Calibración de Datos de Polarización de Radio: Mejorando la Correlación Entre los Estudios de CHIME y Dwingeloo

Tabla de enlaces

Resumen y 1 Introducción

1. Rotación de Faraday y Síntesis de Faraday

2. Datos e Instrumentos

   3.1. Estudios CHIME y GMIMS y 3.2. CHIME/GMIMS Banda Baja Norte

   3.3. Observaciones del Telescopio de Síntesis DRAO

   3.4. Fuentes de Datos Auxiliares

3. Características del Renacuajo

   4.1. Morfología en imágenes de frecuencia única

   4.2. Profundidades de Faraday

   4.3. Complejidad de Faraday

   4.4. Ajuste QU

   4.5. Artefactos

4. El Origen del Renacuajo

   5.1. Estructura de Hidrógeno Neutro

   5.2. Estructura de Hidrógeno Ionizado

   5.3. Movimientos Propios de Estrellas Candidatas

   5.4. Profundidad de Faraday y columna de electrones

5. Resumen y Perspectivas Futuras

\ APÉNDICE

A. COMPONENTES DE FARADAY RESUELTOS Y NO RESUELTOS EN LA SÍNTESIS DE FARADAY

B. RESULTADOS DE AJUSTE QU

\ REFERENCIAS

3.1. Estudios CHIME y GMIMS

3.2. CHIME/GMIMS Banda Baja Norte

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\ Los mapas anulares que utilizamos no tienen aplicada la deconvolución del haz. Hay pequeños artefactos en la imagen resultantes de esto que describimos en la Sección 4.5, sin embargo, su presencia no es perjudicial para estudiar estructuras a escala de varios grados, como el renacuajo. En este análisis, utilizamos el subconjunto de 400 − 729 MHz de la banda completa de CHIME, ya que las frecuencias más altas están contaminadas por aliasing, lo que hace que los mapas sean poco fiables en la región de interés.

\ 3.2.1. Calibración del ángulo de polarización

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\ Los parámetros de Stokes U y V se miden a partir de los productos de correlación cruzada. Asumimos que ⟨V⟩ = 0 del cielo en emisión difusa porque la emisión sincrotrón en entornos astrofísicos de baja densidad no produce polarización circular. La fuga entre V y U surge de los desfases. Medimos un cambio de fase medio ⟨ψ⟩(δ, ν) en cada declinación y frecuencia asumiendo que ⟨V⟩ = 0 y calculamos

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\ La suposición de ⟨V⟩ = 0 conduce a ajustes de alta calidad incluso en observaciones de ráfagas rápidas de radio (FRB), donde la suposición tiene una justificación física menos clara que en la emisión polarizada difusa que investigamos (Mckinven et al. 2023). Encontramos que el cambio de fase es lineal en frecuencia, consistente con un retraso de cable τ = ⟨ψ⟩/2πν ∼ 1 ns para la emisión difusa, como Mckinven et al. (2021, su Apéndice A) encontraron en los datos de CHIME/FRB.

\ En la Figura 1, comparamos los datos calibrados con el estudio del telescopio Dwingeloo a 610 MHz en la región del Ventilador (Brouw & Spoelstra 1976). Existe una fuerte correlación entre Dwingeloo U y CHIME U y Dwingeloo Q y CHIME Q en aquellas direcciones para las que hay datos de Dwingeloo, con valores de coeficiente de correlación R de 0.91 para comparaciones U − U y 0.89 para comparaciones Q − Q. Esto es una mejora significativa respecto a los coeficientes de correlación no calibrados de 0.76 y 0.59 respectivamente. Encontramos una fuga restante de hasta el 20% en Stokes Q basada en mediciones de fuentes puntuales no resueltas. Utilizando la distancia ortogonal media entre cada punto y la línea ajustada, encontramos que el ruido de los datos de CHIME y Dwingeloo describe ≈ 70% de la dispersión en la Figura 1. La correlación del ángulo de polarización, también mostrada en la Figura 1, también mejora mediante la calibración, y la mayoría de los valores atípicos son puntos con baja intensidad polarizada (puntos amarillos), donde la incertidumbre en χ derivada es alta.

\ Mostramos los mapas resultantes de CHIME Q y U, con el eje de referencia χ = 0 rotado hacia el polo galáctico norte, en la Figura 2. Aunque existe fuga de Stokes I a Q en nuestros datos, la estructura del renacuajo no puede ser simplemente el resultado de la fuga. Aunque hay emisión de intensidad total sobre toda la Región del Ventilador, incluido el renacuajo, esta emisión no tiene características a pequeña escala y, por lo tanto, no puede producir una polarización espuria que coincida con la morfología del renacuajo. Además, el renacuajo no puede ser el producto de la emisión de Stokes I originada a grandes distancias angulares (como el plano galáctico) y vista en lóbulos laterales lejanos. Mientras que los lóbulos laterales lejanos tienen propiedades de polarización deficientes, su polarización promedia valores bajos en áreas considerables. Además, con alimentaciones lineales, la fuga de I es principalmente hacia Q, no U (en las coordenadas ecuatoriales nativas de CHIME), pero el renacuajo ya es evidente en Stokes U en coordenadas ecuatoriales (no mostrado).

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\ 3.2.2. Síntesis de Faraday en datos CHIME

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\ Usando el algoritmo rmtools_peakfitcube en RM-Tools, obtenemos la profundidad de Faraday pico y su

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\ error asociado para cada espectro a lo largo de todas las líneas de visión. El mapa resultante se muestra en la Figura 3b. Utilizamos profundidades de Faraday pico en lugar de un primer momento (Dickey et al. 2019) para centrarnos en la profundidad de Faraday de la característica más brillante en cada LOS en lugar de una profundidad de Faraday media ponderada en regiones complejas de Faraday.

\ Mostramos la intensidad polarizada integrada a través de los espectros de profundidad de Faraday como un mapa de momento cero en la Figura 3a. Un mapa de ángulo de polarización desrotado a χ0 por la profundidad de Faraday pico en cada píxel se muestra en la Figura 3c.

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:::info Autores:

(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, 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;

(12) Gary Hinshaw, Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia, 6224 Agricultural Road, Vancouver, BC V6T 1Z1 Canada;

(13) Joseph W. Kania, Department of Physics and Astronomy, West Virginia University, P.O. Box 6315, Morgantown, WV 26506, USA and Center for Gravitational Waves and Cosmology, West Virginia University, Chestnut Ridge Research Building, Morgantown, WV 26505, USA;

(14) Roland Kothes, Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Research Centre for Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, PO Box 248, Penticton, BC V2A 6J9, Canada;

(15) T.L. Landecker, Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Research Centre for Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, PO Box 248, Penticton, BC V2A 6J9, Canada;

(16) Joshua MacEachern, Department of Physics and Astronomy, University of British Columbia, 6224 Agricultural Road, Vancouver, BC V6T 1Z1 Canada;

(17) Kiyoshi W. Masui, MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology,