Akanksha Bij January 2025

Meet Akanksha Bij!

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Akanksha Bij is a doctoral candidate at Queen’s University, working with Dr. Kristine Spekkens. Her current research focuses on understanding galaxy formation and evolution in a cosmological context using neutral Hydrogen (HI) observations of gas-rich low-mass galaxies in the local universe. Akanksha is involved in forecasting an observing strategy for a new radio telescope, the Canadian Hydrogen Observatory and Radio-Transient Detector (CHORD), which is currently under construction and will carry out untargeted HI galaxy surveys in the upcoming years.

During her master’s research, Akanksha worked with Dr. Laura Fissel to understand the interplay between magnetic fields and stellar feedback in the star formation process. They used dust polarimetry observations to infer the plane-of-sky magnetic field orientation on sub-parsec (i.e filament) scales within a high-mass star-forming region known as RCW 36, located in the Vela C giant molecular cloud. This region is of particular interest because it has an ionized (HII) bipolar nebula powered by a massive star cluster which may be impacting the surrounding magnetic field. To determine if this was the case, Bij et al. 2024 quantified the relative alignment between the inferred magnetic field orientation and the orientation of elongated structures observed in several datasets such as dust emission, column density, temperature, and spectral line intensity maps.

Interestingly, the results show a bimodal trend where structures which are primarily observed with dense gas tracers show a statistically significant preference for perpendicular alignment relative to the magnetic field, while structures probed by photo-dissociation region (PDR) tracers tend to align preferentially parallel relative to the magnetic field. A PDR is the interfacing boundary between an ionized HII region and the surrounding molecular gas cloud. An instance of this bimodal trend is shown in the figure below. The longer wavelength (70500 m) dust maps, which primarily trace the dense molecular gas features, are found to have negative Zx values, indicating a preference for perpendicular alignment relative to the magnetic field. In contrast, the short wavelength (35 m) dust maps, which primarily trace warm gas structures heated by stellar feedback near the PDR, show positive Zx values, indicating a preference for parallel alignment. This finding suggests that the interstellar magnetic field may have been dynamically important and set a preferred direction of gas flow at the time that RCW 36 formed, resulting in a dense ridge developing perpendicular to the magnetic field. However, on filament-scales near the PDR region, stellar feedback may be energetically dominating the magnetic field, warping its geometry and the associated flux-frozen gas structures, causing the observed the preference for parallel relative alignment.

You can find the paper here.

The Projected Rayleigh Statistic, Zx, as a function of the wavelength of the dust map. Zx measures the statistical significance of the relative alignment between the magnetic field orientation and orientation of structures in a map (Jow et al 2018). A value |Zx|>3 is considered statistically significant, where Zx < 0 values indicate a preference for perpendicular relative alignment and Zx > 0 indicate a preference for parallel relative alignment.
Français: La statistique de Rayleigh projetée, Zx, en fonction de la longueur d’onde de la carte de poussière. Zx mesure la signification statistique de l’alignement relatif entre l’orientation du champ magnétique et l’orientation des structures sur une carte (Jow et al. 2018). Une valeur |Zx| > 3 est considérée comme statistiquement significative, où les valeurs Zx < 0 indiquent une préférence pour l’alignement relatif perpendiculaire et Zx > 0 indiquent une préférence pour l’alignement relatif parallèle.

Akanksha Bij est doctorante à Queen’s University et travaille avec Dr. Kristine Spekkens. Ses recherches actuelles portent sur la compréhension de la formation et de l’évolution des galaxies dans un contexte cosmologique, à l’aide d’observations d’hydrogène neutre (HI) de galaxies de faible masse riches en gaz dans l’univers local. Akanksha participe également à la préparation d’une stratégie d’observation pour un nouveau radiotélescope, le Canadian Hydrogen Observatory and Radio-Transient Detector (CHORD), qui est en construction et qui effectuera des relevés non ciblés de galaxies HI dans les années à venir.

Au cours de ses recherches de maîtrise, Akanksha a travaillé avec Dr. Laura Fissel pour comprendre l’interaction entre les champs magnétiques et la rétroaction stellaire dans le processus de formation des étoiles. Elles ont utilisé des observations de polarimétrie de la poussière pour déduire l’orientation du champ magnétique du plan du ciel à des échelles inférieures au parsec (filamentaires) dans une région de formation d’étoiles de masse élevée connue sous le nom de RCW 36, située dans le nuage moléculaire géant Vela C. Cette région est particulièrement intéressante car elle possède une nébuleuse bipolaire ionisée (HII) alimentée par un amas d’étoiles massif qui peut avoir un impact sur le champ magnétique environnant. Pour déterminer si c’était bien le cas, Bij et al. (2024) ont quantifié l’alignement relatif entre l’orientation du champ magnétique et l’orientation des structures allongées observées dans plusieurs ensembles de données tels que les cartes d’émission de poussière, de densité de colonne, de température et d’intensité de ligne spectrale.

