Meet Niloofar!

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Niloofar Pourjafari is a PhD student in astrophysics at the University of Calgary working under the supervision of Dr. Jeroen Stil. Her research focuses on studying galactic magnetic fields using radio observations from the CHANG-ES survey. CHANG-ES (Continuum Halos in Nearby Galaxies – an EVLA Survey) is a survey of radio continuum and polarization in 35 nearby, nearly edge-on spiral galaxies observed with the Karl G. Jansky Very Large Array (VLA). As part of this project, she is exploring the magnetic field structure within the halo of NGC 891, an edge-on spiral galaxy often referred to as a twin of the Milky Way. Her work uses S-band (2–4 GHz) radio observations of NGC 891 obtained with the VLA in C configuration.

Observations of edge-on spiral galaxies typically show plane-parallel magnetic fields within the disk, but reveal an “X-shaped” geometry in the halo (e.g. Dumke et al. 1995; Krause et al. 2020). In her study of NGC 891, Niloofar finds that the magnetic field in the plane of the sky has a significant component perpendicular to the disk, with no strong alignment along the major axis across most of the galaxy. This pattern closely resembles earlier results by Sukumar & Allen (1991) at 6.2 cm, obtained without correction for Faraday rotation. In addition to the global magnetic field structure, she investigates the polarization properties of the northeast region of the galaxy in detail. Using rotation measure synthesis, she constructs maps of Faraday depth and polarized radio intensity, leading to the identification of a localized region with enhanced polarized emission. By combining the radio data with H\alpha and diffuse X-ray maps, she explores possible origins for this structure, including a superbubble powered by clustered supernovae or an interaction between the galactic disk and accreting high-velocity gas. While the morphology and multiwavelength properties support the presence of a large superbubble powered by a relatively young star cluster, the significant amount of neutral hydrogen in the halo means that an interaction with an infalling high-velocity cloud (HVC) cannot be ruled out. This work uses S-band data, a critical wavelength range where the transition from moderate to strong depolarization occurs in star-forming galaxies. Future work will extend this analysis to L-band (1–2 GHz) observations to improve the resolution in Faraday depth and further constrain the three-dimensional structure of magnetic fields in galactic halos.

Polarized intensity map of NGC 891 from combined S-band and C-band observations with a beam size of 15”. The Stokes I contour levels are: 18xσ_I and 100xσ_I , with σ_I = 5.4 μJy/beam. The vectors represent polarization vectors corrected for Faraday rotation. The cross marks the locations of high polarized intensity across the disk.

Niloofar Pourjafari est doctorante en astrophysique à l’Université de Calgary, sous la supervision de Dr. Jeroen Stil. Sa recherche porte sur l’étude des champs magnétiques galactiques avec des observations radio de CHANG-ES. CHANG-ES (Continuum Halos in Nearby Galaxies – un relevé EVLA) est un relevé du continuum radio et de la polarisation de 35 galaxies spirales proches, vues par la tranche, observées avec le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA). Dans le cadre de ce projet elle explore la structure du champ magnétique dans le halo de NGC 891, une galaxie spirale vue par la tranche souvent qualifiée de jumelle de la Voie Lactée. Ses travaux utilisent des observations radio en bande S (2-4 GHz) de NGC 891 obtenues avec le VLA en configuration C.

Les observations de galaxies spirales vues par la tranche montrent généralement des champs magnétiques parallèles au plan dans le disque, mais révèlent une géométrie en “forme de X” dans le halo (ex. Dumke et al. 1995; Krause et al. 2020). Dans son étude de NGC 891, Niloofar constate que le champ magnétique dans le plan du ciel présente une composante significative perpendiculaire au disque, sans alignement marqué le long de l’axe majeur sur la majeure partie de la galaxie. Ce schéma ressemble clairement aux résultats précédents de Sukumar & Allen (1991) à 6.2 cm, obtenus sans correction pour la rotation de Faraday. En plus de la structure globale du champ magnétique, elle examine en détail les propriétés de polarisation de la région nord-est de la galaxie. En utilisant la synthèse de mesure de rotation, elle construit des cartes de profondeur de Faraday et d’intensité radio polarisée, menant à l’identification d’une région localisée présentant une émission polarisée renforcée. En combinant les données radio avec des cartes H-alpha et de rayons X diffus, elle explore les origines possibles de cette structure, notamment une superbulle alimentée par des supernovae groupées ou une interaction entre le disque galactique et du gaz à haute vitesse en accrétion. Bien que la morphologie et les propriétés multi-longueurs d’onde soutiennent la présence d’une grande superbulle alimentée par un amas d’étoiles relativement jeune, la quantité significative d’hydrogène neutre dans le halo signifie qu’une interaction avec un nuage à haute vitesse (NHV) en chute ne peut être exclue. Ce travail utilise des données en bande S, une bande de longueurs d’onde critique où se produit la transition d’une dépolarisation modérée à forte dans les galaxies à formation d’étoiles. Les travaux futurs étendront cette analyse aux observations en bande L (1-2 GHz) afin d’améliorer la résolution en profondeur de Faraday et de mieux contraindre la structure tridimensionnelle des champs magnétiques dans les halos galactiques.

