SD Hyman, DA Frail, JS Deneva, NE Kassim, S Giacintucci, JE Kooi, TJW Lazio, I Joyner, WM Peters, V Gajjar, APV Siemion, Twee extreem steile spectrum, gepolariseerde radiobronnen naar de Galactische uitstulping, Monthly Notices of de Royal Astronomical Society, Volume 507, Issue 3, november 2021, pagina's 3888–3898, https://doi.org/10.1093/mnras/stab1979Uit een doorlopend onderzoek van de Galactische uitstulping hebben we een aantal compacte radiobronnen met een steil spectrum ontdekt.In deze studie hebben we meer gedetailleerde waarnemingen gedaan voor twee van deze bronnen, gelegen op 43 arcmin en 12|${_{.}^{\circ}}$|7 van het Galactische Centrum.Beide bronnen hebben een zeer steil spectrum (α ≃ − 3) en zijn compact, met bovengrenzen voor de hoekgrootte van 1-2 boogseconden.Hun fluxdichtheden lijken relatief stabiel te zijn op tijdschalen van jaren, maanden en uren, zonder aanwijzingen voor snelle variabiliteit of voorbijgaand gedrag.We detecteren significante circulair gepolariseerde emissie van beide bronnen, maar slechts zwakke of bovengrenzen voor lineaire polarisatie.Geen van beide bronnen heeft een tegenhanger op andere golflengten en diepe, hoogfrequente zoekopdrachten slagen er niet in pulsaties te vinden.We vergelijken hun broneigenschappen met andere bekende compacte, niet-thermische bronpopulaties in de uitstulping (bijv. röntgendubbelsterren, magnetars, de Burper en cataclysmische variabelen).Onze bestaande gegevens ondersteunen de hypothese dat het verstrooide milliseconden- of gerecyclede pulsars zijn, ofwel in de uitstulping ofwel langs de gezichtslijn.We overwegen ook de mogelijkheid dat ze een nieuwe populatie van galactische radiobronnen kunnen zijn die vergelijkbare eigenschappen hebben als pulsars, maar geen pulsaties hebben;een hypothese die kan worden getest door toekomstige grootschalige synoptische onderzoeken.Er is een hernieuwde belangstelling voor synoptische luchtonderzoeken op radiogolflengten (Hurley-Walker et al. 2017; Shimwell et al. 2017; Lacy et al. 2020; Riggi et al. 2021), technisch gedreven door de ontwikkeling van gevoelige brede -veldinstrumenten, en wetenschappelijk gedreven door het vermogen om nieuwe faseruimte te verkennen, in de hoop nieuwe en interessante astrofysische bronnen te ontdekken (bijv. Stewart et al. 2016; Murphy et al. 2017; Bhandari, Bannister & Murphy 2018; Hajela et al. 2019).De richting van het Galactische Centrum (GC) is de voor de hand liggende plaats om een ​​systematische verkenning van de Galactische radiohemel te beginnen;zichtlijnen naar de GC kunnen wel 100× hogere stellaire dichtheden hebben dan die naar hoge galactische breedtegraden (bijv. Bahcall & Soneira 1980; Udalski et al. 2002).Het in beeld brengen van zowel de centrale parsec van de GC als het bredere uitstulpingsgebied heeft een schat aan nieuwe en interessante compacte radiobronnen opgeleverd.Het verkennen van de tijdsdomeinfaseruimte was bijzonder lonend.Regelmatige breedveldmonitoring van de GC heeft bijvoorbeeld geleid tot de ontdekking van ten minste vier radiogeselecteerde transiënten (Zhao et al. 1992; Hyman et al. 2002, 2005, 2009), en misschien meer (Chiti et al. 2016).Diepe multi-epoch beeldvorming van de binnenste parsec van de GC heeft ook een grote populatie compacte radiotransiënten en variabelen onthuld (Zhao, Morris & Goss 2020).We hebben een lopend programma om de GC af te beelden op radiogolflengten, voortbouwend op de vroege inspanningen van LaRosa et al.(2000), Nord et al.(2004), en Lazio & Cordes (2008).In ons huidige GC-werk hebben we ons gefocust op het verkennen van het radiospectrale domein, op zoek naar compacte radiobronnen met een steil spectrum nabij de GC of in de uitstulping.Er zijn verschillende benaderingen gevolgd om dergelijke bronnen te identificeren, waaronder beeldvorming van een 5 deg2-gebied gecentreerd op Sgr A * (Hyman et al. 2019), waarbij bestaande grootschalige meter- en centimeterradio-onderzoeken worden vergeleken (Bhakta et al. 2017; de Gasperin, Intema & Frail 2018) en gerichte beeldvorming van de foutellipsen van niet-geïdentificeerde Fermi-bronnen.Pulsars zijn de conventionele bronpopulatie die naar verwachting een compact en steil spectrum zal hebben (Maron et