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Galaxy clusters are expected to be both dark matter (DM) reservoirs and storage rooms for the cosmic-ray protons (CRp) that accumulate along the cluster’s formation history. Accordingly, they are excellent targets to search for signals of DM annihilation and decay at γ-ray energies and are predicted to be sources of large-scale γ-ray emission due to hadronic interactions in the intracluster medium (ICM). In this paper, we estimate the sensitivity of the Cherenkov Telescope Array (CTA) to detect diffuse γ-ray emission from the Perseus galaxy cluster. We first perform a detailed spatial and spectral modelling of the expected signal for both the DM and the CRp components. For each case, we compute the expected CTA sensitivity accounting for the CTA instrument response functions. The CTA observing strategy of the Perseus cluster is also discussed. In the absence of a diffuse signal (non-detection), CTA should constrain the CRp to thermal energy ratio X500 within the characteristic radius R500 down to about X500 < 3 × 10−3, for a spatial CRp distribution that follows the thermal gas and a CRp spectral index αCRp = 2.3. Under the optimistic assumption of a pure hadronic origin of the Perseus radio mini-halo and depending on the assumed magnetic field profile, CTA should measure αCRp down to about ∆αCRp ≃ 0.1 and the CRp spatial distribution with 10% precision, respectively. Regarding DM, CTA should improve the current ground-based γ-ray DM limits from clusters observations on the velocity-averaged annihilation cross-section by a factor of up to ∼ 5, depending on the modelling of DM halo substructure. In the case of decay of DM particles, CTA will explore a new region of the parameter space, reaching models with τχ > 1027 s for DM masses above 1 TeV. These constraints will provide unprecedented sensitivity to the physics of both CRp acceleration and transport at cluster scale and to TeV DM particle models, especially in the decay scenario.
Prospects for γ-ray observations of the Perseus galaxy cluster with the Cherenkov Telescope Array
Abe K.;Abe S.;Acero F.;Acharyya A.;Adam R.;Aguasca-Cabot A.;Agudo I.;Aguirre-Santaella A.;Alfaro J.;Alfaro R.;Alvarez-Crespo N.;Batista R. A.;Amans J. -P.;Amato E.;Anguner E. O.;Antonelli L. A.;Aramo C.;Araya M.;Arcaro C.;Arrabito L.;Asano K.;Ascasibar Y.;Aschersleben J.;Ashkar H.;Stuani L. A.;Baack D.;Backes M.;Baktash A.;Balazs C.;Balbo M.;Ballester O.;Larriva A. B.;Martins V. B.;de Almeida U. B.;Barrio J. A.;Batista P. I.;Batkovic I.;Batzofin R.;Baxter J.;Gonzalez J. B.;Beck G.;Tjus J. B.;Benbow W.;Medrano J. B.;Bernlohr K.;Berti A.;Bertucci B.;Beshley V.;Bhattacharjee P.;Bhattacharyya S.;Bi B.;Biederbeck N.;Biland A.;Bissaldi E.;Biteau J.;Blanch O.;Blazek J.;Boisson C.;Bolmont J.;Bordas P.;Bosnjak Z.;Bottacini E.;Bradascio F.;Braiding C.;Bronzini E.;Brose R.;Brown A. M.;Brun F.;Brunetti G.;Bucciantini N.;Bulgarelli A.;Burelli I.;Burmistrov L.;Burton M.;Bylund T.;Calisse P. G.;Campoy-Ordaz A.;Cantlay B. K.;Capalbi M.;Caproni A.;Capuzzo-Dolcetta R.;Caraveo P.;Caroff S.;Carosi R.;Carquin E.;Carrasco M. -S.;Cascone E.;Cassol F.;Castro-Tirado A. J.;Cerasole D.;Cerruti M.;Chadwick P.;Chaty S.;Chen A. W.;Chernyakova M.;Chiavassa A.;Chudoba J.;Chytka L.;Cifuentes A.;Araujo C. H. C.;Conforti V.;Conte F.;Contreras J. L.;Cortina J.;Costa