Winkel, in den 68% der rekonstruierten Gammastrahlen fallen, relativ zu ihrer wahren Richtung. Für die MC-Ereignisse, die zur Bestimmung der Winkelauflösung verwendet werden, werden Gamma-Hadron-Trennschnitte angewendet. Spezielle Analyseschnitte können die Winkelauflösung (oder die spektrale Auflösung) auf Kosten der Sammelfläche verbessern und so z.B. eine bessere Untersuchung der Morphologie oder der spektralen Eigenschaften von hellen Quellen ermöglichen.

CTAO-Süd-Array

CTAO-Nord Array

Andere Instrumente

Die Energieauflösung ΔE / E ergibt sich aus der Verteilung von (_ER –_ET) /_ET, wobei sich R und T auf die rekonstruierten und wahren Energien der vom CTAO aufgezeichneten Gammastrahlenereignisse beziehen. ΔE/E ist die Halbwertsbreite des Intervalls um 0, das 68% der Verteilung enthält. Die Grafik zeigt die Energieauflösung als Funktion der rekonstruierten Energie (das Ergebnis hängt nur schwach von dem angenommenen Gammastrahlenspektrum ab; für die Ergebnisse hier verwenden wir dNɣ/dE ~E-2^,62).

Die CTAO-Arrays im Vergleich

Die effektive Sammelfläche für Gammastrahlen aus einer punktförmigen Quelle ist unten im Vergleich zu E_T für Gamma-/Hadronschnitte dargestellt, die für 0,5-, 5- und 50-Stunden-Beobachtungen optimiert wurden (ohne Schnitt in der rekonstruierten Ereignisrichtung):

CTAO-Süd-Array

CTAO-Nord Array

Die effektive Sammelfläche mit Schnitten in der rekonstruierten Ereignisrichtung:

CTAO-Süd-Array

CTAO-Nord Array

Die (nach der Analyse) verbleibende Hintergrundrate der kosmischen Strahlung pro Quadratgrad im Vergleich zur rekonstruierten Gammastrahlenenergie E_R ist unten dargestellt.

Die CTAO-Arrays im Vergleich

Die Rate ist diejenige, die in 0,2 Dekaden breite Bins in der geschätzten Energie integriert ist (d.h. fünf Bins pro Dekade). Für die Auswahl der simulierten Protonen- und Elektronenereignisse in der kosmischen Strahlung werden Gamma-Hadron-Trennschnitte verwendet, die für verschiedene Beobachtungszeiten optimiert sind.

Einzelheiten zu den angenommenen Protonen- und Elektronenspektren der kosmischen Strahlung finden Sie in Bernlöhr et al. 2013.

Alle oben dargestellten Leistungsparameter gelten für eine Quelle, die sich in der Nähe des Zentrums des CTAO-Sichtfelds (FoV) befindet. Die differentiellen Empfindlichkeitskurven für eine punktförmige Quelle bei zunehmendem Winkelabstand vom Zentrum des FoV sind unten dargestellt.

CTAO-Süd-Array

CTAO-Nord Array

Die Winkel- und Energieauflösung verschlechtert sich ebenfalls, wenn man sich dem Rand des FoV nähert. Die bereitgestellten IRFs enthalten die Entwicklung aller Leistungsparameter mit dem Off-Axis-Winkel.