al. 2000; Bates, Lorimer & Verbiest 2013).De motivatie voor het zoeken naar Fermi-foutregio's was inderdaad het identificeren van de vermeende pulsars waarvan wordt verondersteld dat ze de overmaat aan GC-gammastraling aandrijven (Abazajian et al. 2020 en referenties daarin).Niettemin hebben we tijdens het uitvoeren van deze beeldvormingsonderzoeken een toenemend aantal compacte radiobronnen met een steil spectrum in het GC-gebied geïdentificeerd waarvan niet gemakkelijk kan worden bevestigd dat het pulsars zijn via detectie van pulsaties (Hyman et al. 2019, in voorbereiding).Hoewel het mogelijk is dat deze pulsaties nog moeten worden gedetecteerd, groeit het bewijs dat we een nieuwe bronpopulatie kunnen zien.In dit artikel presenteren we een gedetailleerde studie van twee van deze compacte bronnen met een steil spectrum uit een steekproef van bijna twee dozijn van dergelijke bronnen.In sectie 2 compileren we hun eigenschappen (polarisatie, spectrale index, variabiliteit, pulsaties en tegenhangers van meerdere golflengten) met behulp van archiefgegevens en nieuwe waarnemingen.In sectie 3 vatten we deze resultaten samen en vergelijken vervolgens hun broneigenschappen met andere bekende compacte, niet-thermische bronnenpopulaties in de uitstulping.De eerste van onze twee bronnen, C1748-2827, werd gerapporteerd door Hyman et al.(2019).Met Galactische coördinaten (l, b) = (0,69°, −0,22°), ligt de bron 43 arcmin van Sgr A*, of -11 arcmin van de massieve moleculaire wolk Sgr B2, en lijkt te liggen in projectie tegen een dunne radiofilament zichtbaar in een MeerKAT-afbeelding van de GC (Heywood et al. 2019).In Hyman et al.(2019), hebben we een spectrum, een initiële positie en een groottebeperking verkregen.We voerden aanvankelijke pulsatieonderzoeken uit en stelden een bescheiden bovengrens aan de mate van polarisatie.In de hieronder beschreven waarnemingen verbeteren we deze parameters verder, waaronder diepere pulsatie en single-pulse zoekopdrachten bij hogere frequenties, een detectie van gepolariseerde emissie, en stellen we grenzen aan de korte en lange termijn variabiliteit.De tweede bron, C1709-3918, werd toevallig gevonden buiten de foutcirkel van een niet-geïdentificeerde Fermi γ-ray-bron.Het is een van een steekproef van bijna twee dozijn bronnen met pulsar-achtige eigenschappen die we hebben gevonden van diepe VLA-beeldvorming van velden die Fermi-foutcirkels in de uitstulping bevatten (bijv. Calore et al. 2016), en van breedveld radiobeeldonderzoeken van een ±15° gebied rond de GC (bijv. de Gasperin et al. 2018).Onze pulsar-kandidaten zijn geïdentificeerd als compacte radiobronnen met steil spectrum met behulp van dezelfde compactheidscriteria en spectrale indexlimieten als beschreven in Frail et al.(2018) en Hyman et al.(2019).Het volledige kandidaat-monster en hun eigenschappen zullen worden beschreven in Hyman et al.(in voorbereiding).Met galactische coördinaten (l, b) = (347,29°, 0,36°), bevindt de bron zich 12,7° van de GC en ligt 52 arcmin buiten het jonge shell-type supernova-overblijfsel RX J1713.7−3946 (G347.3−0.5 ).Hieronder presenteren we een complete set nieuwe en archiefwaarnemingen over deze compacte, steile spectrumbron.Een logboek van de waarnemingen voor beide bronnen wordt gegeven in Tabel 1.Centrale frequentie, effectieve bandbreedte en gemiddelde kanaalbreedte die worden gebruikt bij beeldvorming.Een bandbreedte van 264 MHz zou kunnen worden gebruikt voor Stokes I-beeldvorming, maar voor de polarisatieanalyse bevatte slechts een 120 MHz-breed gedeelte gecentreerd op 614 MHz bruikbare gegevens (zie tekst).Centrale frequentie, effectieve bandbreedte en gemiddelde kanaalbreedte die worden gebruikt bij beeldvorming.Een bandbreedte van 264 MHz zou kunnen worden gebruikt voor Stokes I-beeldvorming, maar voor de polarisatieanalyse bevatte slechts een 120 MHz-breed gedeelte gecentreerd op 614 MHz bruikbare gegevens (zie tekst).We hebben de bron C1748-2827 waargenomen met behulp van de Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) van het National Radio Astronomy Observatory (NRAO) op de L-band (1-2 GHz, VLA Project 20B-461).We hebben observaties met volledige polarisatie uitgevoerd gedurende een totale tijd-aan-bron van 4,5 uur, verdeeld over 2 d op 15 en 25 januari 2021. Voor beide dagen bevond de VLA zich in de A-configuratie, de grootste configuratie, met een matrixdiameter van 35 km.Alle 27 antennes waren in bedrijf.We gebruikten de standaard integratietijd (2 s).We hebben gegevenskalibratie uitgevoerd met behulp van het gegevensreductiepakket Common Astronomy Software Applications (casa) (Greisen 2003; McMullin et al. 2007).De bandbreedte van 1 GHz is verdeeld in 16 banden (of spectrale vensters, spw), elk met een resolutie (of kanaalbreedte) van 1 MHz.Vanwege radiofrequentie-interferentie (RFI), voornamelijk afkomstig van GPS L1-downlinksignalen, moest spw 8 volledig worden weggelaten.We hebben ook de randkanalen voor elk van deze banden verwijderd omdat de gevoeligheid bij de bandranden afneemt;daarom hebben we 15 banden voor analyse behouden, elk met een effectieve bandbreedte van 56 MHz.Waarnemingen van C1748-2827 werden gedaan in sets van drie scans, elk met een duur van 5 minuten.Elke set scans werd tussen haakjes geplaatst door een scan van J1751−2524, dezelfde complexe versterkings- en fasekalibrator die werd gebruikt in Hyman et al.(2019).We hebben ook de VLA primaire fluxdichtheidskalibrator 3C 286 waargenomen om de parallelle en cross-hand vertragingen, bandpass, absolute fluxdichtheidsschaal en absolute polarisatiehoek te bepalen.Om de parameters voor instrumentele polarisatielekkage (D-term) te berekenen, hebben we J1407+2827 waargenomen, een bron met een lage polarisatie en een steil spectrum en een van de vijf standaard primaire lekkalibers voor lage polarisatie voor de VLA.De amplitudes van de D-termen waren 8-15 procent.Voor elke observatiedag hebben we de VLA-kalibratiepijplijn in casa 1 gebruikt om de totale intensiteitskalibratie uit te voeren en vervolgens de polarisatie handmatig gekalibreerd, volgens de stappen die zijn beschreven in de VLA casa-gids.2 De VLA-kalibratiepijplijn voert basismarkering en kalibratie uit voor Stokes I-continuümgegevens.De gekalibreerde gegevens voor C1748-2827 voor elke dag werden vervolgens samengevoegd tot één gegevensmeetset voor beeldvorming en analyse.Stokes I-afbeeldingen werden gemaakt voor elke helft van de 1 GHz-brede band met behulp van casa's tclean() -taak.We hebben een binnenste u-v-vlaksnede van 10 kλ toegepast om verwarring als gevolg van grootschalige constructie te verminderen en de ruis als gevolg van RFI te verminderen.Het Briggs-wegingsschema werd gebruikt met de Robust-parameter ingesteld op 0,5.De resulterende gesynthetiseerde bundelgroottes (rms-ruisniveaus) zijn respectievelijk 2,79 × 1,07 arcsec2 (17 µJy beam-1) en 2,05 × 0,81 arcsec2 (13 µJy beam-1), voor centrale frequenties van 1,27 en 1,81 GHz.Deze beelden werden geëxporteerd en geanalyseerd met behulp van het Astronomical Image Processing System (AIPS).Voor elke afbeelding passen we C1748-2827 toe met een 2D Gauss-component en een achtergrondniveau.Hoewel het mogelijk marginaal is opgelost in het beeld met een lagere frequentie (1,27 GHz), is C1748-2827 niet opgelost in het beeld met een hogere frequentie (1,81 GHz).We rapporteren hier en in tabel 2 de piekfluxdichtheden van respectievelijk 0,62 ± 0,02 en 0,20 ± 0,01 mJy beam-1.Een afbeelding van de gehele band levert een fluxdichtheid op van 0,37 ± 0,01 mJy bundel−1.De bovengrens van de intrinsieke diameter van de bron is 0,9 boogseconden.C1709-3918 rms-ruis en fluxdichtheden omvatten algemene fluxschaalcorrecties (zie tekst).b Piekfluxdichtheden worden gegeven aangezien de bronnen onopgelost zijn.C1709-3918 rms-ruis en fluxdichtheden omvatten algemene fluxschaalcorrecties (zie tekst).b Piekfluxdichtheden worden gegeven aangezien de bronnen onopgelost zijn.De absolute fluxschaal werd gecontroleerd door de fluxdichtheid van een nabijgelegen veldbron, 2LC 000.735−0.261, te vergelijken met de 1.4-GHz-waarde gerapporteerd door Lazio & Cordes (2008).De 2LC-waarnemingen zijn gedaan met de A-configuratie VLA en komen daarom qua resolutie overeen met de onze.Hoewel onze fluxdichtheid voor deze bron 15 procent lager is, blijkt uit een heranalyse van de 2LC-waarneming dat de onzekerheid van de fluxdichtheid even groot is en daarom het verschil zou kunnen verklaren.We vinden |$\pm 10{{\ \rm procent\ cent}}$|consistentie tussen de fluxdichtheden van C1748-2827 en zes heldere bronnen die zich ook in het gezichtsveld van de 1,4 GHz VLA-waarneming gerapporteerd in Hyman et al. bevinden.(2019).We hanteren een onzekerheid van 5 procent in de fluxschaal van de nieuwe waarnemingen.Gegevens van een 40-MHz-band gecentreerd op 340 MHz werden gelijktijdig opgenomen met onze nieuwe 1.5-GHz-waarnemingen 2021 op 15 en 25 januari door het VLA Low-band Ionosphere and Transient Experiment (VLITE; Clarke et al. 2016).Primaire kalibratie en gegevensbewerking werden uitgevoerd door de speciale VLITE geautomatiseerde pijplijn (Polisensky et al. 2016).De waarnemingen werden gecombineerd en afgebeeld met baselines korter dan 2,0 kλ verwijderd.Het uiteindelijke beeld heeft een rms-ruis van 1,5 mJy beam-1.We rapporteren een piekfluxdichtheid van 26,1 ± 4,1 mJy bundel−1, inclusief een |$15{{\ \rm procent}}$|absolute kalibratieonzekerheid.Fig. 1 toont het spectrum van C1748-2827 met de nieuwe fluxdichtheden, bijgewerkt ten opzichte van die gerapporteerd in Hyman et al.(2019).Radiospectrum van C1748-2827.Resultaten van dit werk [VLA (2021) en VLITE (2021)] worden weergegeven met rode symbolen en resultaten van eerder gerapporteerde gegevens worden weergegeven met zwarte symbolen.De rode lijn is een power-law fit (S = A[ν/1 GHz]−α);waarden voor A en α worden weergegeven in de rechterbovenhoek.De GMRT (2003), TGSS (2010), VLA (1998), VLA (2014 en 2017) data en de bovengrens op 74 MHz zijn afkomstig van Roy (2013), Intema et al.(2017), Nord et al.(2004), Hyman et al.(2019), en Brogan et al.(2003), respectievelijk.Een gewogen fit resulteert in een spectrale index van α = -2,85 ± 0,03.De gemonteerde positie van C1748-2827 op het 1,81-GHz beeld met hogere resolutie is: (J2000) RA 17:48:07.070 ± 0.015s, Dec. −28:27:41.68 ± 0|${_{.}^{\ prime\prime}}$|1, waar de onzekerheden zijn gebaseerd op een vergelijking van de posities van verschillende veldbronnen met hun 2LC-posities.De beperkingen voor positie, spectrale index en hoekgrootte komen overeen met Hyman et al.(2019), maar met licht verbeterde onzekerheden.We hebben Stokes Q-, U- en V-afbeeldingen gegenereerd voor de onderste helft van de 1 GHz-brede L-band met behulp van de casa-taak tclean() .Wat betreft de hierboven beschreven Stokes I-beeldvorming, hebben we een binnenste u-v-vlaksnede van 10 kλ afgedwongen.Natuurlijke weging werd gebruikt in de beeldvorming om een ​​hogere gevoeligheid te verkrijgen, omdat dit de detectie van zwakkere gepolariseerde emissie mogelijk zou maken, in plaats van uniforme weging te gebruiken die de hoekresolutie maximaliseert ten koste van de gevoeligheid.We hebben ook een reeks overeenkomstige Stokes I-kaarten gegenereerd met behulp van natuurlijke weging om Stokes Q-, U- en V-fluxdichtheden direct te vergelijken;bijgevolg zijn alle fractionele polarisaties die we voor deze bron presenteren afgeleid van kaarten met natuurlijke weging.De resulterende gesynthetiseerde bundelgrootte voor de I-, Q-, U- en V-kaarten was 3,29 arcsec × 1,44 arcsec voor een centrale frequentie van 1,26 GHz.De rms-ruisniveaus voor de I-, Q-, U- en V-kaarten waren 12, 9, 9, en |$9\, \mu$|Jy beam-1, respectievelijk.De piekfluxdichtheden voor elke Stokes-parameter worden gegeven in Tabel 3, zowel voor de gecombineerde dataset als voor elke waarnemingsdag (15 en 25 januari 2021).Er werd geen lineaire polarisatie gedetecteerd in kaarten die zijn gegenereerd met behulp van de volledige -500-MHz-bandbreedte die wordt geboden door spw 0-7, noch in de individuele spw (elk met een bandbreedte van -56-MHz).De bovengrens van 5σ voor de totale lineaire polarisatie (⁠|$P\equiv \sqrt{Q^2\text{ + }U^2}$|⁠ ) is |$45\, \mu$|Jy beam|$^{-1}\,(7.6{{\ \rm procent\ cent}}$| fractionele polarisatie) met behulp van de gecombineerde gegevens.De hier gerapporteerde rms-fouten worden bepaald op basis van een voortplanting van radiometerruisfouten.Deze nieuwe gegevens zijn een substantiële verbetering ten opzichte van de vroege lineaire en circulaire polarisatielimieten van respectievelijk 0,4 en 0,3 mJy beam-1 (Hyman et al. 2019).Stokes I, Q, U en V piekfluxdichtheden en de fractionele circulaire polarisatie voor de