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The Event Horizon Telescope (EHT) observed the compact radio source, Sagittarius A* (Sgr A* ), in the Galactic Center on 2017 April 5–11 in the 1.3 mm wavelength band. At the same time, interferometric array data from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array and the Submillimeter Array were collected, providing Sgr A* light curves simultaneous with the EHT observations. These data sets, complementing the EHT very long baseline interferometry, are characterized by a cadence and signal-to-noise ratio previously unattainable for Sgr A* at millimeter wavelengths, and they allow for the investigation of source variability on timescales as short as a minute. While most of the light curves correspond to a low variability state of Sgr A* , the April 11 observations follow an X-ray flare and exhibit strongly enhanced variability. All of the light curves are consistent with a rednoise process, with a power spectral density (PSD) slope measured to be between −2 and −3 on timescales between 1 minute and several hours. Our results indicate a steepening of the PSD slope for timescales shorter than 0.3 hr. The spectral energy distribution is flat at 220 GHz, and there are no time lags between the 213 and 229 GHz frequency bands, suggesting low optical depth for the event horizon scale source. We characterize Sgr A* ’s variability, highlighting the different behavior observed just after the X-ray flare, and use Gaussian process modeling to extract a decorrelation timescale and a PSD slope. We also investigate the systematic calibration uncertainties by analyzing data from independent data reduction pipelines.
Millimeter Light Curves of Sagittarius A* Observed during the 2017 Event Horizon Telescope Campaign
Wielgus M.;Marchili N.;Marti-Vidal I.;Keating G. K.;Ramakrishnan V.;Tiede P.;Fomalont E.;Issaoun S.;Neilsen J.;Nowak M. A.;Blackburn L.;Gammie C. F.;Goddi C.;Haggard D.;Lee D.;Moscibrodzka M.;Tetarenko A. J.;Bower G. C.;Chan C. -K.;Chatterjee K.;Chesler P. M.;Dexter J.;Doeleman S. S.;Georgiev B.;Gurwell M.;Johnson M. D.;Marrone D. P.;Mus A.;Psaltis D.;Ripperda B.;Witzel G.;Akiyama K.;Alberdi A.;Alef W.;Algaba J. C.;Anantua R.;Asada K.;Azulay R.;Bach U.;Baczko A. -K.;Ball D.;Balokovic M.;Barrett J.;Baubock M.;Benson B. A.;Bintley D.;Blundell R.;Boland W.;Bouman K. L.;Boyce H.;Bremer M.;Brinkerink C. D.;Brissenden R.;Britzen S.;Broderick A. E.;Broguiere D.;Bronzwaer T.;Bustamante S.;Byun D. -Y.;Carlstrom J. E.;Ceccobello C.;Chael A.;Chatterjee S.;Chen M. -T.;Chen Y.;Cho I.;Christian P.;Conroy N. S.;Conway J. E.;Cordes J. M.;Crawford T. M.;Crew G. B.;Cruz-Osorio A.;Cui Y.;Davelaar J.;De Laurentis M.;Deane R.;Dempsey J.;Desvignes G.;Dhruv V.;Dzib S. A.;Eatough R. P.;Emami R.;Falcke H.;Farah J.;Fish V. L.;Ford H. A.;Fraga-Encinas R.;Freeman W. T.;Friberg P.;Fromm C. M.;Fuentes A.;Galison P.;Garcia R.;Gentaz O.;Gold R.;Gomez-Ruiz A. I.;Gomez J. L.;Gu M.;Hada K.;Haworth K.;Hecht M. H.;Hesper R.;Ho L. C.;Ho P.;Honma M.;Huang C. -W. L.;Huang L.;Hughes D. H.;Ikeda S.;Impellizzeri C. M. V.;Inoue M.;James D. J.;Jannuzi B. T.;Janssen M.;Jeter B.;Jiang W.;Jimenez-Rosales A.;Jorstad S.;Joshi A. V.;Jung T.;Karami M.;Karuppusamy R.;Kawashima T.;Kettenis M.;Kim D. -J.;Kim J. -Y.;Kim J.;Kim J.;Kino M.;Koay J. Y.;Kocherlakota