Carte d’intensité polarisée de NGC 891 issue des observations combinées en bande S et en bande C, avec une taille de faisceau de 15”. Les niveaux de contours de Stokes I sont: 18xσ_I et 100xσ_I, avec \sigma_I = 5,4 μJy/faisceau. Les vecteurs représentent les vecteurs de polarisation corrigés pour la rotation de Faraday. La croix indique les emplacements de haute intensité polarisée à travers le disque.

Meet Pau!

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Pau’s research focuses on characterizing the energy and matter content of relativistic jets launched by black hole X-ray binaries. He applies a calorimetry approach, studying the interstellar medium (ISM) structures inflated by these jets to infer their energetic impact. The morphology of these jet-powered nebulae is constrained through radio and optical continuum observations, while their physical conditions are determined via molecular and atomic line emission diagnostics. By measuring the mass, kinematics, excitation, and spatial extent of the affected gas, Pau quantifies the total energy required to create and sustain these structures. When the structures can be confidently attributed to jet activity, this provides a direct estimate of the jet’s long-term power and energetic budget.

In his most recent paper, published in January 2026 in the Astrophysical Journal, Pau used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to characterize the molecular environments of two black hole X-ray binaries candidate to hosting large-scale jet–ISM interaction regions. Through high-resolution molecular line observations, he constrained the gas conditions around MAXI J1348-630, enabling improved estimates of the energy injected by its jets into the cold ISM, and applying the calorimetry approach to transient jets for the first time. This work was carried out in collaboration with researchers across Canada, Italy, France, Australia, and the United Arab Emirates.

Pau is a Ph.D. student at the University of Lethbridge in the Lethbridge Unit for X-ray Astronomy (LUX), working under the supervision of Dr. Alexandra Tetarenko. Prior to joining LUX, he completed his BSc and MSc at the Universitat de Barcelona, where he studied supermassive black hole merger rate predictions for the upcoming Laser Interferometer Space Antenna (LISA). At the same time, he served as director of Observatori Astronòmic Albanyà and contributed to photometric follow-up observations for the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), participating in the monitoring of more than 100 exoplanet transits.

Radio continuum images (from VLA or WSRT) of several jet-ISM interactions around BHs of different scales. The jet direction is roughly represented by the pink cones. The top row depicts radio lobes around active galactic nuclei whereas the bottom row presents interactions around BH X-ray binaries. Combining radio continuum observations with ALMA molecular line velocity-resolved imaging allows us to uniquely constrain, amongst other properties, the velocity structure of the impacted ISM. This information is key to define the kinematics of the jet-shocked region, ultimately leading to reliable estimates of jet energetics. Credit: Alexandra Tetarenko, NRAO.

La recherche de Pau porte sur la caractérisation du contenu en énergie et en matière des jets relativistes lancés par les binaires X à trou noir. Il applique une approche calorimétrique en étudiant les structures du milieu interstellaire (MIS) gonflées par ces jets afin d’en déduire leur impact énergétique. La morphologie de ces nébuleuses alimentées par les jets est contrainte par des observations en continuum radio et optique, tandis que leurs conditions physiques sont déterminées par des diagnostics d’émission de raies moléculaires et atomiques. En mesurant la masse, la cinématique, l’excitation et l’étendue spatiale du gaz affecté, Pau quantifie l’énergie totale nécessaire à la création et au maintien de ces structures. Lorsque ces structures peuvent être attribuées avec certitude à l’activité des jets cela fournit une estimation directe de la puissance à long terme et du budget énergétique du jet.