radiobronnen C1748-2827 en C1709-3918.Bepaald op basis van Stokes I-kaarten gegenereerd met dezelfde parameters als de Q-, U- en V-kaarten voor directe vergelijking.Middenfrequentie (bandbreedte) 1,26 GHz (448 MHz).Middenfrequentie (bandbreedte) 1,84 GHz (384 MHz).Middenfrequentie (bandbreedte) voor Stokes I en V is 618 MHz (120 MHz);voor Stokes Q en U is 633,5 MHz (40 MHz).Piekfluxdichtheden weerspiegelen geen |$10\,\mathrm{ per}\,\mathrm{ cent}$|fluxschaalcorrectie.Stokes I, Q, U en V piekfluxdichtheden en de fractionele circulaire polarisatie voor de radiobronnen C1748-2827 en C1709-3918.Bepaald op basis van Stokes I-kaarten gegenereerd met dezelfde parameters als de Q-, U- en V-kaarten voor directe vergelijking.Middenfrequentie (bandbreedte) 1,26 GHz (448 MHz).Middenfrequentie (bandbreedte) 1,84 GHz (384 MHz).Middenfrequentie (bandbreedte) voor Stokes I en V is 618 MHz (120 MHz);voor Stokes Q en U is 633,5 MHz (40 MHz).Piekfluxdichtheden weerspiegelen geen |$10\,\mathrm{ per}\,\mathrm{ cent}$|fluxschaalcorrectie.Circulaire polarisatie (Stokes V) werd echter duidelijk gedetecteerd.Fig. 2 toont zowel de circulaire polarisatie-intensiteit als de totale intensiteitsstructuur voor deze bron.De fractionele circulaire polarisatie voor de gecombineerde gegevens is |$14.4\pm 1.5{{\ \rm per\ cent}}$|⁠ .Het verdelen van de gegevens in 56 MHz brede subbanden laat zien dat de fractionele polarisatie relatief consistent is over deze band: |$18,3\pm 3,1{{\ \rm procent}}$|(1,039 GHz), |$11,9\pm 3,2{{\ \rm procent}}$|(1,103 GHz), |$16.0\pm 4.9{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,167 GHz), |$8.9\pm 4.5{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,231 GHz), |$25,2\pm 6,7{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,295 GHz), |$21.8\pm 5.1{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,359 GHz), |$19.1\pm 3.9{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,423 GHz), en |$11.0\pm 4.1{{\ \rm procent\ cent}}$|(1,487GHz).Tabel 3 laat ook zien dat de Stokes I- en V-fluxen van C1748-2827 consistent zijn tussen de twee observatiedagen.Duidelijke kaart van de totale intensiteit en circulaire polarisatiestructuur van C1748-2827 met behulp van de gecombineerde waarnemingen van 15 en 25 januari 2021. Dit beeld wordt gegenereerd met behulp van de onderste helft van de 1-2 GHz-bandpass gecentreerd op een frequentie van 1,26 GHz.Grijsschaal geeft de grootte van de totale intensiteit aan (Stokes I).Contouren tonen de circulaire polarisatie-intensiteit (Stokes V) uitgezet op 5, −5, −6, −7 en −8 maal de rms-fout, |$9\, \mu$|Jy beam-1 (positieve en negatieve contouren zijn respectievelijk uitgezet met rode stippellijnen en ononderbroken lijnen).De resolutie van de afbeelding is 3,29 arcsec × 1,44 arcsec (weergegeven in de linkerbenedenhoek).De fractionele circulaire polarisatie is |$14.4\pm 1.5{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ .We hebben onze analyse gericht op de onderste helft van de L-bandwaarnemingen omdat de fractionele circulaire polarisatie |$14,4{{\ \rm procent}}$|⁠ is;daarom is Stokes V vanwege het steile spectrum veel moeilijker te detecteren bij hogere frequenties.We hebben echter wel volledige Stokes-afbeeldingen gegenereerd voor de bovenste helft van de 1 GHz-brede L-band met behulp van dezelfde beeldparameters als hierboven beschreven, met resultaten vermeld in Tabel 3. Een zwak Stokes V-signaal werd marginaal gedetecteerd op het 3,4σ-niveau met een fluxdichtheid van |$-27\pm 8\, \mu \mathrm{Jy}$|bij een centrale frequentie van 1,839 GHz, wat een fractionele circulaire polarisatie impliceert van |$14,2\pm 4,3{{\\rm procent}}$|bij deze hogere frequenties.Hoewel de bruikbare bandbreedte kleiner is (384 MHz in de bovenste band vergeleken met 448 MHz in de onderste band), is er iets minder radiometerruis in de bovenste band omdat er veel minder RFI is.De resultaten van de Stokes V-gegevens van de onderste en bovenste band suggereren dat de fractionele circulaire polarisatie consistent is over de volledige 1-GHz-bandbreedte.Zoals eerder opgemerkt, werd C1709-3918 aanvankelijk toevallig gevonden buiten de foutcirkel van een niet-geïdentificeerde Fermi γ-ray-bron.De bron leek opmerkelijk omdat hij helder