A.;Costantini H.;Cotter G.;Cristofari P.;Cuevas O.;Curtis-Ginsberg Z.;D'Amico G.;D'Ammando F.;Dalchenko M.;Dazzi F.;de Bony de Lavergne M.;De Caprio V.;De Frondat Laadim F.;de Gouveia Dal Pino E. M.;De Lotto B.;De Lucia M.;De Martino D.;de Menezes R.;de Naurois M.;De Simone N.;de Souza V.;del Valle M. V.;Delagnes E.;Delgado Giler A. G.;Delgado C.;Dell'aiera M.;della Volpe D.;Depaoli D.;Di Girolamo T.;Di Piano A.;Di Pierro F.;Di Tria R.;Di Venere L.;Diebold S.;Djannati-Atai A.;Djuvsland J.;Dominik R. M.;Donini A.;Dorner D.;Dorner J.;Doro M.;dos Anjos R. D. C.;Dournaux J. -L.;Duangchan C.;Dubos C.;Dumora D.;Dwarkadas V. V.;Ebr J.;Eckner C.;Egberts K.;Einecke S.;Elsasser D.;Emery G.;Godoy M. E.;Escudero J.;Esposito P.;Ettori S.;Evoli C.;Falceta-Goncalves D.;Ramazani V. F.;Fattorini A.;Faure A.;Fedorova E.;Fegan S.;Feijen K.;Feng Q.;Ferrand G.;Ferrarotto F.;Fiandrini E.;Fiasson A.;Filipovic M.;Fioretti V.;Foffano L.;Guiteras L. F.;Fontaine G.;Frose S.;Fukazawa Y.;Fukui Y.;Gaggero D.;Galanti G.;Gallozzi S.;Gammaldi V.;Garczarczyk M.;Gasbarra C.;Gasparrini D.;Gaug M.;Ghalumyan A.;Gianotti F.;Giarrusso M.;Giesbrecht J.;Giglietto N.;Giordano F.;Glicenstein J. -F.;Goksu H.;Goldoni P.;Gonzalez J. M.;Gonzalez M. M.;Coelho J. G.;Granot J.;Grau R.;Greaux L.;Green D.;Green J. G.;Grenier I.;Grolleron G.;Grube J.;Gueta O.;Hackfeld J.;Hadasch D.;Hamal P.;Hanlon W.;Hara S.;Harvey V. M.;Hassan T.;Heckmann L.;Heller M.;Cadena S. H.;Hervet O.;Hie J.;Hiroshima N.;Hnatyk B.;Hnatyk R.;Hoang J.;Hoffmann D.;Hofmann W.;Holder J.;Horan D.;Horvath P.;Hrupec D.;Hutten M.;Iarlori M.;Inada T.;Incardona F.;Inoue S.;Iocco F.;Iori M.;Jamrozy M.;Janecek P.;Jankowsky F.;Jarnot C.;Jean P.;Martinez I. J.;Jin W.;Juramy-Gilles C.;Jurysek J.;Kagaya M.;Kantzas D.;Karas V.;Katagiri H.;Kataoka J.;Kaufmann S.;Kerszberg D.;Khelifi B.;Kissmann R.;Kleiner T.;Kluge G.;Kluzniak W.;Knodlseder J.;Kobayashi Y.;Kohri K.;Komin N.;Kornecki P.;Kosack K.;Kowal G.;Kubo H.;Kushida J.;La Barbera A.;La Palombara N.;Lainez M.;Lamastra A.;Lapington J.;Laporte P.;Lazarevic S.;Leitgeb F.;Lemoine-Goumard M.;Lenain J. -P.;Leone F.;Leto G.;Leuschner F.;Lindfors E.;Linhoff M.;Liodakis I.;Lombardi S.;Longo F.;Lopez-Coto R.;Lopez-Moya M.;Lopez-Oramas A.;Loporchio S.;Luque-Escamilla P. L.;Macias O.;Mackey J.;Majumdar P.;Malyshev D.;Mandat D.;Manganaro M.;Manico' G.;Mariotti M.;Markoff S.;Marquez I.;Marquez P.;Marsella G.;Martinez G. 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R.;Patricelli B.;Pavlovic D.;Pech M.;Pecimotika M.;Pensec U.;Peresano M.;Perez-Romero J.;Peron G.;Persic M.;Petrucci P. -O.;Petruk O.;Piano G.;Pierre E.;Pietropaolo E.;Pintore F.;Pirola G.;Pita S.;Plard C.;Podobnik F.;Pohl M.;Polo M.;Pons E.;Ponti G.;Prandini E.;Prast J.;Principe G.;Priyadarshi C.;Produit N.;Pueschel E.;Puhlhofer G.;Pumo M. L.;Punch M.;Queiroz F.;Quirrenbach A.;Raino S.;Rando R.;Razzaque S.;Recchia S.;Regeard M.;Reichherzer P.;Reimer A.;Reimer O.;Reisenegger A.;Rhode W.;Ribeiro D.;Ribo M.;Richtler T.;Rico J.;Rieger F.;Righi C.;Riitano L.;Rizi V.;Roache E.;Fernandez G. R.;Rodriguez-Vazquez J. J.;Romano P.;Romeo G.;Rosado J.;de Leon A. R.;Rowell G.;Rudak B.;Rulten C. B.;Russo F.;Sadeh I.;Saha L.;Saito T.;Salzmann H.;Sanchez D.;Sanchez-Conde M.;Sangiorgi P.;Sano H.;Santander M.;Santangelo A.;Santos-Lima R.;Sanuy A.;Saric T.;Sarkar A.;Sarkar S.;Satalecka K.;Saturni F. G.;Savchenko V.;Scherer