Il est intéressant que les résultats montrent une tendance bimodale où les structures principalement observées avec des traceurs de gaz dense montrent une préférence statistiquement significative pour un alignement perpendiculaire par rapport au champ magnétique, tandis que les structures sondées par des traceurs de région de photodissociation (PDR) ont tendance à s’aligner préférentiellement parallèlement au champ magnétique. Une PDR est la limite d’interface entre une région HII ionisée et le nuage de gaz moléculaire environnant. Un exemple de cette tendance bimodale est illustré dans la figure ci-dessous. Les cartes de poussière de longueur d’onde plus longue (70-500 μm), qui tracent principalement les caractéristiques du gaz moléculaire dense, présentent des valeurs Zx négatives, indiquant une préférence pour l’alignement perpendiculaire par rapport au champ magnétique. En revanche, les cartes de poussière de longueur d’onde courte (3-5 μm), qui tracent principalement les structures de gaz chaud chauffées par la rétroaction stellaire près du PDR, présentent des valeurs Zx positives, indiquant une préférence pour l’alignement parallèle. Cette découverte suggère que le champ magnétique interstellaire a pu être dynamiquement important et définir une direction préférée du flux de gaz au moment de la formation de RCW 36, ce qui a donné lieu à une crête dense se développant perpendiculairement au champ magnétique. Cependant, sur les échelles de filaments proches de la PDR, la rétroaction stellaire peut dominer énergétiquement le champ magnétique, déformant sa géométrie et les structures de gaz associées figées par le flux, provoquant la préférence observée pour l’alignement relatif parallèle.

Vous pouvez trouver l’article ici.

 

Dylan Lazarus September 2024

Meet Dylan Lazarus!

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Dylan is a PhD student at McMaster university working with Dr. Laura Parker. He completed his BSc in Physics and Mathematics at McGill, and transitioned to studying astrophysics for his MSc, also completed at McMaster. Dylan’s primary research interest is studying the elusive population of rejuvenating galaxies using observations. It is widely assumed that the typical evolutionary pathway of a galaxy is the transition from star-forming to quenched. However, if a galaxy’s supply of cold gas is replenished after being quenched – due to internal or environmental processes – star formation can reignite in a process known as rejuvenation.

His MSc focused on studying the gas properties of rejuvenating galaxies using an existing selection method (Cleland & McGee, 2021). This method relies on comparing UV emission, which purportedly traces star formation on ~100 Myr timescales, to Hα line emission, which traces star formation on much shorter ~10 Myr timescales. However, through the past year of his PhD studies, he has found that these indicators are largely affected by dust extinction and trace overlapping timescales. He has now developed an improved method for identifying rejuvenating galaxies that is computationally inexpensive and uses only commonly observed regions of a galaxy’s spectral energy distribution.

Using stellar population synthesis codes, he studied the contribution of stars over 20 solar masses – capable of ionizing their surrounding media – to a galaxy’s UV emission. Short times (<10 Myr) after a burst of star formation, these ionizing stars account for over 90% of the integrated UV emission of the stellar population. While this contribution decreases over time, UV and Hα emission from rejuvenating galaxies does not trace star formation on distinct timescales. Dylan has derived a relation to convert a galaxy’s Hα emission to the UV emission produced by ionizing stars, to isolate the UV emission originating from stars below 20 solar masses. This results in two SFR indicators on distinct timescales, and coupled with dust corrections, offers a significantly more reliable classification diagnostic. A paper describing this method is currently in preparation to be submitted to MNRAS.

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Dylan est doctorant à McMaster University et travaille avec Dr. Laura Parker. Il a obtenu son Bachelor en physique et en mathématiques à McGill et a fait la transition vers l’étude de l’astrophysique pour sa maîtrise, obtenue à McMaster. L’objectif principal de la recherche de Dylan est d’étudier la population — très rare — de galaxies “rajeunissantes” à l’aide d’observations. Il est largement admis que l’évolution typique d’une galaxie est sa transition de la formation d’étoiles jusqu’à l’extinction. Cependant, si l’approvisionnement en gaz froid d’une galaxie est reconstitué après avoir été éteinte (en raison de processus internes ou environnementaux), la formation d’étoiles peut se rallumer dans un processus connu sous le nom de “rajeunissement”.

