Калібрування даних радіополяризації: покращення кореляції між дослідженнями CHIME та Dwingeloo

Таблиця посилань

Анотація та 1 Вступ

1. Обертання Фарадея та синтез Фарадея

2. Дані та інструменти

   3.1. Огляди CHIME та GMIMS та 3.2. CHIME/GMIMS низькочастотний північний діапазон

   3.3. Спостереження синтезуючого телескопа DRAO

   3.4. Допоміжні джерела даних

3. Особливості пуголовка

   4.1. Морфологія на зображеннях з однією частотою

   4.2. Глибини Фарадея

   4.3. Складність Фарадея

   4.4. QU підгонка

   4.5. Артефакти

4. Походження пуголовка

   5.1. Структура нейтрального водню

   5.2. Структура іонізованого водню

   5.3. Власні рухи зірок-кандидатів

   5.4. Глибина Фарадея та електронний стовпчик

5. Підсумок та майбутні перспективи

\ ДОДАТОК

A. РОЗДІЛЕНІ ТА НЕРОЗДІЛЕНІ КОМПОНЕНТИ ФАРАДЕЯ В СИНТЕЗІ ФАРАДЕЯ

B. РЕЗУЛЬТАТИ QU ПІДГОНКИ

\ ПОСИЛАННЯ

3.1. Огляди CHIME та GMIMS

3.2. CHIME/GMIMS низькочастотний північний діапазон

\

\ Кільцеві карти, які ми використовуємо, не мають застосованої деконволюції променя. Через це на зображенні є невеликі артефакти, які ми описуємо в розділі 4.5, однак їх наявність не шкодить вивченню структур масштабу кількох градусів, таких як пуголовок. У цьому аналізі ми використовуємо піддіапазон 400 − 729 МГц повного діапазону CHIME, оскільки найвищі частоти забруднені накладанням, що робить карти ненадійними в області інтересу.

\ 3.2.1. Калібрування кута поляризації

\

\

\

\ Стокс U і V вимірюються з продуктів перехресної кореляції. Ми припускаємо, що ⟨V⟩ = 0 від неба в дифузному випромінюванні, оскільки синхротронне випромінювання в астрофізичних середовищах з низькою щільністю не створює кругової поляризації. Витік між V і U виникає через зсуви фаз. Ми вимірюємо середній фазовий зсув ⟨ψ⟩(δ, ν) на кожному схиленні та частоті, припускаючи, що ⟨V⟩ = 0, і обчислюємо

\

\ Припущення ⟨V⟩ = 0 призводить до високоякісних підгонок навіть у спостереженнях швидких радіосплесків (FRB), де це припущення має менш чітке фізичне обґрунтування, ніж у дифузному поляризованому випромінюванні, яке ми досліджуємо (Mckinven et al. 2023). Ми виявили, що фазовий зсув є лінійним за частотою, що узгоджується із затримкою кабелю τ = ⟨ψ⟩/2πν ∼ 1 нс для дифузного випромінювання, як Mckinven et al. (2021, їхній Додаток A) виявили в даних CHIME/FRB.

\ На рисунку 1 ми порівнюємо калібровані дані з оглядом телескопа Двінгелоо на 610 МГц у регіоні Фан (Brouw & Spoelstra 1976). Існує сильна кореляція між Двінгелоо U і CHIME U та Двінгелоо Q і CHIME Q у тих напрямках, для яких є дані Двінгелоо, зі значеннями коефіцієнта кореляції R 0,91 для порівнянь U − U і 0,89 для порівнянь Q − Q. Це значне покращення порівняно з некаліброваними коефіцієнтами кореляції 0,76 і 0,59 відповідно. Ми виявили залишковий витік до 20% у Стокс Q на основі вимірювань нерозділених точкових джерел. Використовуючи середню ортогональну відстань між кожною точкою та підгоночною лінією, ми виявили, що шум від даних CHIME та Двінгелоо описує ≈ 70% розкиду на рисунку 1. Кореляція кута поляризації, також показана на рисунку 1, також покращується завдяки калібруванню, і більшість викидів є точками з низькою поляризованою інтенсивністю (жовті точки), де невизначеність у виведеному χ є високою.

