La prestazioni attese dal CTAO
I grafici riportati in questa sezione rappresentano le richieste preliminari di prestazioni previste per il CTAO al termine della prima fase di costruzione con la configurazione approvata, denominata “Configurazione Alfa”, ottenute tramite dettagliate simulazioni Monte Carlo (MC) dell’infrastruttura.
La “Configurazione Alfa” per le schiere sud e nord del CTAO, situate rispettivamente presso l’Osservatorio del Paranal (Cile) e l’Osservatorio del Roque de los Muchachos (Spagna), è composta da:
CTAO-Nord: 4 Large-Sized Telescopes (LST; telescopi di grande dimensione) e 9 Medium-Sized Telescopes (MST; telescopi di media dimensione). Area coperta dalla schiera: circa 0,25 km².
CTAO-Sud: 14 MSTs e 37 Small-Sized Telescopes (SST; telescopi di piccola dimensione). Area coperta dalla schiera: circa 3 km².
Grafici della prestazione prevista per la Configurazione Alfa
La sensibilità differenziale mostrata di seguito è definita come il flusso minimo necessario affinché il CTAO ottenga un segnale con significatività a 5 deviazioni standard da una sorgente puntiforme, calcolata in intervalli logaritmici di energia non sovrapposti (cinque per decade). Oltre a una rivelazione significativa, si richiedono almeno 10 eventi gamma per ogni intervallo energetico e un rapporto segnale/fondo di almeno 1/20. I criteri di analisi in ogni intervallo sono ottimizzati per ottenere la migliore sensibilità al flusso per sorgenti puntiformi. Poiché i valori ottimali dipendono dalla durata dell’osservazione, le curve sono fornite per tre tempi di osservazione diversi: 0,5, 5 e 50 ore.
Schiera CTAO-Sud
Schiera CTAO-Nord
Confronto tra le schiere del CTAO
CTAO-South Array vs altri strumenti
CTAO-North Array vs altri strumenti
Array CTAO vs altri strumenti
Si noti che le curve per Fermi-LAT e HAWC sono scalate di un fattore 1,2 rispetto alle fonti originali (riportate sotto), per tenere conto del diverso binning energetico. Le curve mostrate consentono solo un confronto approssimativo della sensibilità dei diversi strumenti, poiché il metodo di calcolo e i criteri applicati non sono identici. In particolare, la definizione della sensibilità differenziale per HAWC è piuttosto diversa a causa della mancanza di una ricostruzione energetica accurata per i singoli fotoni nell’analisi HAWC.
Fonti:
ASTRI: https://pos.sissa.it/395/884/pdf
Fermi-LAT: pagina web per consultare le specifiche pubbliche http://www.slac.stanford.edu/exp/glast/groups/canda/lat_Performance.htm
HAWC: arXiv:1701.01778
H.E.S.S.: Curve di sensibilità preliminari per H.E.S.S.-I (ricostruzione stereo), adattate da Holler et. al 2015 (Proceedings of the 34th ICRC)
MAGIC: Astroparticle Physics 72 (2016) 76-94
LHAASO: https://arxiv.org/abs/1905.02773
SWGO (precedentemente chiamato SGSO): arXiv:1902.08429
VERITAS: pagina web per consultare le specifiche pubbliche https://veritas.sao.arizona.edu/about-veritas/veritas-specifications
La sensibilità di flusso differenziale del CTAO-Nord per energie selezionate in funzione del tempo di osservazione è confrontata con lo strumento Fermi-LAT (analisi Passo 8, fondo extragalattico, modalità standard di osservazione di survey). La sensibilità differenziale è definita come il flusso minimo necessario per ottenere un segnale con significatività a 5σ da una sorgente puntiforme, con intervalli di energia di ampiezza 0,2 decadi. Si richiede anche un minimo di 10 eventi sopra al fondo. Si noti che, soprattutto per esposizioni superiori a molte ore, le restrizioni sull’osservabilità dei transienti sono molto più severe per il CTAO rispetto al Fermi-LAT. Il CTAO potrà osservare oggetti sopra i 20° di elevazione in condizioni di cielo buio. I dati mostrati si riferiscono a osservazioni effettuate a circa 70° di elevazione.