La maîtrise de Dylan s’est focalisée sur l’étude des propriétés du gaz des galaxies rajeunissantes à l’aide d’une méthode de sélection existante (Cleland & McGee, 2021). Cette méthode repose sur la comparaison de l’émission ultraviolette (UV), qui retrace la formation d’étoiles sur des échelles de temps d’environ 100 millions d’années, à l’émission de la raie Hα, qui retrace la formation d’étoiles sur des échelles de temps beaucoup plus courtes d’environ 10 millions d’années. Cependant, au cours de la dernière année de ses études de doctorat, Dylan a découvert que ces indicateurs sont largement affectés par l’extinction due à la poussière et qu’ils tracent des échelles de temps qui se chevauchent. Dorénavant, il a développé une meilleure méthode pour identifier les galaxies rajeunissantes qui est peu coûteuse en termes de calcul et qui utilise uniquement les régions couramment observées de la distribution spectrale d’énergie d’une galaxie.

En utilisant des codes de synthèse de populations stellaires, il a étudié la contribution des étoiles de plus de 20 masses solaires — capables d’ioniser leur milieu environnant — à l’émission UV d’une galaxie. Peu de temps après une explosion de formation d’étoiles (< 10 millions d’années), ces étoiles ionisantes représentent plus de 90 % de l’émission UV intégrée de la population stellaire totale. Bien que cette contribution diminue avec le temps, l’émission UV et Hα des galaxies rajeunissantes ne trace donc pas la formation d’étoiles sur des échelles de temps distinctes. Dylan a dérivé une relation pour convertir l’émission Hα d’une galaxie en émission UV produite par les étoiles ionisantes, afin d’isoler l’émission UV provenant d’étoiles de moins de 20 masses solaires. Il en résulte alors deux indicateurs de taux de formation d’étoiles sur des échelles de temps distinctes et, couplés à des corrections d’extinction liées à la poussière, offre un diagnostic de classification nettement plus fiable. Un article décrivant cette méthode est actuellement en préparation pour être soumis au journal MNRAS.

Megan Oxland September 2023

Meet Megan Oxland!

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Megan Oxland (she/her) is a PhD student at McMaster University working with Dr. Laura Parker. Having previously completed her BSc in mathematics at the University of British Columbia, she moved to Hamilton, ON to pursue graduate studies in astrophysics. During her time at UBC, Megan was a LEGO robotics instructor where she taught young children how to program robots at an after school program. This job sparked an interest in both teaching and science outreach, two things she is still heavily involved with today. At McMaster, Megan is a presenter at the William J. McCallion Planetarium, and over the past year has also been involved with the McMaster portable planetarium. She is a member of Promoting Inclusion in Physics and Astronomy, and helps to organize the annual event Elevate: a Day for Inclusion in Science. Outside of academia she loves to bake and embroider, and plays on the Physics and Astronomy softball and inner tube waterpolo teams.

Megan is an observational astronomer who studies the evolution of galaxies in dense environments. As galaxies fall into groups and clusters they experience a reduction in star formation (a process known as quenching), and they transition in morphology from spiral to elliptical. However, there is no consensus among astronomers as to what the dominant environmental quenching mechanism is that drives this evolution. Using observational data from the Sloan Digital Sky Survey and galaxy position in projected phase space, she traces the evolution of star formation rate and morphology as a function of infall time (the time a galaxy has been a part of it’s current environment). By studying the timescales associated with the changes in these two properties, she is interested in determining the dominant environmental mechanism that drives galaxy evolution in groups and clusters.

Figure 2 from Oxland+(submitted) which shows the quenched fraction of galaxies as a function of infall time. The three panels correspond to low, intermediate, and high mass galaxies, respectively, in groups (dotted lines) and clusters (solid lines). The quenched fraction of the isolated field galaxies is shown as a black star, and the black dashed line denotes a quenched fraction of 0.5. The main take away from this figure is that the quenched fraction increases over time for galaxies of all masses falling into both groups and clusters. However, the strongest trends are found in low mass galaxies falling into groups. This suggests these galaxies are the most affected by their environment. Français: Figure 2 de Oxland+ (soumis) qui montre la fraction de galaxies quenchées en fonction du temps de chute. Les trois panneaux correspondent respectivement aux galaxies de petite, moyenne et grande masse, dans les groupes (lignes pointillées) et les amas (lignes continues). La fraction de galaxies isolées quenchées est représentée par une étoile noire, et la ligne en tiret montre une fraction de quenching de 0.5. Le message principal de cette figure est que la fraction de quenching augmente avec le temps pour les galaxies de toutes masses, que ce soit dans les groupes ou les amas. En revanche, les plus fortes tendances sont trouvées dans les galaxies de petite masse chutant dans les groupes. Cela suggère que ces galaxies sont les plus affectées par leur environnement.

