Meet Peter Quigley!

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Peter Quigley is a second-year Master’s student at Western University, working under the supervision of Professor Carol E. Jones. His project focuses on simulating the evolution of viscous disks around massive, rapidly rotating stars using custom-built hydrodynamics code.

Be stars are a special class of B stars, the second most massive stars, which rotate close to the critical velocity where their outer layers are no longer supported by pressure. Due to a phenomenon at the surface, material is continuously ejected from the equator into orbit around the star, gradually forming a hot, viscously coupled ‘decretion’ disk. As the disk is constantly supplied with new material from the inner edge, angular momentum is transported outwards, causing the disk to grow. In many cases, a binary companion orbits the Be star and feeds off the decreting material in repeating energetic events.

Because of the unique feeding mechanism of their disks, Be stars serve as important checks on astronomers’ understanding of stellar evolution, fluid dynamics, and orbital mechanics. Peter’s project aims to closely examine the angular momentum lost by the star to the disk and track its flow throughout the disk’s evolution. By measuring the amount of angular momentum that flows away from the star, Peter hopes to better constrain the processes at the surface that keep the star rotating near the critical rate. He aims to achieve this by using a 3D hydrodynamics code to build a number of ‘typical’ Be binary systems, each with a preconstructed disk, and recording the position and velocity of particles that are accreted onto the primary or secondary star and those ejected from the simulation entirely. This approach allows precise measurement of how orbital parameters, initial disk conditions, and injection rates can change accretion flows in these fascinating stellar systems.

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Peter Quigley est étudiant à la maîtrise en deuxième année à l’Université Western, sous la supervision de la professeure Carol E. Jones. Son projet porte sur la simulation de l’évolution de disques visqueux autour d’étoiles massives et en rotation rapide à l’aide d’un code hydrodynamique personnalisé.

Les étoiles Be sont une classe particulière d’étoiles de type B — les deuxièmes plus massives — qui tournent près de la vitesse critique à laquelle leurs couches externes ne sont plus maintenues par la pression. En raison d’un phénomène se produisant à leur surface, de la matière est continuellement éjectée de l’équateur pour se placer en orbite autour de l’étoile, formant progressivement un disque chaud et visqueux dit « disque de décrétion ». Ce disque est constamment alimenté par de la matière provenant du bord intérieur, ce qui entraîne un transport du moment cinétique vers l’extérieur et permet au disque de croître. Dans de nombreux cas, une étoile compagne en orbite autour de l’étoile Be accapare la matière du disque au cours d’événements énergétiques répétés.

En raison du mécanisme unique d’alimentation de leurs disques, les étoiles Be constituent des laboratoires importants pour tester la compréhension des astronomes sur l’évolution stellaire, la dynamique des fluides et la mécanique orbitale. Le projet de Peter vise à étudier en détail le moment cinétique perdu par l’étoile au profit du disque et à suivre son évolution à travers le disque. En mesurant la quantité de moment cinétique qui s’échappe de l’étoile, Peter espère mieux contraindre les processus à sa surface qui permettent à l’étoile de maintenir une rotation proche de la vitesse critique. Il prévoit d’y parvenir en utilisant un code hydrodynamique 3D pour construire plusieurs systèmes binaires « typiques » d’étoiles Be, chacun avec un disque préconstruit, et en enregistrant la position et la vitesse des particules accrétées par l’étoile primaire ou secondaire ainsi que celles éjectées du système. Cette approche permet de mesurer précisément comment les paramètres orbitaux, les conditions initiales du disque et les taux d’injection influencent les flux d’accrétion dans ces systèmes stellaires fascinants.

Meet Charlotte Smith-Perez!

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Charlotte Smith-Perez is a second year astrophysics master’s student at Western University, working under the supervision of Professor Els Peeters. Her project focuses on studying the infrared emission of organic molecules in a planetary nebula using JWST mid-infrared observations.

Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) are a family of organic molecules composed of benzene rings fused together in different configurations and sizes. These molecules are abundant throughout the Universe, found in nebulae, the interstellar medium, proto-planetary disks, star-forming regions and galaxies. PAHs are detected via their characteristic infrared vibrational modes. Variations in PAH emission is caused by the response of the PAH population (in terms of charge, size, structure) to changing physical conditions (temperature, density, radiation field) of their host environment. PAH emission therefore serves as a diagnostic tool to probe the conditions of their environment. The PAH population also influences the conditions within their host environment, serving as a primary heating source for the interstellar medium and regulating chemical abundances. Understanding PAH formation and evolution is therefore critical to unraveling the physical and chemical pathways that govern star- and planet-formation.