La curva della risoluzione angolare in funzione dell’energia ricostruita mostra l’angolo entro il quale rientra il 68% degli eventi ricostruiti, rispetto alla loro direzione reale. Sono applicati criteri di separazione gamma-adroni agli eventi MC utilizzati per determinare la risoluzione angolare. Criteri dedicati possono migliorare la risoluzione angolare (o spettrale) a scapito dell’area di raccolta, consentendo, per esempio, uno studio più dettagliato della morfologia o delle caratteristiche spettrali di sorgenti brillanti.
Schiera CTAO-Sud
Schiera CTAO-Nord
Altri strumenti
La risoluzione energetica ΔE/E è ottenuta dalla distribuzione di (ER – ET) / ET, dove R e T si riferiscono rispettivamente all’energia ricostruita e a quella reale (true in inglese) degli eventi gamma osservati dal CTAO. ΔE/E è la semi-ampiezza dell’intervallo intorno a 0 che contiene il 68% della distribuzione. Il grafico mostra la risoluzione energetica in funzione dell’energia ricostruita (i risultati dipendono solo debolmente dallo spettro gamma assunto; qui si usa dNɣ/dE ~E-2.62).
Confronto tra le schiere del CTAO
L’area efficace di raccolta per raggi gamma provenienti da una sorgente puntiforme è mostrata in funzione di ET per osservazioni di 0,5, 5 e 50 ore, con tagli gamma/adroni ottimizzati (senza applicare tagli sulla direzione dell’evento ricostruito).
Schiera CTAO-Sud
Schiera CTAO-Nord
L’area efficace di raccolta, con tagli sulla direzione dell’evento ricostruito:
Schiera CTAO-Sud
Schiera CTAO-Nord
Il tasso residuo per grado quadrato (a posteriori) dovuto al fondo di raggi cosmici è mostrato di seguito in funzione dell’energia gamma ricostruita ER.
Confronto tra le schiere del CTAO
Il tasso è integrato in intervalli di 0,2 decadi in energia ricostruita (5 intervalli per decade). Sono applicati tagli gamma-adroni ottimizzati per diversi tempi di osservazione nella selezione di eventi simulati di protoni ed elettroni cosmici.
Per i dettagli sugli spettri assunti per protoni ed elettroni cosmici, si veda Bernlöhr et al 2013 (in inglese).
Tutti i parametri prestazionali sopra presentati sono validi per una sorgente vicina al centro del campo di vista (FoV) del CTAO. Le curve di sensibilità differenziale per sorgenti puntiformi a distanze angolari crescenti dal centro del FoV sono mostrate di seguito.
Schiera CTAO-Sud
Schiera CTAO-Nord
Anche la risoluzione angolare ed energetica peggiorano avvicinandosi al bordo del FoV. Le funzioni di risposta strumentale (IRF dall’inglese Instrument Response Function) forniscono l’evoluzione di tutti i parametri in funzione dell’angolo fuori asse.
I File sorgente
Le funzioni di risposta strumentale (IRF dall’inglese Instrument Response Function) utilizzate nei grafici di queste pagine (relativi alla “Configurazione Alfa”) possono essere scaricate al seguente link. Le funzioni di risposta strumentale (IRF dall’inglese Instrument Response Function) utilizzate nei grafici di queste pagine (relativi alla “Configurazione Alfa”) possono essere scaricate al seguente link.
Note
- Tutti i valori prestazionali derivano da simulazioni Monte Carlo (MC) dettagliate, simili a quelle presentate in Bernlöhr et al 2013, ma realizzate con Corsika 7.71 (con URQMD + QGSJET-II-04), un modello aggiornato dei telescopi del CTAO, e disposizioni ottimizzate delle schiere di telescopi (denominati “Production 5” o “Prod 5”).