Megan Oxland (elle) est doctorante à McMaster University sous la supervision de Dr. Laura Parker. Ayant précédemment complété son Bachelor en Mathématiques à University of British Columbia (UBC), elle a déménagé à Hamilton, ON afin de poursuivre ses études en astrophysique. Pendant ses études à UBC, Megan était une instructrice en robotique pour LEGO où elle a enseigné à des jeunes enfants comment programmer des robots lors d’un programme extra-scolaire. Ce travail a généré chez Megan un intérêt pour l’enseignement et la vulgarisation scientifique, deux choses avec lesquelles elle est toujours très impliquée aujourd’hui. À McMaster, Megan est présentatrice au Planétarium William J. McCallion, et l’année dernière elle gérait également le planétarium portatif de McMaster. Elle est membre de Promoting Inclusion in Physics and Astronomy, et aide à organiser l’évènement annuel “Elevate: a Day for Inclusion in Science”. En dehors des études, Megan adore faire des gâteaux et broder, et elle joue dans les équipes de softball et de inner tube water-polo du département de Physique & Astronomie.

Megan est une astronome observationnelle qui étudie l’évolution des galaxies dans les environnements denses. Lorsque les galaxies tombent dans les groupes et les amas, elles subissent une réduction de leur taux de formation d’étoiles (un processus appelé quenching) et elles transitionnent en morphologie de spirale à elliptique. Cependant, il n’y a pas de consensus parmi les astronomes sur le mécanisme environnemental de quenching dominant qui dirige cette évolution. En utilisant les données du Sloan Digital Sky Survey et la position des galaxies dans l’espace des phases projeté, Megan retrace l’évolution du taux de formation d’étoiles et de la morphologie en fonction du temps de chute (le temps depuis qu’une galaxie fait partie de son environnement actuel). En étudiant les échelles de temps associées aux changements de ces propriétés, elle cherche à découvrir quel est le principal mécanisme environnemental de quenching des galaxies dans les groupes et les amas.

Laya Ghodsi

Meet our December Highlightee, Laya Gohdsi, from UBC!

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How does the environment of galaxies affect their star formation activity?

This is the main question of my Ph.D. research.

 

Galaxies are one of the most important observable objects and the building blocks of the universe. They are made up of dark matter, stars, and gas. The cold gaseous component of galaxies can compress and form new stars under specific physical conditions. The star formation activity of galaxies, in general, depends on their gas resources to fuel star formation and the efficiency of forming new stars. Among the different parameters that affect these two properties of galaxies, the galactic environment interests me the most. Since star formation is a multi-physics and multi-scale process, the environment of galaxies at different physical scales can affect them through interactions with galaxy clusters and neighbour galaxies at the large scale down to interactions with nearby diffuse gas at smaller physical scales.

 

Using both observational data sets and cosmological simulations, I am trying to shed new light on the relationship between galactic star formation and the environments of galaxies at different physical scales.

 

Image of the Virgo cluster of galaxies taken with the Palomar Observatory 48-inch Schmidt telescope as part of the Digitized Sky Survey 2. Virgo is a large cluster of more than 1300 galaxies, making it a “crowded” area for galaxies to live in and evolve with many interactions with neighbours! (Credit: ESO/Digitized Sky Survey 2) Image de l’amas galactique Virgo prise avec le télescope de Schmidt de 48-pouces depuis l’observatoire Palomar en partie de l’enquête “Digitized Sky Survey 2” (Enquête du Ciel Digitaliser 2). Virgo est un amas galactique large de plus de 1300 galaxies, ce qui en fait une région “surpeuplée” où les galaxies vivent et évoluent avec beaucoup d’interactions avec leurs voisins!

Comment l’environnement des galaxies affecte leur activité de formation stellaire?
Voici la question principale de ma recherche de doctorat.

Les galaxies sont l’un des plus importants objets observables et le bloc de construction de l’univers. Elles sont composées de matière noir, d’étoiles et de gaz. Le component froid et gazeux des galaxies peut être compressé et former de nouvelles étoiles sous de spécifiques conditions physiques. L’activité de formation stellaire des galaxies, en général, dépend de leur ressource de gaz pour alimenter la formation stellaire et de l’efficacité à former de nouvelles étoiles. Parmi les différents paramètres qui affect ces deux propriétés de galaxie, l’environnement galactique est celui qui m’intéresse le plus. Puisque la formation stellaire est un processus multiphysique et multiéchelle, l’environnement galactique a des échelles physiques différentes peut les affecter par des interactions avec des amas galactiques et des galaxies voisines sur grande échelle jusqu’à des interactions avec du gaz proche et diffus a de plus petites échelles physiques.