Charlotte’s project investigates the PAH population in NGC7027 – a young, hot, carbon-rich planetary nebula. PAHs are formed in the stellar evolutionary phase prior to the planetary nebula phase, therefore making NGC7027 an ideal laboratory to characterize PAHs shortly after their birth. The project utilizes JWST MIRI spectral data to examine how PAH properties vary across distinct regions of NGC 7027 and link these variations to local physical conditions. Preliminary results reveal unique PAH spectral profiles not previously observed and significant spectral variations across the nebula. This project sheds light on the lifecycle of PAHs, connecting their evolution to interstellar enrichment and star- and planet-formation in the nearby Universe.

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Charlotte Smith-Perez est étudiante à la maîtrise en astrophysique à l’Université Western, en deuxième année, sous la supervision de la professeure Els Peeters. Son projet porte sur l’étude de l’émission infrarouge de molécules organiques dans une nébuleuse planétaire à l’aide d’observations dans le moyen infrarouge du télescope spatial James Webb (JWST).

Les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) sont une famille de molécules organiques composées d’anneaux de benzène fusionnés selon différentes configurations et tailles. Ces molécules sont abondantes dans l’Univers, se retrouvant dans les nébuleuses, le milieu interstellaire, les disques protoplanétaires, les régions de formation stellaire et les galaxies. Les HAP sont détectés grâce à leurs modes vibrationnels caractéristiques dans l’infrarouge. Les variations de l’émission des HAP sont causées par la réponse de la population de HAP (en termes de charge, taille et structure) aux conditions physiques changeantes (température, densité, champ de rayonnement) de leur environnement hôte. L’émission des HAP sert donc d’outil diagnostique pour sonder les conditions de leur milieu. La population de HAP influence également ces conditions en agissant comme source principale de chauffage du milieu interstellaire et en régulant les abondances chimiques. Comprendre la formation et l’évolution des HAP est donc essentiel pour démêler les processus physiques et chimiques qui gouvernent la formation des étoiles et des planètes.

Le projet de Charlotte étudie la population de HAP dans NGC 7027 — une nébuleuse planétaire jeune, chaude et riche en carbone. Les HAP se forment durant la phase évolutive stellaire précédant celle de nébuleuse planétaire, faisant de NGC 7027 un laboratoire idéal pour caractériser les HAP peu après leur formation. Le projet utilise des données spectrales de l’instrument MIRI du JWST pour examiner comment les propriétés des HAP varient dans les différentes régions de NGC 7027 et relier ces variations aux conditions physiques locales. Les résultats préliminaires révèlent des profils spectraux uniques de HAP jamais observés auparavant ainsi que des variations spectrales importantes à travers la nébuleuse. Ce projet éclaire le cycle de vie des HAP, reliant leur évolution à l’enrichissement interstellaire et à la formation d’étoiles et de planètes dans l’Univers proche.

Meet Camille Poitras!

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Camille Poitras is a first-year master’s student at Université Laval under the supervision of Dr. Marie-Lou Gendron-Marsolais. Her research focuses on the filamentary nebulae associated with the brightest cluster galaxies (BCGs), with a particular emphasis on M87, in order to better understand the dynamics of these structures. In parallel, she is finalizing a project initiated during her undergraduate research internship, conducted under the primary supervision of Pr. René-Pierre Martin (U. Hawaii), in collaboration with Prs L. Drissen, C. Robert, and H. Martel (U. Laval). This work investigates star formation and chemical enrichment in two well-known galaxies involved in a relatively recent collision: NGC 2207 and IC 2163. 

Using data cubes targeting the main emission lines in the visible spectrum, obtained with the SITELLE/CFHT Fourier transform imaging spectrometer, Camille and her supervisors analyzed the physical properties of many HII region complexes within NGC 2207 / IC 2163. Their optimized detection method has resulted in an order-of-magnitude increase in the number of detected HII regions compared to previous studies. Several properties were extracted, and then, for the first time, the complexes were separated from the overlap region between the two galaxies based on criteria involving emission line ratios and extinction. This approach enabled a detailed analysis of the galaxies both individually and globally, leveraging BPT diagrams, metallicity gradients, luminosity functions, and system kinematics to explore how interactions influence these parameters. 

In addition to observations, numerical simulations were developed using GCD+ (Galactic Chemo-Dynamics +), an algorithm that combines N-body modeling with smoothed particle hydrodynamics. This model accounts for the intrinsic gravity of dark matter disks, star formation, supernova feedback, metal enrichment, diffusion, and radiative cooling. These simulations aim to reproduce the system’s main morphological structures and model its chemical evolution throughout the interaction, providing insights into the current state of observations. A paper summarizing this work is currently in preparation to be submitted to MNRAS. 