was in archiefwaarnemingen van 150 MHz gemaakt door de Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) voor de TIFR GMRT Sky Survey (TGSS; Intema et al. 2017), maar niet zichtbaar op een 1,5 GHz VLA-afbeelding (Hyman et al., in voorbereiding).Dit suggereerde ofwel dat C1709-3918 een steil spectrum had of dat het zeer variabel was.Om de eigenschappen ervan beter te verduidelijken, hebben we archiefgegevens doorzocht en nieuwe waarnemingen gedaan.De bron bevindt zich binnen het gezichtsveld van twee GMRT-archiefwaarnemingen van 330 MHz (projecten 14SRA01 en 15FAA01) op een afstand van respectievelijk 3 en 51 arcmin van het fasecentrum.De 14SRA01-waarneming was gericht op de bron 347,25 + 0,375 (RA, dec. = 17:09:45, −39:19:42) en werd op 28 juni 2008 uitgevoerd voor een totaal van ∼40 min op de bron.De 15FAA01-waarneming op 12 maart 2009 was gericht op G347.3-0.5 (RA, Dec. = 17:13:36, −39:46:28) voor een totaal van 4,2 uur op doel.Beide projecten maakten gebruik van pre-upgrade hardware 2-zijbandcorrelator die 128 frequentiekanalen genereerde over elk van de twee 16 MHz brede boven- en onderbanden (USB en LSB).Observationele parameters staan ​​vermeld in tabel 1.Voor elke waarneming werden de USB- en LSB-gegevens afzonderlijk gereduceerd in AIPS.Initiële bandpass- en versterkingskalibraties werden afgeleid met behulp van de standaard primaire kalibrators 3C 48 en 3C 286, waarvan de fluxdichtheidsmodellen werden ingesteld met behulp van de Scaife & Heald (2012) schaal.De bronnen 1714–252 (14SRA01), 1712–281 en 1830–360 (15FAA01) zijn opgenomen in de waarnemingen en gebruikt om de gegevens in fase te kalibreren.Na de eerste kalibratie werd de taak RFLAG gebruikt om de door RFI beïnvloede zichtbaarheid te verwijderen, gevolgd door handmatige markering om resterende slechte gegevens te verwijderen.De kalibratie werd vervolgens herhaald op elke bewerkte dataset en de gekalibreerde doelzichtbaarheid werd geëxtraheerd uit de multisource-bestanden, gemiddeld tot 12 kanalen, elk met een breedte van 0,875 MHz.Een aantal fase-zelfkalibratie-iteraties werden afzonderlijk toegepast op de USB- en LSB-gegevens, met behulp van breedveldbeeldvorming en het ontbinden van het primaire bundelgebied in een groot aantal kleinere facetten.Voor de 14SRA01-waarneming werden de uiteindelijke USB- en LSB-beelden verkregen met alleen basislijnen langer dan 2 kλ en hersteld met een gemeenschappelijke straal van 14|${_{.}^{\prime\prime}}$|50 × 6|${_{.}^{\prime\prime}}$|96. De beelden werden vervolgens gecombineerd, waarbij een gemiddelde rms-ruis van |$\sim 0.9\, \rm{mJy\, beam^{-1}}$|⁠ werd verkregen.Door een vergelijkbare procedure te volgen, hebben we een uiteindelijk gecombineerd beeld verkregen voor de 15FAA01-waarneming met een straal van 14|${_{.}^{\prime\prime}}$|46 × 8|${_{.}^{\prime\prime}}$|56 en gemiddelde rms van |$\sim 0.1\, \rm{mJy\, beam^{-1}}$|⁠ .Ten slotte hebben we PBCOR 3 gebruikt om beide afbeeldingen te corrigeren voor de GMRT-respons van de primaire straal.C1709−3918 is gedetecteerd en is niet opgelost op beide afbeeldingen.Om de nauwkeurigheid van de fluxschaal te controleren, vergeleken we de voor de primaire bundel gecorrigeerde fluxen voor een aantal compacte bronnen in het veld met hun voorspelde waarden op basis van hun TGSS (150 MHz) en NVSS (1,4 GHz) fluxdichtheden (Condon et al. 1998).Voor 14SRA01 hebben we 6 bronnen gebruikt en een fluxschaalcorrectie van 1,7 afgeleid.Door deze correctie toe te passen, kregen we een fluxdichtheid van |$23.6\pm 4.2\, \rm{mJy\, beam^{-1}}$|voor C1709-3918, ook vermeld in Tabel 2. De fouten omvatten lokale image rms, 8 |${{\ \rm procent\ cent}}$|absolute fluxkalibratie-onzekerheid (bijv. Chandra, Ray & Bhatnagar 2004), en 15 procent fluxschaalcorrectie-onzekerheid.Voor de langere waarneming 15FAA01 schatten we een fluxschaalcorrectie van 6 op basis van TGSS/NVSS-vergelijking voor 3 veldbronnen, en verkregen we een vergelijkbare fluxdichtheid van |$25.8\pm 4.4\, \rm{mJy\, beam^{-1 }}$|⁠ , waarbij fouten rekening houden met lokale rms, kalibratie (8 procent) en fluxschaalcorrectie-onzekerheid (15 procent).We hebben C1709-3918 waargenomen met de uGMRT (opgewaardeerde GMRT) in Band 4 (550-950 MHz) op 27 