En utilisant à la fois des données observatoire et des simulation cosmologique, j’essaye de faire la lumière sur la relation entre la formation stellaire galactique et l’environnement des galaxies à différentes échelles physiques.

Henri Lamarre

Meet Henri Lamarre from l’Université de Montréal!

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Solar flares are events triggered by magnetic reconnection in the magnetic field, which encompasses the solar corona and extends into its photosphere. The Earth’s magnetic field stops the majority of particles emitted by solar flares which reach the Earth. Thus, these eruptions do generally not directly affect humans. However, in the case of significant solar eruptions, the ejected particles can penetrate the terrestrial magnetic field and affect humans and our terrestrial infrastructure. In effect, these events pose a severe danger to the safety of our astronauts, cause lasting damage to our electrical grid on Earth, and scramble satellite communications. 

Therefore, correctly predicting significant solar eruptions remains an active research field for several decades. However, the current models are not yet trustworthy. Most models do not predict the flares better than the static mean of the frequency of the flares. The solar flares have much in common with avalanches since they are both characterized by the accumulation of energy over a considerable period followed by a rapid outburst of this energy covering a vast range of characteristic scales. Moreover, other systems, such as seismic events or forest fires, share similar characteristics. Thus, network models have shown great promise in modeling types of phenomena and predicting their occurrence. The network models calculate the twisting of the magnetic field in the coronal loops to produce magnetic reconnections, thus modeling solar flares.

My project is to predict solar flare events using data assimilation techniques coupled with avalanche models. This methodology was established by Strugarek et al. 2014 and has undergone several tests (Thibeault et al. 2022). The idea, thus, is to build upon this existing protocol  an operation system of prediction for intense solar flares.

Les éruptions solaires sont des évènements déclenchés par la reconnexion magnétique dans le champ magnétique s’étendant dans la couronne solaire à partir de sa photosphère. La grande majorité des particules émises par éruptions solaires qui atteignent la terre sont stoppés par son champ magnétique. Ainsi, ces éruptions n’affectent pas directement les humains. Cependant, dans le cas d’éruptions solaires majeures, les particules éjectées peuvent pénétrer le champ magnétique terrestre et affecter les humains et les infrastructures terrestres. En effet, ces évènements peuvent poser un réel danger pour la santé des astronautes, causer des dommages aux réseaux de distribution électrique sur la terre, ainsi que brouiller la communication satellite.
Ainsi, prédire correctement les éruptions majeures demeure un champ de recherche très actif depuis plusieurs décennies. Cependant, les modèles actuels ne sont pas encore très performants. La plupart des modèles actuels ne peuvent prédire beaucoup mieux qu’au-delà des statistiques moyennes de la fréquence des éruptions du Soleil. Les éruptions solaires ont beaucoup en commun avec les avalanches car ces phénomènes sont caractérisés par l’accumulation d’énergie sur une grande période temporelle, suivie d’une libération d’énergie rapide et couvrant une vaste gamme d’échelles caractéristiques. Par ailleurs, d’autres systèmes partagent ces caractéristiques, comme par exemple les séismes et les feux de forêts. Ainsi, les modèles sur réseau se sont montrés prometteurs dans la modélisation de ce type de phénomènes, ainsi que dans leur prédiction. Ces modèles sur réseau modélisent la torsion du champ magnétique dans les boucles coronales ainsi que les reconnexions magnétiques qui s’y produisent.
Ainsi, mon projet est de prédire les éruptions solaires en utilisant des techniques d’assimilations de données couplées aux modèles avalanches. Ce protocole de prédiction a déjà été établi (Strugarek, et al. 2014) et a déjà fait ses preuves. (Thibeault, et al. 2022) L’idée est ici de bâtir sur ce protocole existant un système de prédiction opérationel des fortes éruptions solaires

Les éruptions solaires sont des évènements déclenchés par la reconnexion magnétique dans le champ magnétique s’étendant dans la couronne solaire à partir de sa photosphère. La grande majorité des particules émises par éruptions solaires qui atteignent la terre sont stoppés par son champ magnétique. Ainsi, ces éruptions n’affectent pas directement les humains. Cependant, dans le cas d’éruptions solaires majeures, les particules éjectées peuvent pénétrer le champ magnétique terrestre et affecter les humains et les infrastructures terrestres. En effet, ces évènements peuvent poser un réel danger pour la santé des astronautes, causer des dommages aux réseaux de distribution électrique sur la terre, ainsi que brouiller la communication satellite.   