- I valori riportati si riferiscono alla prima fase di costruzione, con una configurazione di 4 LST e 9 MST nel sito settentrionale (CTAO-Nord) e 14 MST e 37 SST nel sito meridionale (CTAO-Sud), chiamata “Configurazione Alfa”.
- In passato erano forniti i dati per la “Configurazione Omega”, ovvero la configurazione completa di riferimento, con 118 telescopi distribuiti su entrambi i siti (nota anche come “Prod 3b”, ora archiviata e disponibile online).
La “Configurazione Omega” rappresenta lo scenario esteso che potrà essere realizzato nella Fase Operativa Estensiva, in base ai fondi disponibili. La Configurazione Alfa è l’unica ufficiale al momento e non è un sottoinsieme della “Configurazione Omega” in termini di posizionamento dei telescopi.
Ringraziamenti
Ringraziamo i centri di calcolo che hanno fornito le risorse per la generazione delle funzioni di risposta dello strumento (IRF dall’inglese Instrument Response Function) Prod 5:
CAMK, Centro Astronomico Nicolaus Copernicus, Varsavia, Polonia
CIEMAT-LCG2, CIEMAT, Madrid, Spagna
CYFRONET-LCG2, ACC CYFRONET AGH, Cracovia, Polonia
DESY-ZN, Deutsches Elektronen-Synchrotron, Standort Zeuthen, Germania
GRIF, Grille de Recherche d’Ile de France, Parigi, Francia
IN2P3-CC, Centre de Calcul de l’IN2P3, Villeurbanne, Francia
IN2P3-CPPM, Centre de Physique des Particules de Marseille, Marsiglia, Francia
IN2P3-LAPP, Laboratoire d Annecy de Physique des Particules, Annecy, Francia
INFN-FRASCATI, INFN Frascati, Frascati, Italia
INFN-T1, CNAF INFN, Bologna, Italia
INFN-TORINO, INFN Torino, Torino, Italia
MPIK, Heidelberg, Germania
OBSPM, Observatoire de Paris Meudon, Parigi, Francia
PIC, porto d’informazione scientifica, Bellaterra, Spagna
prague_cesnet_lcg2, CESNET, Praga, Repubblica Ceca
praguelcg2, FZU Praga, Praga, Repubblica Ceca
UKI-NORTHGRID-LANCS-HEP, Università di Lancaster, Regno Unito
Ringraziamenti per il Prod 3b IRFs
CAMK, Centro Astronomico Nicolaus Copernicus, Varsavia, Polonia
CETA-GRID, Centro Risorse CETA-CIEMAT, Trujillo, Spagna
CIEMAT-LCG2, CIEMAT, Madrid, Spagna
CYFRONET-LCG2, ACC CYFRONET AGH, Cracovia, Polonia
DESY-ZN, Deutsches Elektronen-Synchrotron, Standort Zeuthen, Germania
GRIF, Grille de Recherche d’Ile de France, Parigi, Francia
IN2P3-CC, Centre de Calcul de l’IN2P3, Villeurbanne, Francia
IN2P3-CPPM, Centre de Physique des Particules de Marseille, Marsiglia, Francia
IN2P3-LAPP, Laboratoire d Annecy de Physique des Particules, Annecy, Francia
INFN-FRASCATI, INFN Frascati, Frascati, Italia
INFN-T1, CNAF INFN, Bologna, Italia
INFN-TORINO, INFN Torino, Torino, Italia
MPIK, Heidelberg, Germania
M3PEC, Mesocentre Aquitain, Bordeaux, Francia
OBSPM, Observatoire de Paris Meudon, Parigi, Francia
PIC, porto d’informazione scientifica, Bellaterra, Spagna
prague_cesnet_lcg2, CESNET, Praga, Repubblica Ceca
praguelcg2, FZU Praga, Praga, Repubblica Ceca
SE-SNIC-T2, Iniziativa svedese WLCG Tier 2 Stoccolma, Svezia