juni 2019 voor een totaal van 7 uur, inclusief overheadkosten voor kalibratie (project 36044).De waarnemingen werden uitgevoerd in volledig polarimetrische modus met 27 werkende antennes.De gegevens werden verzameld in spectraallijnmodus met behulp van de breedband-backend met een totale bandbreedte van 400 MHz, 8192 frequentiekanalen en een integratietijd van 5,4 seconden.We observeerden 3C 48 en 3C 286 aan het begin en einde van de waarneming als kalibrators voor vertraging, bandpass en absolute fluxdichtheid.3C 286 werd ook geselecteerd als standaardkalibrator voor de absolute polarisatiehoek.De bron 1714–252 werd gebruikt als fasekalibrator en 1407+384 werd waargenomen als lektermkalibrator om de instrumentele polarisatie te bepalen.De data zijn verkleind met een combinatie van casa en aips.Voor de niet-polarisatiekalibratie in casa hebben we een standaardprocedure gevolgd zoals beschreven in bijvoorbeeld de casa-tutorial van GMRT Radio Astronomy School 2019.4 De fluxdichtheidsschaal is ingesteld met Perley & Butler (2017).Gegevens beïnvloed door RFI werden uitgesneden met behulp van AOFLAGGER (Offringa et al. 2012).Na calibratie en flagging daalde de bruikbare bandbreedte tot 264 MHz met een centrale frequentie van 687 MHz.De doelzichtbaarheid werd vervolgens verdeeld in vijf ongeveer gelijke delen, geïmporteerd in AIPS en afzonderlijk in fase gekalibreerd.Ten slotte werden de zelfgekalibreerde datasets weer samengevoegd en werden definitieve afbeeldingen geproduceerd met de taak IMAGR met een binnenste uv-vlaksnede van> 2 kλ.Beelden werden gemaakt voor elk van de drie 88 MHz brede delen van de band met centrale frequenties van 599, 687 en 774 MHz.De rms-ruis en resolutie van het 687 MHz-beeld zijn |$\sim 70\, \mu$|Jy beam−1 en 6|${_{.}^{\prime\prime}}$|0 × 3|${_{.}^{\prime\prime}}$|4.De fluxdichtheden van C1709-3918 en veldbronnen werden gemeten door een Gaussiaanse plus-achtergrond aan te passen en te corrigeren voor de GMRT-respons van de primaire straal 5 met behulp van de taak JMFIT in AIPS.De bron is onopgelost op elk van de afbeeldingen.De gemonteerde positie van de bron is 17:09:55.570 ± 0|${_{.}^{\rm s}}$|035s, −39:18:02|${_{.}^{\prime\prime}}$|05 |$\pm \, 0.61$|⁠ , consistent over de drie afbeeldingen.De JMFIT-bovengrens voor de deconvolved grootte is 2,0 boogseconden.De positie van een helderveldbron komt overeen met de bekende positie van NVSS J170835-392935 binnen de RA (±0,05s) en december (±0,7 boogseconden) onzekerheden van de laatste.In navolging van de resultaten van Garn, Green & Riley (2008), die de spreiding in positieschattingen van bronnen in hun smalband GMRT 610-MHz-onderzoek vergeleken met die van het 1.4-GHz VLA FIRST-onderzoek (Becker, White & Helfand 1995) , omvat de bovenstaande positiefout hun systematische fouten van 0,4 boogseconden (RA) en 0,6 boogseconden (december) toegevoegd in kwadratuur met de aanpassingsfout.We waarschuwen dat er niet-gemodelleerde offsets kunnen zijn in het uGMRT 610-MHz (Band 4) systeem, vergelijkbaar met die gevonden door Chakraborty et al.(2019) met de uGMRT 300-500 MHz-feeds.Om de nauwkeurigheid van de fluxschaal te controleren, werden spectra afgeleid voor twee helderveldbronnen op basis van hun 150 (TGSS) en 843 MHz (Mauch et al. 2003) fluxdichtheden, en die op 1,4 GHz (GPSR (White, Becker & Helfand 2005), NVSS, en/of onze nieuwe waarnemingen genoemd in paragraaf 2.2).Het vergelijken van de voorspelde fluxdichtheden met de gemeten dichtheid resulteerde in een gemiddelde fluxschaalcorrectie van 0,9 voor elk van de afbeeldingen.Na het toepassen van de correcties zijn de fluxdichtheden 3,67 ± 0,43, 2,38 ± 0,28 en |$1,77 \pm 0,21\, \rm{mJy\, bundel^{-1}}$|op respectievelijk 599, 687 en 774 MHz, waar hun onzekerheden worden gedomineerd door de fluxschaalcorrectie-onzekerheid.De drie fluxdichtheden zijn uitgezet in figuur 3, samen met de archiefdetecties van 330 MHz die zijn beschreven in paragraaf 2.2 en de detectie van 150 MHz (TGSS).Een bovengrens van 1,5 mJy, 5σ op 1,4 GHz wordt ook getoond, die we hebben afgeleid met behulp van een 0,5 GHz-breed gedeelte van een archief 1-3 GHz-waarneming (2015 29 en 30 januari; programma C2872) wees 7 arcmin van C1709-3918 door de Australia Telescope Compact Array (ATCA).Er werd een gewogen pasvorm toegepast die een spectrale index opleverde van α = -3,18 ± 0,06 voor C1709-3918.Radiospectrum van C1709-3918.Resultaten van dit werk [GMRT (2008, 2009 en 2019) en ATCA (2015)] worden weergegeven met rode symbolen en resultaten van eerder gerapporteerde gegevens worden weergegeven met zwarte symbolen.De rode lijn is een power-law fit die alle hier gepresenteerde gegevens gebruikt, met amplitude, A (in mJy GHz−α), en spectrale index, α, gegeven in de rechterbovenhoek.De TGSS (2011)-gegevens zijn afkomstig van Intema et al.