Ainsi, prédire correctement les éruptions majeures demeure un champ de recherche très actif depuis plusieurs décennies. Cependant, les modèles actuels ne sont pas encore très performants. La plupart des modèles actuels ne peuvent prédire beaucoup mieux qu’au-delà des statistiques moyennes de la fréquence des éruptions du Soleil. Les éruptions solaires ont beaucoup en commun avec les avalanches car ces phénomènes sont caractérisés par l’accumulation d’énergie sur une grande période temporelle, suivie d’une libération d’énergie rapide et couvrant une vaste gamme d’échelles caractéristiques. Par ailleurs, d’autres systèmes partagent ces caractéristiques, comme par exemple les séismes et les feux de forêts. Ainsi, les modèles sur réseau se sont montrés prometteurs dans la modélisation de ce type de phénomènes, ainsi que dans leur prédiction. Ces modèles sur réseau modélisent la torsion du champ magnétique dans les boucles coronales ainsi que les reconnexions magnétiques qui s’y produisent. 

Ainsi, mon projet est de prédire les éruptions solaires en utilisant des techniques d’assimilations de données couplées aux modèles avalanches. Ce protocole de prédiction a déjà été établi (Strugarek, et al. 2014) et a déjà fait ses preuves. (Thibeault, et al. 2022) L’idée est ici de bâtir sur ce protocole existant un système de prédiction opérationel des fortes éruptions solaires

 

 

Co-direction: Paul Charbonneau (Université de Montréal) et Antoine Strugarek (CEA Paris-Saclay)                                                

Pamela Freeman; November 2022

Meet Pamela Freeman, October’s GradHighlightee! 

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How do complex, potentially pre-biotic, molecules form during the star formation process? Pamela studies this through astrochemistry—specifically, the molecular makeup and evolution of Galactic gas and dust clouds. Using radio telescopes in the millimeter and sub-millimeter range, the molecular spectral line emission of carbon-based complex and carbon-chain bearing molecules is detected and studied. These molecules, and their formation, are highly sensitive to environmental conditions, thus the presence, spatial distribution, intensity of the observations reveals the physical conditions and evolutionary history of the region.

 

Pamela’s PhD research, under the supervision of Dr. René Plume at the University of Calgary, focuses on the question: if there are abundant carbon chain molecules in high mass star forming regions, where are they and how did they get there? With recent surveys from the GBT 100m dish and the IRAM 30m Telescope, Pamela has mapped and modeled spectral lines of methanol, CH3OH, and propyne, CH3CCH, as examples of complex organic and carbon-chain molecules. The temperature and column density (number of molecules along the line of sight) are discerned from the relative and absolute intensity of the spectral lines. Each transition line traces different environmental conditions; having numerous lines gives greater confidence in the resulting parameters.

 

Methanol and propyne are found to have different temperature and velocity structure through our local thermodynamic equilibrium model, meaning they are emitting from different physical environments or gas. Propyne, at the modeled temperatures of 20-30 K, could be retained from cold gas-phase formation early in the star forming cycle, or, could be regenerated in these ‘warm’ environments near a protostar. Comparing the observed molecular densities to chemical evolution models will further discern the formation route. Since high mass star forming regions are responsible for most of the star formation in the Galaxy, these results will help us understand how these important chemical processes proceed as a link between the interstellar medium and planetary bodies.

 

Aside from star formation, Pamela can be found working on CASCA GSC vice-chair duties, her science communication skills, and learning ways to make academic science accessible. She also loves to spend time outdoors, away from her computer.

 

