Calibration des données de polarisation radio : amélioration de la corrélation entre les relevés CHIME et Dwingeloo

Table des liens

Abstrait et 1 Introduction

1. Rotation de Faraday et Synthèse de Faraday

2. Données et Instruments

   3.1. Relevés CHIME et GMIMS et 3.2. CHIME/GMIMS Bande Basse Nord

   3.3. Observations du Télescope de Synthèse DRAO

   3.4. Sources de Données Auxiliaires

3. Caractéristiques du Têtard

   4.1. Morphologie dans les images à fréquence unique

   4.2. Profondeurs de Faraday

   4.3. Complexité de Faraday

   4.4. Ajustement QU

   4.5. Artefacts

4. L'Origine du Têtard

   5.1. Structure d'Hydrogène Neutre

   5.2. Structure d'Hydrogène Ionisé

   5.3. Mouvements Propres des Étoiles Candidates

   5.4. Profondeur de Faraday et colonne d'électrons

5. Résumé et Perspectives Futures

\ ANNEXE

A. COMPOSANTES FARADAY RÉSOLUES ET NON RÉSOLUES DANS LA SYNTHÈSE DE FARADAY

B. RÉSULTATS D'AJUSTEMENT QU

\ RÉFÉRENCES

3.1. Relevés CHIME et GMIMS

3.2. CHIME/GMIMS Bande Basse Nord

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\ Les cartes annulaires que nous utilisons n'ont pas de déconvolution de faisceau appliquée. Il y a de petits artefacts dans l'image qui en résultent, que nous décrivons dans la Section 4.5, cependant, leur présence n'est pas préjudiciable à l'étude des structures à l'échelle de plusieurs degrés, comme le têtard. Dans cette analyse, nous utilisons le sous-ensemble 400 − 729 MHz de la bande complète CHIME, car les fréquences les plus élevées sont contaminées par l'aliasing, ce qui rend les cartes peu fiables dans la région d'intérêt.

\ 3.2.1. Calibration de l'angle de polarisation

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\ Les paramètres de Stokes U et V sont mesurés à partir des produits de corrélation croisée. Nous supposons que ⟨V ⟩ = 0 du ciel en émission diffuse car l'émission synchrotron dans les environnements astrophysiques de faible densité ne produit pas de polarisation circulaire. La fuite entre V et U provient des décalages de phase. Nous mesurons un décalage de phase moyen ⟨ψ⟩(δ, ν) à chaque déclinaison et fréquence en supposant que ⟨V ⟩ = 0 et calculons

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\ L'hypothèse ⟨V ⟩ = 0 conduit à des ajustements de haute qualité même dans les observations de sursauts radio rapides (FRB), où l'hypothèse a une justification physique moins claire que dans l'émission polarisée diffuse que nous étudions (Mckinven et al. 2023). Nous constatons que le décalage de phase est linéaire en fréquence, cohérent avec un retard de câble τ = ⟨ψ⟩/2πν ∼ 1 ns pour l'émission diffuse, comme Mckinven et al. (2021, leur Annexe A) l'ont trouvé dans les données CHIME/FRB.

\ Dans la Figure 1, nous comparons les données calibrées à l'étude du télescope Dwingeloo à 610 MHz dans la région Fan (Brouw & Spoelstra 1976). Il existe une forte corrélation entre Dwingeloo U et CHIME U et Dwingeloo Q et CHIME Q dans les directions pour lesquelles il existe des données Dwingeloo, avec des valeurs de coefficient de corrélation R de 0,91 pour les comparaisons U − U et 0,89 pour les comparaisons Q − Q. C'est une amélioration significative par rapport aux coefficients de corrélation non calibrés de 0,76 et 0,59 respectivement. Nous trouvons une fuite restante jusqu'à 20% dans Stokes Q basée sur des mesures de sources ponctuelles non résolues. En utilisant la distance orthogonale moyenne entre chaque point et la ligne ajustée, nous constatons que le bruit des données CHIME et Dwingeloo décrit ≈ 70% de la dispersion dans la Figure 1. La corrélation d'angle de polarisation, également montrée dans la Figure 1, est également améliorée par la calibration, et la plupart des valeurs aberrantes sont des points avec une faible intensité polarisée (points jaunes), où l'incertitude dans le χ dérivé est élevée.

\ Nous montrons les cartes CHIME Q et U résultantes, avec l'axe de référence χ = 0 tourné vers le pôle galactique nord, dans la Figure 2. Bien que la fuite de Stokes I vers Q existe dans nos données, la structure du têtard ne peut pas simplement être le résultat d'une fuite. Bien qu'il y ait une émission d'intensité totale sur toute la région Fan, y compris le têtard, cette émission est sans caractéristiques à petite échelle et ne peut donc pas produire une polarisation parasite correspondant à la morphologie du têtard. De plus, le têtard ne peut pas être le produit de l'émission Stokes I provenant de grandes distances angulaires (comme le plan galactique) et vue dans les lobes secondaires éloignés. Bien que les lobes secondaires éloignés aient de mauvaises propriétés de polarisation, leur polarisation moyenne à de faibles valeurs sur des zones importantes. De plus, avec des alimentations linéaires, la fuite de I est principalement vers Q, pas U (dans les coordonnées équatoriales natives de CHIME), mais le têtard est déjà évident dans Stokes U en coordonnées équatoriales (non montré).

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\ 3.2.2. Synthèse de Faraday sur les données CHIME

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\ En utilisant l'algorithme rmtools_peakfitcube dans RM-Tools, nous obtenons la profondeur de Faraday maximale et son

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\ erreur associée pour chaque spectre le long de toutes les lignes de visée. La carte résultante est présentée dans la Figure 3b. Nous utilisons les profondeurs de Faraday maximales plutôt qu'un premier moment (Dickey et al. 2019) pour nous concentrer sur la profondeur de Faraday de la caractéristique la plus brillante dans chaque LOS plutôt qu'une profondeur de Faraday moyenne pondérée dans les régions complexes de Faraday.

\ Nous montrons l'intensité polarisée intégrée à travers les spectres de profondeur de Faraday comme une carte de moment zéro dans la Figure 3a. Une carte d'angle de polarisation dérotée à χ0 par la profondeur de Faraday maximale à chaque pixel est présentée dans la Figure 3c.

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:::info Auteurs:

(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 MacEach