Dans son article le plus récent, publié en janvier 2026 dans l’Astrophysical Journal, Pau a utilisé le réseau ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) pour caractériser les environnements moléculaires de deux binaires X à trou noir candidates à l’hébergement de régions d’interaction jet-MIS à grande échelle. Grâce à des observations à haute résolution de raies moléculaires, il a contraint les conditions du gaz autour de MAXI J1348-630, permettant des estimations améliorées de l’énergie injectée par ses jets dans le MIS froid, et appliquant l’approche calorimétrique aux jets transitoires pour la première fois. Ce travail a été mené en collaboration avec des chercheurs du Canada, d’Italie, de France, d’Australie et des Émirats arabes unis.

Pau est doctorant à l’Université de Lethbridge au sein de l’unité Lethbridge pour l’astronomie X (LUX), sous la supervision de la Dre Alexandra Tetarenko. Avant de rejoindre LUX, il a obtenu sa licence et son master à l’Universitat de Barcelona, où il a étudié les prédictions du taux de fusion de trous noirs supermassifs pour la future antenne spatiale interférométrique laser (LISA). Parallèlement, il a occupé le poste de directeur de l’Observatori Astronòmic Albanyà et a contribué aux observations de suivi photométrique pour le Satellite de sondage des exoplanètes en transit (TESS), participant au suivi de plus de 100 transits d’exoplanètes.

Images en continuum radio (provenant du VLA ou du WSRT) de plusieurs interactions jet–MIS autour de trous noirs de différentes échelles. La direction des jets est approximativement représentée par les cônes roses. La rangée du haut montre des lobes radio autour de noyaux actifs de galaxies, tandis que la rangée du bas présente des interactions autour de binaires X à trou noir. La combinaison des observations en continuum radio avec l’imagerie à résolution en vitesse de raies moléculaires d’ALMA nous permet de contraindre de manière unique, entre autres propriétés, la structure de vitesse du MIS impacté. Cette information est essentielle pour définir la cinématique de la région choquée par le jet, menant à des estimations fiables de l’énergétique des jets.

Meet Austin!

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Supernova remnants (SNRs) are important astrophysical laboratories for studying high-energy emission processes. They play key roles in advancing our understanding of heavy-element production throughout the universe, mechanisms that trigger star formation, the dynamics of galaxies, multi-messenger astronomy, and their potential use as standard candles in cosmology. Recent advancements in X-ray detector technologies have led to substantial improvements in the energy resolution of spectra used to infer physical properties associated with supernovae (SNe). At the same time, discrepancies among best-fit model predictions from widely used atomic databases—when applied to ultra-high-resolution spectral data—highlight the need to audit commonly used astrophysical models. Such audits can clarify how approximations in theoretical modeling of radiative processes propagate through fitting procedures, leading to uncertainties in inferred physical parameters and, in some cases, degeneracies in a model’s best-fit parameter space.

Evolutionary optimization methods are part of a broader class of robust spectral-fitting approaches that can explore model solutions and map degeneracies in high-dimensional parameter spaces more thoroughly than conventional gradient-based approaches. In our recently published paper, we introduce XFit, a global optimization method for fitting X-ray data that makes extensive use of the Ferret evolutionary algorithm. Using the central compact object in Cassiopeia A and the SNR G41.1–0.3 as representative X-ray sources, XFit demonstrates the ability to automatically map confidence regions of model solutions that match or improve upon those found with traditional methods, while also revealing alternative or degenerate fits within statistically acceptable confidence levels in both low- and high-dimensional models. Future work will apply XFit to more complex models across spatially resolved regions to better quantify the impact of degeneracy on inference methods used to constrain SNR progenitor scenarios.

Top-Left: best-fit models and residuals fit to the spectrum of the western lobe of G41.1–0.3, plotted logarithmically for degenerate Solutions 1 (magenta) and 2 (cyan). Observed count rates and their uncertainties are plotted as dark blue crosses. Top-middle: zoomed-in view over a narrower energy range, highlighting degeneracies in the spectral features of the best-fit Ca (Heα) amplitudes, line centroids, and widths. Top-right: The 1σ, 2σ, and 3σ confidence regions for Solutions 1 (red) and 2 (blue) automatically mapped by XFit during optimization. Bottom: Parameter-space projections illustrating XFit’s trajectory through the parameter space as a function of the χ_r^2 fit statistic for the first bremsstrahlung component temperature kT_1 and Ca (Heα) Gaussian line component width σ_7.