The velocity (top row), column density (bottom left, contours are in levels of 1e13, 4e13, 7e13, 1e14, 4e14 cm-2), and excitation temperature (bottom right, contours in levels of 15, 20, 25, 30, 35 K) of methanol, CH3OH, and propyne, CH3CCH, around the high mass star forming region IRAS 20126+4104, marked with the white ‘x’. The velocity of IRAS 20126+4104 is -3.5 km/s. Methanol aligns with a small scale outflow oriented SE-NW (Cesaroni et al. 1997,1999), while propyne aligns with a large scale outflow oriented S-N (Wilking et al. 1990, Shepherd et al. 2000). Methanol is concentrated around the known hot core, with a steeper gradient of temperature reaching a maximum of 42 K just offset from the source. Propyne has a relatively extended distribution, with a more uniform temperature of 20-30 K. We do not see the hot core temperatures of > 100 K, as we are likely smoothing it out with the resolution of single dish telescopes.                                     La vitesse (ligne du haut), la densité de colonne (en bas à gauche, les contours sont dans les niveaux de 1e13, 4e13, 7e13, 1e14, 4e14 cm-2), et la température d’excitation (en bas à droite, les contours sont dans les niveaux de 15, 20, 25, 30, 35 K) du méthanol, CH3OH, et du propyne, CH3CCH, autour de la région de formation d’étoiles de masse élevée IRAS 20126+4104, marquée par le ‘x’ blanc. La vitesse d’IRAS 20126+4104 est de -3,5 km/s. Le méthanol s’aligne avec un écoulement à petite échelle orienté SE-NW (Cesaroni et al. 1997,1999), tandis que la propyne s’aligne avec un écoulement à grande échelle orienté S-N (Wilking et al. 1990, Shepherd et al. 2000). Le méthanol est concentré autour du noyau chaud connu, avec un gradient de température plus raide atteignant un maximum de 42 K juste à l’écart de la source. Le propyne a une distribution relativement étendue, avec une température plus uniforme de 20-30 K. Nous ne voyons pas les températures du noyau chaud de > 100 K, car nous les lissons probablement avec la résolution des télescopes à une seule antenne.

 

 

 

Voici Pamela Freeman, la lauréate du mois d’octobre ! 

 

Comment des molécules complexes, potentiellement pré-biotiques, se forment-elles au cours du processus de formation des étoiles ? Pamela étudie cette question par le biais de l’astrochimie, et plus précisément de la composition moléculaire et de l’évolution des nuages de gaz et de poussière galactiques. À l’aide de radiotélescopes dans le domaine millimétrique et submillimétrique, elle détecte et étudie l’émission des lignes spectrales moléculaires des molécules complexes à base de carbone et des molécules à chaîne carbonée. Ces molécules, et leur formation, sont très sensibles aux conditions environnementales. Ainsi, la présence, la distribution spatiale et l’intensité des observations révèlent les conditions physiques et l’histoire de l’évolution de la région.

 

La recherche doctorale de Pamela, sous la supervision du Dr René Plume à l’Université de Calgary, se concentre sur la question suivante : s’il y a des molécules de chaîne de carbone en abondance dans les régions de formation d’étoiles de masse élevée, où sont-elles et comment sont-elles arrivées là ? Grâce aux récents relevés de la parabole de 100 m du GBT et du télescope de 30 m de l’IRAM, Pamela a cartographié et modélisé les lignes spectrales du méthanol, CH3OH, et de la propyne, CH3CCH, qui sont des exemples de molécules organiques complexes et à chaîne de carbone. La température et la densité de la colonne (nombre de molécules le long de la ligne de visée) sont discernées à partir de l’intensité relative et absolue des lignes spectrales. Chaque ligne de transition retrace différentes conditions environnementales ; le fait d’avoir de nombreuses lignes donne une plus grande confiance dans les paramètres résultants.

 

Notre modèle d’équilibre thermodynamique local révèle que le méthanol et le propyne ont une structure de température et de vitesse différente, ce qui signifie qu’ils sont émis par des environnements physiques ou des gaz différents. Le propyne, aux températures modélisées de 20-30 K, pourrait être retenu de la formation de la phase gazeuse froide au début du cycle de formation des étoiles, ou pourrait être régénéré dans ces environnements ” chauds ” près d’une proto-étoile. La comparaison des densités moléculaires observées avec les modèles d’évolution chimique permettra de mieux discerner la voie de formation. Comme les régions de formation d’étoiles de haute masse sont responsables de la plupart de la formation d’étoiles dans la Galaxie, ces résultats nous aideront à comprendre comment ces processus chimiques importants se déroulent en tant que lien entre le milieu interstellaire et les corps planétaires.

 

En dehors de la formation d’étoiles, on peut trouver Pamela en train de travailler sur les fonctions de vice-présidente du CSS de la CASCA, sur ses compétences en communication scientifique et sur les moyens de rendre la science universitaire accessible. Elle aime également passer du temps à l’extérieur, loin de son ordinateur.

 

Adam Dong

Meet Adam Dong from UBC!

I am a graduate student at UBC and a member of the CHIME/FRB and CHIME/Pulsar collaborations. Fast radio bursts (FRBs) are bright millisecond bursts in radio frequencies. There have been many theories over their origin, ranging from kilonovae to extraterrestrial activity; however, they remain a mystery. Recently CHIME/FRB has found that at least some of the population of FRBs can likely be explained by magnetars. I am also interested in pulsar science. Pulsars are dense objects which are the remnants of massive stars. They behave like lighthouses in radio frequencies and we detect them as pulsed emissions on Earth. I use CHIME/FRB as a giant net to find new pulsars candidates and CHIME/Pulsar as a sieve to filter out the noise from astrophysical signals.

