ラジオ偏波データの校正：CHIMEとドウィンゲロー観測間の相関性向上

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概要と1 はじめに

1. ファラデー回転とファラデー合成

2. データと機器

   3.1. CHIMEとGMIMS調査および3.2. CHIME/GMIMS低バンド北

   3.3. DRAO合成望遠鏡観測

   3.4. 補助データソース

3. オタマジャクシの特徴

   4.1. 単一周波数画像における形態

   4.2. ファラデー深度

   4.3. ファラデー複雑性

   4.4. QUフィッティング

   4.5. アーティファクト

4. オタマジャクシの起源

   5.1. 中性水素構造

   5.2. 電離水素構造

   5.3. 候補星の固有運動

   5.4. ファラデー深度と電子柱

5. まとめと今後の展望

\ 付録

A. ファラデー合成における分解および未分解のファラデー成分

B. QUフィッティング結果

\ 参考文献

3.1. CHIMEとGMIMS調査

3.2. CHIME/GMIMS低バンド北

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\ 私たちが使用するリングマップにはビームデコンボリューションが適用されていません。これにより画像に小さなアーティファクトが生じていますが、これについてはセクション4.5で説明します。しかし、その存在はオタマジャクシのような数度のスケールの構造を研究する上で有害ではありません。この分析では、完全なCHIMEバンドのうち400〜729 MHzのサブセットを使用しています。最高周波数はエイリアシングによって汚染されており、関心領域の地図が信頼できなくなるためです。

\ 3.2.1. 偏光角キャリブレーション

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\ ストークスUとVは相互相関積から測定されます。低密度の天体物理学的環境におけるシンクロトロン放射は円偏光を生成しないため、拡散放射からの空の⟨V⟩ = 0を仮定します。VとU間の漏れは位相オフセットから生じます。私たちは⟨V⟩ = 0と仮定して各赤緯と周波数で平均位相シフト⟨ψ⟩(δ, ν)を測定し、計算します

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\ ⟨V⟩ = 0の仮定は、高速電波バースト（FRB）観測でも高品質のフィットをもたらします。この仮定は、私たちが調査する拡散偏光放射よりも物理的な正当性が明確ではありません（Mckinvenら、2023年）。位相シフトは周波数に対して線形であり、拡散放射のケーブル遅延τ = ⟨ψ⟩/2πν ∼ 1 nsと一致しています。これはMckinvenら（2021年、付録A）がCHIME/FRBデータで発見したものと同様です。

\ 図1では、キャリブレーションされたデータをファン領域の610 MHzでのドウィンゲロー望遠鏡調査（Brouw & Spoelstra 1976）と比較しています。ドウィンゲローデータが存在する方向において、ドウィンゲローUとCHIME U、およびドウィンゲローQとCHIME Qの間には強い相関があり、U−Uの相関係数Rは0.91、Q−Q比較では0.89です。これは未キャリブレーションの相関係数0.76と0.59からの大幅な改善です。未解決の点源測定に基づいて、ストークスQに最大20%の漏れが残っていることがわかります。各点と適合線の間の平均直交距離を使用すると、CHIMEとドウィンゲローデータからのノイズが図1の散乱の約70%を説明していることがわかります。図1にも示されている偏光角相関もキャリブレーションによって改善され、ほとんの外れ値は偏光強度が低い点（黄色の点）であり、導出されたχの不確実性が高くなっています。

\ 図2に、χ = 0の参照軸を北銀河極に回転させた結果のCHIME QとUマップを示します。私たちのデータにはストークスIからQへの漏れが存在しますが、オタマジャクシ構造は単に漏れの結果ではありません。オタマジャクシを含むファン領域全体に総強度放射がありますが、この放射は小さなスケールでは特徴がなく、したがってオタマジャクシの形態に一致する偽の偏光を生成することはできません。さらに、オタマジャクシは大きな角距離（銀河面など）から発生し、遠方のサイドローブで見られるストークスI放射の産物ではありません。遠方のサイドローブは偏光特性が悪いですが、その偏光は広い領域で低い値に平均化されます。さらに、線形フィードでは、Iからの漏れは主にQ（CHIMEのネイティブ赤道座標系）に入り、Uには入りませんが、オタマジャクシは赤道座標系のストークスUですでに明らかです（図示せず）。

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\ 3.2.2. CHIMEデータに対するファラデー合成

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\ RM-ToolsのrmTools_peakfitcubeアルゴリズムを使用して、ピークファラデー深度とその

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\ すべての視線に沿ったすべてのスペクトルに関連するエラーを取得します。結果のマップは図3bに示されています。ファラデー複雑な領域での加重平均ファラデー深度ではなく、各LOSで最も明るい特徴のファラデー深度に焦点を当てるために、第一モーメント（Dickeyら2019）ではなくピークファラデー深度を使用します。

\ 図3aにゼロモーメントマップとしてファラデー深度スペクトル全体の積分された偏光強度を示します。各ピクセルでのピークファラデー深度によってχ0に回転された偏光角マップを図3cに示します。

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:::info 著者：

(1) Nasser Mohammed、ブリティッシュコロンビア大学オカナガンキャンパスコンピュータサイエンス・数学・物理学・統計学部、カナダBC州ケロウナV1V 1V7、およびドミニオン電波天体物理観測所、ヘルツベルク天文学・天体物理学研究センター、カナダ国立研究評議会、POボックス248、カナダBC州ペンティクトンV2A 6J9；

(2) Anna Ordog、ブリティッシュコロンビア大学オカナガンキャンパスコンピュータサイエンス・数学・物理学・統計学部、カナダBC州ケロウナV1V 1V7、およびドミニオン電波天体物理観測所、ヘルツベルク天文学・天体物理学研究センター、カナダ国立研究評議会、POボックス248、カナダBC州ペンティクトンV2A 6J9；

(3) Rebecca A. Booth、カルガリー大学物理学・天文学部、2500 University Drive NW、カナダアルバータ州カルガリーT2N 1N4；

(4) Andrea Bracco、INAF – アルチェトリ天体物理観測所、Largo E. Fermi 5、50125フィレンツェ、イタリア、およびエコールノルマルスペリウール物理学研究所、ENS、パリ大学PSL、CNRS、ソルボンヌ大学、パリ大学、F-75005パリ、フランス；

(5) Jo-Anne C. Brown、カルガリー大学物理学・天文学部、2500 University Drive NW、カナダアルバータ州カルガリーT2N 1N4；

(6) Ettore Carretti、INAF-電波天文学研究所、Via Gobetti 101、40129ボローニャ、イタリア；

(7) John M. Dickey、タスマニア大学自然科学部、オーストラリアタスマニア州ホバート7000；

(8) Simon Foreman、アリゾナ州立大学物理学部、テンペ、AZ 85287、USA；

(9) Mark Halpern、ブリティッシュコロンビア大学物理学・天文学部、6224 Agricultural Road、カナダBC州バンクーバーV6T 1Z1；

(10) Marijke Haverkorn、ラドバウド大学天体物理学/IMAPP部、POボックス9010、6500 GLナイメーヘン、オランダ；

(11) Alex S. Hill、ブリティッシュコロンビア大学オカナガンキャンパスコンピュータサイエンス・数学・物理学・統計学部、カナダBC州ケロウナV1V 1V7、およびドミニオン電波天体物理観測所、ヘルツベルク天文学・天体物理学研究センター、カナダ国立研究評議会、POボックス248、カナダBC州ペンティクトンV2A 6J9；

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