無線電極化數據校準：增強 CHIME 和 Dwingeloo 調查之間的相關性

連結目錄

摘要和1 引言

1. 法拉第旋轉和法拉第合成

2. 資料與儀器

   3.1. CHIME和GMIMS調查以及3.2. CHIME/GMIMS北部低頻段

   3.3. DRAO合成望遠鏡觀測

   3.4. 輔助資料來源

3. 蝌蚪的特徵

   4.1. 單頻圖像中的形態

   4.2. 法拉第深度

   4.3. 法拉第複雜性

   4.4. QU擬合

   4.5. 人工痕跡

4. 蝌蚪的起源

   5.1. 中性氫結構

   5.2. 電離氫結構

   5.3. 候選恆星的自行運動

   5.4. 法拉第深度和電子柱密度

5. 總結和未來展望

\ 附錄

A. 法拉第合成中的已解析和未解析法拉第成分

B. QU擬合結果

\ 參考文獻

3.1. CHIME和GMIMS調查

3.2. CHIME/GMIMS北部低頻段

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\ 我們使用的環形圖沒有應用波束解卷積。這導致圖像中出現一些小型人工痕跡，我們將在4.5節中描述，但它們的存在並不妨礙研究幾度尺度的結構，如蝌蚪。在本分析中，我們使用400 − 729 MHz的CHIME頻段子集，因為最高頻率受到混疊的污染，使得地圖在感興趣區域不可靠。

\ 3.2.1. 極化角校準

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\ Stokes U和V是從交叉相關產物中測量的。我們假設天空中的彌散發射⟨V⟩ = 0，因為低密度天體物理環境中的同步輻射不產生圓偏振。V和U之間的洩漏源於相位偏移。我們在每個赤緯和頻率測量平均相位偏移⟨ψ⟩(δ, ν)，假設⟨V⟩ = 0，並計算

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\ ⟨V⟩ = 0的假設即使在快速射電暴(FRB)觀測中也能導致高質量擬合，儘管在這種情況下，該假設的物理依據不如我們研究的彌散極化發射那麼明確(Mckinven等人，2023)。我們發現相位偏移與頻率呈線性關係，與彌散發射的電纜延遲τ = ⟨ψ⟩/2πν ∼ 1 ns一致，正如Mckinven等人(2021年，他們的附錄A)在CHIME/FRB數據中發現的那樣。

\ 在圖1中，我們將校準後的數據與Fan區域610 MHz的Dwingeloo望遠鏡調查(Brouw & Spoelstra 1976)進行比較。在有Dwingeloo數據的方向上，Dwingeloo U和CHIME U以及Dwingeloo Q和CHIME Q之間存在強相關性，U − U的相關係數R值為0.91，Q − Q比較為0.89。這比未校準的相關係數0.76和0.59分別有了顯著改善。根據未解析點源測量，我們發現Stokes Q中仍有高達20%的洩漏。使用每個點與擬合線之間的平均正交距離，我們發現CHIME和Dwingeloo數據的噪聲描述了圖1中約70%的散射。極化角相關性，如圖1所示，也通過校準得到改善，大多數離群值是極化強度低的點(黃點)，其中導出的χ的不確定性很高。

\ 我們在圖2中顯示了CHIME Q和U地圖，其中χ = 0參考軸旋轉到北銀河極。雖然我們的數據中確實存在Stokes I到Q的洩漏，但蝌蚪結構不能簡單地歸因於洩漏。儘管整個Fan區域(包括蝌蚪)都有總強度發射，但這種發射在小尺度上是無特徵的，因此不能產生與蝌蚪形態匹配的虛假極化。此外，蝌蚪不可能是源自大角距離(如銀河平面)並在遠側瓣中看到的Stokes I發射的產物。雖然遠側瓣的極化特性較差，但它們的極化在相當大的區域內平均為低值。此外，使用線性饋源，I的洩漏主要進入Q，而不是U(在CHIME的本地赤道坐標中)，但蝌蚪在赤道坐標的Stokes U中已經很明顯(未顯示)。

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\ 3.2.2. CHIME數據的法拉第合成

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\ 使用RM-Tools中的rmtools_peakfitcube算法，我們獲得了峰值法拉第深度及其

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\ 沿所有視線的每個光譜的相關誤差。結果地圖顯示在圖3b中。我們使用峰值法拉第深度而不是一階矩(Dickey等人，2019)，以專注於每個視線中最亮特徵的法拉第深度，而不是法拉第複雜區域中的加權平均法拉第深度。

\ 我們在圖3a中顯示了法拉第深度光譜的積分極化強度作為零階矩地圖。圖3c顯示了由每個像素的峰值法拉第深度去旋轉到χ0的極化角地圖。

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:::info 作者：

(1) Nasser Mohammed，不列顛哥倫比亞大學奧肯那根校區計算機科學、數學、物理與統計系，加拿大卑詩省基洛納V1V 1V7，以及加拿大國家研究委員會赫茲伯格天文與天體物理研究中心多明尼恩射電天體物理天文台，加拿大卑詩省彭蒂克頓郵政信箱248號，郵編V2A 6J9；

(2) Anna Ordog，不列顛哥倫比亞大學奧肯那根校區計算機科學、數學、物理與統計系，加拿大卑詩省基洛納V1V 1V7，以及加拿大國家研究委員會赫茲伯格天文與天體物理研究中心多明尼恩射電天體物理天文台，加拿大卑詩省彭蒂克頓郵政信箱248號，郵編V2A 6J9；

(3) Rebecca A. Booth，卡爾加里大學物理與天文系，加拿大艾伯塔省卡爾加里西北大學道2500號，郵編T2N 1N4；

(4) Andrea Bracco，INAF – 阿切特里天體物理天文台，意大利佛羅倫薩E. Fermi大道5號，郵編50125，以及法國巴黎高等師範學校物理實驗室，巴黎大學索邦大學PSL大學CNRS，郵編F-75005；

(5) Jo-Anne C. Brown，卡爾加里大學物理與天文系，加拿大艾伯塔省卡爾加里西北大學道2500號，郵編T2N 1N4；

(6) Ettore Carretti，INAF-射電天文研究所，意大利博洛尼亞Gobetti街101號，郵編40129；

(7) John M. Dickey，塔斯馬尼亞大學自然科學學院，澳大利亞塔斯馬尼亞州霍巴特，郵編7000；

(8) Simon Foreman，亞利桑那州立大學物理系，美國亞利桑那州坦佩，郵編85287；

(9) Mark Halpern，不列顛哥倫比亞大學物理與天文系，加拿大卑詩省溫哥華農業路6224號，郵編V6T 1Z1；

(10) Marijke Haverkorn，拉德堡德大學天體物理學/IMAPP系，荷蘭奈梅亨郵政信箱9010號，郵編6500 GL；

(11) Alex S. Hill，不列顛哥倫比亞大學奧肯那根校區計算機科學、數學、物理與統計系，加拿大卑詩省基洛納V1V 1V7，以及加拿大國家研究委員會赫茲伯格天文與天體物理研究中心多明尼恩射電天體物理天文台，加拿大卑詩省彭蒂克頓郵政信箱248號，郵編V2A 6J9；

(12) Gary Hinshaw，不列顛哥倫比亞大學物理與天文系，加拿大卑詩省溫哥華農業路6224號，郵編V6T 1Z1；

(13) Joseph W. Kania，西弗吉尼亞大學物理與天文系，美國西弗吉尼亞州摩根敦郵政信箱6315號，郵編26506，以及西弗吉尼亞大學引力波與宇宙學中心，美國西弗吉尼亞