Pulsars are used for many things, from low-frequency gravitational wave detections to testing fundamental physics. While we can utilize pulsars at great lengths, there have always been foundational questions, like their emission mechanism, left wanting. Several exciting varieties of pulsars that can help study their intrinsic properties are nulling pulsars, intermittent pulsars, and Rotating Radio Transients (RRATs). The place that each type of object holds amongst neutron stars is still a hotly debated subject, and they are often conflated. I am attempting to use CHIME/FRB to approach this problem.

Copyright 2016 Richard Shaw, drone photo of the CHIME telescope located at the Dominion Radio Astrophysical Observatory a national facility for astronomy.

 

Je suis un étudiant au troisième cycle à l’Université de Colombie Brittanque. En plus, je suis un membre de deux collaborations: CHIME/FRB et CHIME/Pulsar. Les sursauts rapids en radio (FRBs en anglais) sont les sursauts brillants qui durent plusieurs milliseconds en radio. Il y a plusieurs théories qui décrivent leur origine; des théories constatent qu’ils proviennent des kilonovae et les autres constatent qu’ils proviennent de l’acitivité extraterrestre. Cependant, leur vraie origine demeure inconnue. Récemment, le collaboration de CHIME/FRB a trouvé qu’il existe une population de ces FRBS qui proviennent de magnetars. Magnetars sont les remnantes d’une étoile massive qui sont extrêmement denses qui ont des champs magnétique forts. J’utilise CHIME pour découvrir nouveux FRBs.

 

CaTS

The CASCA Graduate Student Committee (GSC) is reviving our seminar series, CaTS (Canadian Telescope Seminars) with a new twist — Canadian Telescope/Theoretical Seminars. While CaTS previously (2021 series) focused solely on telescopes and instrumentation, we now expand its scope to include the theoretical content behind the telescopes and instrumentation.

The aim of the series remains the same: to spotlight the diverse astronomical observatories or telescope missions that Canada is involved in. We now simply also spotlight the theoretical side of these observatories (the theory behind the acquisition or analysis of their data, including any modeling or simulation-based techniques). The seminar will be held alternately, one session featuring an observatory/mission/telescope, and the following session showcasing the theoretical side of that same observatory.

Next Session: February 7 2025, 2pm EST

Title: Infrared Eyes on the Cosmos: Canada’s Role in JWST’s Groundbreaking Science

Speaker: Dr. Heidi White (Université de Montréal; Canadian Space Agency)

Abstract: The James Webb Space Telescope (JWST) is transforming our understanding of the cosmos, from the earliest galaxies to the atmospheres of distant exoplanets. But how does its groundbreaking design enable these discoveries? In this talk, I will explore how JWST’s engineering – its segmented mirror, infrared vision, and unparalleled sensitivity – was purpose-built to answer some of the most pressing questions in astronomy. I will highlight the critical contributions of Canadian astronomers, including research supported by Canada’s own instrument on board, NIRISS. From peering into the atmospheres of exoplanets to uncovering some of the first galaxies that formed after the Big Bang, I will showcase some of the most exciting results led by Canadian researchers. Join me for a journey through the science of JWST and Canada’s role in unlocking the secrets of our Universe.

Zoom info:

https://westernuniversity.zoom.us/j/99804497920

Passcode: 386020

Date (M/D/Y) Observatory Youtube Link PDF Link
03/10/2021 Canada-France-Hawai’i Telescope (CFHT) https://youtu.be/tEO-rXy5pEI CFHT.pdf
04/28/2021 James Clark Maxwell Telescope (JCMT) https://youtu.be/h5gbP–iiCQ JCMT.pdf
05/19/2021 Square Kilometer Array (SKA) https://youtu.be/IAflQe4tM2A SKA.pdf
06/16/2021 Canadian Space Telescope (CASTOR) ———— ————
07/14/2021 Gemini Observatory ———— Gemini.pdf
10/27/2021 James Web Space Telescope (JWST) https://www.youtube.com/watch?v=NUGu6VLE0zU JWST.pdf
11/17/2021 Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) https://youtu.be/4oEjeehb-Vc CHIME-FRB.pdf & CHIME-Pulars.pdf
11/29/2023 Simons Observatory – Instrumentation https://www.youtube.com/watch?v=tZssqQ4X6HU ————
12/13/2023 Simons Observatory – Science Goals https://www.youtube.com/watch?v=rXepbW8d1Rs ————
01/07/2025 James Web Space Telescope (JWST) – Instrumentation https://www.youtube.com/watch?v=ahqyjyFnalU ————

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