Left panel: SITELLE image of the NGC 2207/IC 2163 system, created using deep SN2 and SN3 images combined with the Hα map – the primary emission line associated with HII regions. Both galaxies are identified in the image. Right panel: A zoomed-in view of the HII region complex separation in the overlap region, highlighted by the colored areas. Complexes classified as part of IC 2163 are shown in orange, while those assigned to NGC 2207 appear in blue. Hatched regions indicate complexes with ambiguous classifications: the color represents the manual classification, whereas the hatching signifies that the unsupervised machine learning method assigns them to the other galaxy.
Panneau de gauche : Image SITELLE du système NGC 2207/IC 2163, créée à partir des images profondes SN2 et SN3 combinées avec la carte Hα, la principale raie d’émission associée aux régions HII. Les deux galaxies sont identifiées sur l’image. Panneau de droite : Vue agrandie de la séparation des complexes de régions HII dans la zone de chevauchement, mise en évidence par les zones colorées. Les complexes classés dans IC 2163 apparaissent en orange, tandis que ceux attribués à NGC 2207 sont en bleu. Les régions hachurées indiquent des complexes dont la classification est ambiguë : la couleur correspond à la classification manuelle, tandis que l’hachurage indique que la méthode d’apprentissage automatique non supervisée les attribue à l’autre galaxie.

Camille Poitras est étudiante en première année de maîtrise à l’Université Laval sous la supervision de Dre Marie-Lou Gendron-Marsolais. Ses recherches portent sur les nébuleuses filamenteuses associées aux galaxies les plus brillantes des amas (BCGs), en se concentrant sur le cas particulier de M87, afin de mieux comprendre la dynamique de ces structures. En parallèle, elle finalise un projet amorcé lors de son stage de recherche au premier cycle, mené sous la supervision principale du Pr René-Pierre Martin (U. d’Hawaii), en collaboration avec Pr.e.s L. Drissen, C. Robert et H. Martel (U. Laval). Ce travail porte sur la formation stellaire et l’enrichissement chimique de deux célèbres galaxies impliquées dans une collision relativement récente : NGC 2207 et IC 2163. 

À partir des cubes de données ciblant les principales raies d’émission dans le spectre du visible, obtenus à l’aide du spectromètre imageur à transformée de Fourier SITELLE/CFHT, Camille et ses superviseur.e.s ont étudié les propriétés physiques d’un grand nombre de complexes de régions HII présentes dans ce système. Grâce à leur méthode de détection optimisée, le nombre de régions HII détectées est supérieur d’un ordre de grandeur par rapport aux études précédentes. Plusieurs propriétés ont été extraites, puis, pour la première fois, les complexes ont été séparés de la région de chevauchement entre les deux galaxies en s’appuyant sur des critères basés sur les rapports de raies d’émission et l’extinction. Cette approche a permis une analyse détaillée des galaxies, tant individuellement qu’à l’échelle globale, en exploitant des diagrammes BPT, les gradients de métallicité, les fonctions de luminosité et la cinématique, afin d’examiner l’impact des interactions sur ces paramètres. 

En complément des observations, des simulations numériques ont aussi été développées à l’aide de GCD+ (Galactic Chemo-Dynamic +), un algorithme combinant la modélisation à N-corps et l’hydrodynamique des particules lissées. Ce modèle prend en compte la gravité intrinsèque des disques de matière sombre, la formation stellaire, les rétroactions des supernovæ, l’enrichissement en métaux ainsi que la diffusion et le refroidissement radiatif. Ces simulations visent notamment à reproduire les principales structures morphologiques du système et à modéliser son évolution chimique au fil de l’interaction, afin de mieux comprendre les observations du « moment présent ». Un article résumant ce travail est présentement en préparation pour être soumis au journal MNRAS. 

Meet Patrick Horlaville!

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Patrick Horlaville is a second-year Master’s student at Bishop’s University working under the supervision of Dr. John Ruan. His research project explores how we can identify the host galaxies of supermassive black hole binaries that will be detected with gravitational waves in the near future with radio telescopes on Earth known as Pulsar Timing Arrays (PTAs). Supermassive black holes live in the center of most massive galaxies and can form binary systems if their host galaxies merge with each other. At close enough separations, these binary systems emit low-frequency (nHz) gravitational waves detectable by PTAs. While recent detections point towards an abundant population of supermassive black hole binaries in the local Universe, we have yet to directly detect and localize individual systems, which would allow us to conduct follow-up electromagnetic observations. This in turn would shed light on the mechanisms that can bring supermassive black holes to form binaries and eventually merge, which remain largely unconstrained.