\ Ми показуємо отримані карти CHIME Q і U, з опорною віссю χ = 0, повернутою до північного галактичного полюса, на рисунку 2. Хоча витік Стокс I в Q існує в наших даних, структура пуголовка не може бути просто результатом витоку. Хоча є випромінювання загальної інтенсивності по всьому регіону Фан, включаючи пуголовка, це випромінювання не має особливостей на малих масштабах і тому не може створювати помилкову поляризацію, що відповідає морфології пуголовка. Крім того, пуголовок не може бути продуктом випромінювання Стокс I, що походить з великих кутових відстаней (наприклад, галактичної площини) і спостерігається в далеких бічних пелюстках. Хоча далекі бічні пелюстки мають погані поляризаційні властивості, їхня поляризація усереднюється до низьких значень на значних площах. Більше того, з лінійними фідерами витік з I відбувається переважно в Q, а не в U (у рідних екваторіальних координатах CHIME), але пуголовок вже помітний у Стокс U в екваторіальних координатах (не показано).

\

\

\ 3.2.2. Синтез Фарадея на даних CHIME

\

\

\ Використовуючи алгоритм rmtools_peakfitcube в RM-Tools, ми отримуємо пікову глибину Фарадея та її

\

\ пов'язану похибку для кожного спектра вздовж усіх ліній зору. Отримана карта показана на рисунку 3b. Ми використовуємо пікові глибини Фарадея, а не перший момент (Dickey et al. 2019), щоб зосередитися на глибині Фарадея найяскравішої особливості в кожній лінії зору, а не на середньозваженій глибині Фарадея в областях зі складною структурою Фарадея.

\ Ми показуємо інтегровану поляризовану інтенсивність по спектрах глибини Фарадея як карту нульового моменту на рисунку 3a. Карта кута поляризації, деротована до χ0 за піковою глибиною Фарадея на кожному пікселі, показана на рисунку 3c.

\

:::info Автори:

(1) Nasser Mohammed, Department of Computer Science, Math, Physics, & Statistics, University of British Columbia, Okanagan Campus, Kelowna, BC V1V 1V7, Canada and Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Research Centre for Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, PO Box 248, Penticton, BC V2A 6J9, Canada;

(2) Anna Ordog, Department of Computer Science, Math, Physics, & Statistics, University of British Columbia, Okanagan Campus, Kelowna, BC V1V 1V7, Canada and Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Research Centre for Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, PO Box 248, Penticton, BC V2A 6J9, Canada;

(3) Rebecca A. Booth, Department of Physics and Astronomy, University of Calgary, 2500 University Drive NW, Calgary, Alberta, T2N 1N4, Canada;

(4) Andrea Bracco, INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, 50125 Firenze, Italy and Laboratoire de Physique de l'Ecole Normale Superieure, ENS, Universit´e PSL, CNRS, Sorbonne Universite, Universite de Paris, F-75005 Paris, France;

(5) Jo-Anne C. Brown, Department of Physics and Astronomy, University of Calgary, 2500 University Drive NW, Calgary, Alberta, T2N 1N4, Canada;

(6) Ettore Carretti, INAF-Istituto di Radioastronomia, Via Gobetti 101, 40129 Bologna, Italy;

(7) John M. Dickey, School of Natural Sciences, University of Tasmania, Hobart, Tas 7000 Australia;

(8) Simon Foreman, Department of Physics, Arizona State University, Tempe, AZ 85287, USA;

(9) Mark Halpern, Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia, 6224 Agricultural Road, Vancouver, BC V6T 1Z1 Canada;

(10) Marijke Haverkorn, Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University, PO Box 9010, 6500 GL Nijmegen, The Netherlands;

(11) Alex S. Hill, Department of Computer Science, Math,