[en] Astronomical observations are always accompanied by inevitable noise. This noise has a direct impact on the measurements, greater detection accuracy obtained when the signal-to-noise ratio increases. This noise originates from various sources, but our focus in this study is on cosmic noise, particularly the X-ray background (XRB) which comprises several sources, including AGN galaxies and clusters of galaxies. The Athena mission is the largest and most ambitious X-ray observatory ever made. This mission is slated to commence its exploration of the hot universe in the 2030s. For X-ray observatories, especially those targeting faint point sources, comprehending the background is very important to the distinction between sources and the XRB . Consequently, a model of the XRB is invariably integrated into the analytical tools used to assess the sensitivity of these observatories. For the case of Athena, its sensitivity was estimated by a model based on a power-law spectrum which uses the source counts and intensities from the XRB model by Gilli+07, but assuming a more realistic spectral model for the AGN for Brightman and Nandra 2011. Our aim in this work is to understand the influence of the XRB model on the sensitivity. To do that we will compare the results of two approaches, the first one is the spectral model Previously explained, and the second one employs a source catalogue that has been simulated using Gilli+07 model, but with a slight adjustment in the AGN spectra. Our work will be structured into two distinct parts. In the initial phase, we will utilize the outcomes of the first model to categorize the sources of the catalogue into bins based on their redshift z, column density NH, and the intensic luminosity LX in 2-10 Kev. Subsequently, for each of these bins, we will compute the number of sources, flux, intensity, and count rates in 3 energy bands [0.5:2], [2:10] and [0.2:0.5]. In the second part of our study, utilizing the count rates determined in the first phase, we will calculate the resolved fraction of the bins across various exposure times for both approaches. By matching the results of the first part of both the models following z, NH and LX, we find that depending on the intensity the models are similar to around 80%. The remaining 20% of bins can be classified according to their intensity into two regions: the first area represents the region where the intensity of the simulated model is high compared to that of the spectral model, with high flux and small number of sources. A second region where the intensity and the number of sources of the simulated model are low compared to that of the spectral model. By analysing the fraction resolved as a function of the exposure time of both models, we find that the fraction of the spectral model is always greater than that of the simulated model by a difference of approximately 4 %. The total intensity of the bins which contributes to the measurement is 50% for the spectral model and 48 % for the simulated model of the total intensity, by a difference of 2 %. Consequently we can say the intensity of the contributed bins influences the fraction resolved.

[es] Las observaciones astronómicas siempre van acompañadas de un ruido inevitable. Este ruido tiene un impacto directo en las mediciones, obteniéndose una mayor precisión de detección cuando aumenta la relación señal-ruido. Este ruido se origina en varias fuentes, pero nuestro estudio se centra en el ruido cósmico, en particular el fondo de rayos X (XRB), que comprende varias fuentes, incluidas las galaxias AGN y los cúmulos de galaxias. La misión Athena es el observatorio de rayos X más grande y ambicioso jamás construido. Está previsto que esta misión comience su exploración del universo caliente en la década de 2030. Para los observatorios de rayos X, especialmente aquellos que apuntan a fuentes puntuales débiles, comprender el fondo es muy importante para distinguir entre las fuentes y el XRB. En consecuencia, invariablemente se integra un modelo del XRB en las herramientas analíticas utilizadas para evaluar la sensibilidad de estos observatorios. Para el caso de Athena, su sensibilidad se estimó mediante un modelo basado en un espectro de ley de potencia que utiliza los recuentos de fuentes y las intensidades del modelo XRB de Gilli+07, pero asumiendo un modelo espectral más realista para el AGN de Brightman y Nandra. 2011. Nuestro objetivo en este trabajo es comprender la influencia del modelo XRB en la sensibilidad. Para ello compararemos los resultados de dos enfoques, el primero es el modelo espectral explicado anteriormente, y el segundo emplea un catálogo fuente que ha sido simulado utilizando el modelo Gilli+07, pero con un ligero ajuste en los espectros AGN. Nuestro trabajo se estructurará en dos partes diferenciadas. En la fase inicial, utilizaremos los resultados del primer modelo para categorizar las fuentes del catálogo en contenedores según su corrimiento al rojo z, densidad de columna NH y luminosidad intensa LX en 2-10 Kev. Posteriormente, para cada uno de estos contenedores, calcularemos el número de fuentes, el flujo, la intensidad y las tasas de conteo en 3 bandas de energía [0,5:2], [2:10] y [0,2:0,5]. En la segunda parte de nuestro estudio, utilizando las tasas de recuento determinadas en la primera fase, calcularemos la fracción resuelta de los contenedores en varios tiempos de exposición para ambos enfoques. Al hacer coincidir los resultados de la primera parte de los dos modelos siguientes a z, NH y LX, encontramos que, dependiendo de la intensidad, los modelos son similares a alrededor del 80%. Los 20% restantes de contenedores se pueden clasificar según su intensidad en dos regiones: la primera área representa la región donde la intensidad del modelo simulado es alta en comparación con la del modelo espectral, con un alto flujo y un pequeño numero de fuentes. Una segunda región donde la intensidad y el número de fuentes del modelo simulado son bajos en comparación con los del modelo espectral. Al analizar la fracción resuelta en función del tiempo de exposición de ambos modelos, encontramos que la fracción del modelo espectral es siempre mayor que la del modelo simulado por una diferencia de aproximadamente 4 %. La intensidad total de los bins que contribuye a la medición es 50% para el modelo espectral y 48 % para el modelo simulado de intensidad total, por una diferencia de 2 %. En consecuencia podemos decir que la intensidad de los contenedores aportados influye en la fracción resuelta.