(2017).De polarisatiekalibratie en -analyse werd uitgevoerd volgens de stappen beschreven in de VLA 3C 391 casa-gids.6 Na de initiële kalibratie van gegevens, vertraging, bandpass en versterking (zie paragraaf 2.3), hebben we eerst setjy gebruikt om het gepolariseerde model in te stellen voor de positie-hoekkalibrator 3C 286, waarvoor een fractionele polarisatie van 610 MHz van 2,7 procent gemeld met de GMRT (Farnes 2012).Vervolgens hebben we 3C 286 gebruikt om de vertragingen van de gekruiste hand en de R-L-hoek op te lossen.Om de instrumentele polarisatie op te lossen, hebben we eerst geprobeerd de lekkagetermkalibrator 1047+384 te gebruiken.Vanwege significante RFI tijdens de 1047+384-scans en het gebrek aan oplossingen voor verschillende antennes, hebben we in plaats daarvan de fasekalibrator 1714-252 gebruikt die werd waargenomen over een voldoende groot bereik aan parallactische hoeken.We ontdekten dat de gemiddelde lekamplitude binnen |$8{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ , behalve voor 7 antennes die lekkages vertonen |$\gt 15{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ .Deze antennes met hoge lekkageamplitude werden gemarkeerd voor de polarisatieanalyse (bijv. Farnes, Green & Kantharia 2014).Na verdere gegevensbewerking heeft de uiteindelijke polarisatiegekalibreerde dataset een bandbreedte van 120 MHz en in totaal 20 antennes (inclusief 11 van de 14 antennes in de centrale compacte array).We hebben Stokes V-beelden van 3C 286 en 3C 48 geïnspecteerd en geen significante detectie gevonden (circulaire polarisatiefractie |$\lt 0,9{{\ \rm procent}}$|⁠ ).Het afbeelden van de 120 MHz brede, polarisatiegekalibreerde gegevens volgden dezelfde procedure als beschreven in paragraaf 2.2 voor de volledige band.Op basis van dezelfde twee veldbronnen werd fluxschaalcorrectie toegepast op drie 40-MHz brede subbandbeelden.De Stokes I-fluxdichtheden van C1709-3918 op elk zijn 4,32 ± 0,29, 3,36 ± 0,25 en 2,94 ± 0,18 mJy beam-1 voor centrale frequenties van respectievelijk 575, 614 en 653 MHz, consistent met die verkregen over de volledige 270 -MHz breedband.Vervolgens hebben we Stokes I- en Stokes V-beelden gemaakt met behulp van het 120 MHz brede gedeelte van de band.Een duidelijke Stokes V-detectie van −0,44 ± 0,02 mJy-straal-1 wordt getoond in Fig. 4, en de overeenkomstige Stokes I-fluxdichtheid is 3,20 ± 0,09 mJy-straal-1, beide ook vermeld in Tabel 3. Fluxschaalcorrecties zijn niet nodig om de fractie van circulaire polarisatie te berekenen.We krijgen een waarde van |$13.8 \pm 0.9{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ .Het verdelen van de gegevens in 20-MHz brede subbanden levert fracties op van: |$10.5 \pm 2.3$|(566 MHz), |$11,7 \pm 1,9$|(584 MHz), |$14,7\pm 2,3$|(604 MHz), |$16,2 \pm 2,7$|(623 MHz), |$15,4 \pm 2,4$|(643) en |$16.0 \pm 1.9{{\ \rm procent\ cent}}$|(662MHz).Duidelijke kaart van de circulaire polarisatie (linker paneel) en totale intensiteitsstructuur (rechter paneel) van C1709-3918 en nabijgelegen bronnen op 27 juni 2019. Deze beelden worden gegenereerd met behulp van een 120 MHz breed gedeelte van de bandpass gecentreerd op een frequentie van 618 MHz.De grote zwarte doos geeft de locatie voor C1709-3918 aan.De kleine zwarte dozen geven de locaties van nabijgelegen bronnen aan die detecteerbaar zijn in Stokes I, maar niet in Stokes V. Het inzetbeeld toont de circulaire polarisatie-intensiteit (Stokes V) van C1709−3918 uitgezet op 3, −3, −5, −10, − 15, en −20 keer de rms-fout, |$20\, \mu$|Jy beam-1 (positieve en negatieve contouren zijn uitgezet met respectievelijk zwarte stippellijnen en ononderbroken lijnen).309