Currently, there are no reliable methods to localize the host galaxy of supermassive black hole binaries using gravitational wave observations from PTAs. However, recent work using cosmological simulations suggests that the host galaxies of supermassive black hole binaries have unique stellar kinematics. Notably, because we expect the binary systems that will be detected in gravitational waves to be massive and close by, they should live in local massive galaxies, which have for the most part already been observed by integral field unit (IFU) galaxy surveys. For his Master’s research project, Patrick is searching for those characteristic stellar kinematic signatures in archival IFU galaxy surveys to identify supermassive black hole binary host galaxy candidates, which will speed up the gravitational wave search for PTAs. When PTAs identify the gravitational wave signature of a supermassive black hole binary system and its host galaxy is localized, we will be able to investigate fundamental questions related to the co-evolution of supermassive black holes and host galaxy environments.

By searching through the MASSIVE, ATLAS3D and CALIFA galaxy surveys, Patrick’s objective is to identify the galaxies that are the most likely to host supermassive black hole binaries whose gravitational waves will be detected by PTAs in the near future. On the x-axis, galaxies with a high LDA score display the strongest kinematic signatures of supermassive black hole binary host galaxies. On the y-axis, galaxies with a high log(h0) host the most massive and closest supermassive black hole systems, which are the ones most likely to be detected with gravitational waves by PTAs if they exist in a binary. Therefore, galaxies located in the top right corner of the plot both display the stellar kinematic of supermassive black hole binary hosts, and their supermassive black holes are massive and close, making them ideal candidates for the host galaxies of supermassive black hole binaries that will be detected by PTAs.
Français: En parcourant les catalogues de galaxies MASSIVE, ATLAS3D et CALIFA, l’objectif de Patrick est d’identifier les galaxies les plus susceptibles d’héberger des trous noirs supermassifs binaires dont les ondes gravitationnelles seront bientôt détectées par les PTA. Sur l’axe des x, les galaxies avec un score LDA élevé présentent les signatures cinématiques les plus fortes des galaxies hôtes de trous noirs supermassifs binaires. Sur l’axe des y, les galaxies avec un log(h0) élevé abritent les systèmes de trous noirs supermassifs les plus massifs et les plus proches, qui sont ceux les plus susceptibles d’être détectés avec des ondes gravitationnelles par les PTA s’ils existent dans en système binaire. Par conséquent, les galaxies situées dans le coin supérieur droit du graphique présentent à la fois la cinématique stellaire des hôtes de trous noirs supermassifs binaires, et leurs trous noirs supermassifs sont massifs et proches, ce qui en fait des candidats idéaux pour les galaxies hôtes des trous noirs supermassifs binaires qui seront détectés par les PTA.

Patrick Horlaville est étudiant en deuxième année à la maîtrise à l’Université Bishop’s et travaille sous la supervision du Dr John Ruan. Son projet de recherche explore comment nous pouvons identifier les galaxies hôtes des trous noirs supermassifs binaires qui seront détectés par ondes gravitationnelles sous peu à l’aide de radiotélescopes sur Terre connus sous le nom de “Pulsar Timing Arrays” (PTA). Les trous noirs supermassifs sont au centre de la plupart des galaxies massives et peuvent former des systèmes binaires si leurs galaxies hôtes fusionnent l’une avec l’autre. À des séparations suffisamment proches, ces systèmes binaires émettent des ondes gravitationnelles à basse fréquence (nHz) détectables par les PTA. Bien que de récentes détections pointent vers une population abondante de trous noirs supermassifs binaires dans l’Univers local, nous n’avons pas encore détecté et localisé directement de tels systèmes individuels, ce qui nous permettrait de mener des observations électromagnétiques de suivi. De telles observations permettront à leur tour de mieux comprendre les mécanismes qui peuvent amener les trous noirs supermassifs à former des systèmes binaires et éventuellement fusionner, qui sont des dynamiques non élucidées.

Actuellement, il n’existe pas de méthode fiable pour localiser la galaxie hôte des trous noirs supermassifs binaires à l’aide d’observations d’ondes gravitationnelles des PTA. Cependant, des travaux récents utilisant des simulations cosmologiques suggèrent que les galaxies hôtes des trous noirs supermassifs binaires ont une cinématique stellaire unique. Notamment, étant donné que les systèmes binaires qui seront détectés par ondes gravitationnelles seront massifs et proches, ils devraient être dans des galaxies massives locales, qui ont pour la plupart déjà été observées par des relevés d’unité à champ intégral (“IFU”) de galaxies. Pour son projet de recherche de maîtrise, Patrick recherche ces signatures cinématiques stellaires caractéristiques dans des archives de catalogues IFU de galaxies afin d’identifier les galaxies susceptibles d’abriter des trous noirs supermassifs binaires, ce qui accélérera la recherche d’ondes gravitationnelles pour les PTA. Lorsque les PTA identifieront la signature d’onde gravitationnelle d’un système binaire de trous noirs supermassifs et que sa galaxie hôte sera localisée, nous serons en mesure d’étudier des questions fondamentales liées à la co-évolution des trous noirs supermassifs et des environnements de leur galaxie hôte.

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.

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.

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.

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.

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)