P.;Kofuji Y.;Koch P. M.;Koyama S.;Kramer C.;Kramer M.;Krichbaum T. P.;Kuo C. -Y.;La Bella N.;Lauer T. R.;Lee S. -S.;Leung P. K.;Levis A.;Li Z.;Lico R.;Lindahl G.;Lindqvist M.;Lisakov M.;Liu J.;Liu K.;Liuzzo E.;Lo W. -P.;Lobanov A. P.;Loinard L.;Lonsdale C.;Lu R. -S.;Mao J.;Markoff S.;Marscher A. P.;Matsushita S.;Matthews L. D.;Medeiros L.;Menten K. M.;Michalik D.;Mizuno I.;Mizuno Y.;Moran J. M.;Moriyama K.;Muller C.;Musoke G.;Myserlis I.;Nadolski A.;Nagai H.;Nagar N. M.;Nakamura M.;Narayan R.;Narayanan G.;Natarajan I.;Nathanail A.;Fuentes S. N.;Neri R.;Ni C.;Noutsos A.;Oh J.;Okino H.;Olivares H.;Ortiz-Leon G. N.;Oyama T.;Ozel F.;Palumbo D. C. M.;Paraschos G. F.;Park J.;Parsons H.;Patel N.;Pen U. -L.;Pesce D. W.;Pietu V.;Plambeck R.;PopStefanija A.;Porth O.;Potzl F. M.;Prather B.;Preciado-Lopez J. A.;Pu H. -Y.;Rao R.;Rawlings M. G.;Raymond A. W.;Rezzolla L.;Ricarte A.;Roelofs F.;Rogers A.;Ros E.;Romero-Canizales C.;Roshanineshat A.;Rottmann H.;Roy A. L.;Ruiz I.;Ruszczyk C.;Rygl K. L. J.;Sanchez S.;Sanchez-Arguelles D.;Sanchez-Portal M.;Sasada M.;Satapathy K.;Savolainen T.;Schloerb F. P.;Schuster K. -F.;Shao L.;Shen Z.;Small D.;Sohn B. W.;SooHoo J.;Souccar K.;Sun H.;Tazaki F.;Tilanus R. P. J.;Titus M.;Torne P.;Traianou E.;Trent T.;Trippe S.;van Bemmel I.;van Langevelde H. J.;van Rossum D. R.;Vos J.;Wagner J.;Ward-Thompson D.;Wardle J.;Weintroub J.;Wex N.;Wharton R.;Wiik K.;Wondrak M. F.;Wong G. N.;Wu Q.;Yamaguchi P.;Yoon D.;Young A.;Yuan F.;Young K.;Younsi Z.;Yuan Y. -F.;Zensus J. A.;Zhang S.;Zhao G. -Y.;Zhao S. -S.
2022-01-01
Abstract
The Event Horizon Telescope (EHT) observed the compact radio source, Sagittarius A* (Sgr A* ), in the Galactic Center on 2017 April 5–11 in the 1.3 mm wavelength band. At the same time, interferometric array data from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array and the Submillimeter Array were collected, providing Sgr A* light curves simultaneous with the EHT observations. These data sets, complementing the EHT very long baseline interferometry, are characterized by a cadence and signal-to-noise ratio previously unattainable for Sgr A* at millimeter wavelengths, and they allow for the investigation of source variability on timescales as short as a minute. While most of the light curves correspond to a low variability state of Sgr A* , the April 11 observations follow an X-ray flare and exhibit strongly enhanced variability. All of the light curves are consistent with a rednoise process, with a power spectral density (PSD) slope measured to be between −2 and −3 on timescales between 1 minute and several hours. Our results indicate a steepening of the PSD slope for timescales shorter than 0.3 hr. The spectral energy distribution is flat at 220 GHz, and there are no time lags between the 213 and 229 GHz frequency bands, suggesting low optical depth for the event horizon scale source. We characterize Sgr A* ’s variability, highlighting the different behavior observed just after the X-ray flare, and use Gaussian process modeling to extract a decorrelation timescale and a PSD slope. We also investigate the systematic calibration uncertainties by analyzing data from independent data reduction pipelines.
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simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.