A.;Schipani P.;Schleicher B.;Schubert J. L.;Schussler F.;Schwanke U.;Schwefer G.;Arroyo M. S.;Seiji S.;Semikoz D.;Sergijenko O.;Servillat M.;Sguera V.;Shang R. Y.;Sharma P.;Siejkowski H.;Sinha A.;Siqueira C.;Sliusar V.;Slowikowska A.;Sol H.;Specovius A.;Spencer S. T.;Spiga D.;Stamerra A.;Stanic S.;Starecki T.;Starling R.;Stawarz L.;Steppa C.;Stolarczyk T.;Striskovic J.;Suda Y.;Suomijarvi T.;Tajima H.;Tak D.;Takahashi M.;Takeishi R.;Tanaka S. J.;Tavernier T.;Tejedor L. A.;Terauchi K.;Terrier R.;Teshima M.;Tian W. W.;Tibaldo L.;Tibolla O.;Torradeflot F.;Torres D. F.;Torresi E.;Tosti G.;Tosti L.;Tothill N.;Toussenel F.;Touzard V.;Tramacere A.;Travnicek P.;Tripodo G.;Truzzi S.;Tsiahina A.;Tutone A.;Vacula M.;Vallage B.;Vallania P.;van Eldik C.;van Scherpenberg J.;Vandenbroucke J.;Vassiliev V.;Acosta M. V.;Vecchi M.;Ventura S.;Vercellone S.;Verna G.;Viana A.;Viaux N.;Vigliano A.;Vigorito C. F.;Vitale V.;Vodeb V.;Voisin V.;Vorobiov S.;Voutsinas G.;Vovk I.;Vuillaume T.;Wagner S. J.;Walter R.;Wechakama M.;White R.;Wierzcholska A.;Will M.;Williams D. A.;Wohlleben F.;Wolter A.;Yamamoto T.;Yamazaki R.;Yoshida T.;Yoshikoshi T.;Zacharias M.;Zaharijas G.;Zavrtanik D.;Zavrtanik M.;Zdziarski A. A.;Zech A.;Zhdanov V. I.;Zivec M.;Zuriaga-Puig J.;De la Torre Luque P.
2024-01-01
Abstract
Galaxy clusters are expected to be both dark matter (DM) reservoirs and storage rooms for the cosmic-ray protons (CRp) that accumulate along the cluster’s formation history. Accordingly, they are excellent targets to search for signals of DM annihilation and decay at γ-ray energies and are predicted to be sources of large-scale γ-ray emission due to hadronic interactions in the intracluster medium (ICM). In this paper, we estimate the sensitivity of the Cherenkov Telescope Array (CTA) to detect diffuse γ-ray emission from the Perseus galaxy cluster. We first perform a detailed spatial and spectral modelling of the expected signal for both the DM and the CRp components. For each case, we compute the expected CTA sensitivity accounting for the CTA instrument response functions. The CTA observing strategy of the Perseus cluster is also discussed. In the absence of a diffuse signal (non-detection), CTA should constrain the CRp to thermal energy ratio X500 within the characteristic radius R500 down to about X500 < 3 × 10−3, for a spatial CRp distribution that follows the thermal gas and a CRp spectral index αCRp = 2.3. Under the optimistic assumption of a pure hadronic origin of the Perseus radio mini-halo and depending on the assumed magnetic field profile, CTA should measure αCRp down to about ∆αCRp ≃ 0.1 and the CRp spatial distribution with 10% precision, respectively. Regarding DM, CTA should improve the current ground-based γ-ray DM limits from clusters observations on the velocity-averaged annihilation cross-section by a factor of up to ∼ 5, depending on the modelling of DM halo substructure. In the case of decay of DM particles, CTA will explore a new region of the parameter space, reaching models with τχ > 1027 s for DM masses above 1 TeV. These constraints will provide unprecedented sensitivity to the physics of both CRp acceleration and transport at cluster scale and to TeV DM particle models, especially in the decay scenario.
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simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.