Les rémanents de supernovae (SNRs) sont d’importants laboratoires astrophysiques pour l’étude des processus d’émission à haute énergie. Ils jouent un rôle clé dans l’approfondissement de notre compréhension de la production d’éléments lourds à travers l’univers, des mécanismes déclenchant la formation d’étoiles, de la dynamique des galaxies, de l’astronomie multi-messagers, ainsi que de leur utilisation potentielle comme chandelles standard en cosmologie. Les récentes avancées dans les technologies de détecteurs à rayons X ont permis des améliorations de la résolution des spectres utilisés pour déduire les propriétés physiques associées aux supernovae (SNe). Parallèlement, les écarts entre les prédictions des modèles issus de bases de données atomiques largement utilisées — lorsqu’ils sont appliqués à des données spectrales à ultra-haute résolution — soulignent la nécessité d’auditer les modèles astrophysiques couramment employés. De tels audits permettent de clarifier comment les approximations dans la modélisation théorique des processus radiatifs se propagent à travers les procédures d’ajustement, entraînant des incertitudes dans les paramètres physiques inférés et, dans certains cas, des dégénérescences dans l’espace des paramètres optimaux d’un modèle.

Les méthodes d’optimisation évolutionnaire font partie d’une classe plus large d’approches robustes d’ajustement spectral, capables d’explorer les solutions de modèles et de cartographier les dégénérescences dans des espaces de paramètres à haute dimension de manière plus approfondie que les approches conventionnelles basées sur le gradient. Dans notre article récemment publié, nous présentons XFit, une méthode d’optimisation globale pour l’ajustement de données en rayons X, qui utilise de manière intensive l’algorithme évolutionnaire Ferret. En utilisant l’objet compact central de Cassiopée A et le SNR G41.1–0.3 comme sources de rayons X représentatives, XFit démontre la capacité de cartographier automatiquement les régions de confiance des solutions de modèles qui égalent ou améliorent celles obtenues par les méthodes traditionnelles, tout en révélant des ajustements alternatifs ou dégénérés dans des niveaux de confiance statistiquement acceptables, aussi bien dans les modèles à faible dimension que dans ceux à haute dimension. Les travaux futurs appliqueront XFit à des modèles plus complexes sur des régions spatialement résolues, afin de mieux quantifier l’impact de la dégénérescence sur les méthodes d’inférence utilisées pour contraindre les scénarios de progéniteurs des SNRs.

Haut à gauche: modèles ajustés au mieux et résidus ajustés au spectre du lobe occidental de G41.1–0.3, tracés en échelle logarithmique pour les Solutions dégénérées 1 (magenta) et 2 (cyan). Les taux de comptage observés et leurs incertitudes sont représentés par des croix bleu foncé. En haut au centre: vue agrandie sur une plage d’énergie plus étroite, mettant en évidence les dégénérescences dans les caractéristiques spectrales des amplitudes ajustées au mieux du Ca (Heα), des centroïdes de raies et des largeurs. Haut à droite: les régions de confiance à 1-sig, 2-sig et 3-sig pour les Solutions 1 (rouge) et 2 (bleu), cartographiées automatiquement par XFit lors de l’optimisation. Bas: projections de l’espace des paramètres illustrant la trajectoire de XFit à travers l’espace des paramètres en fonction de la statistique d’ajustement χ_r^2 pour la température du premier composant de bremsstrahlung kT1 et la largeur σ_7 de la composante gaussienne de raie du Ca (Heα).

Meet Breanna!

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Breanna’s area of research is Milky Way star formation, and in particular, quantifying the rate and efficiency of star formation in molecular clouds using JWST data. The accurate determination of star formation efficiency is tricky, as it depends upon myriad factors, such as the age of the protostars under consideration, accurate counting of these protostars, and high resolution determinations of the mass of gas within the cloud. With JWST data, the identification of protostars (and thus accurate counting of them) becomes frontier work, with heterogenous filter choices and thus completely different datasets leading to a lack of a uniform method by which to identify protostars from their photometry.

The first, most pressing, and most involved task of Breanna’s PhD was to provide a tool to the astronomy community for the automated classification of photometry tables from JWST data. This tool (SESHAT or the Stellar Evolutionary Stage Heuristic Assessment Tool) does not only classify protostars, but it is also able to identify brown dwarfs, white dwarfs, field stars from main sequence through AGB, and galaxies, and it is able to do so regardless of the filters available, within 10 minutes for datasets of a few tens of thousands of sources. This tool uses machine learning trained on a single massive dataset with every possible JWST filter to categorize every point source within a photometric catalog, regardless of missing data, and has been tested against both Spitzer data of star forming regions, and JWST data of a cosmological field. After two years of rigorous testing, this tool has been released to the community for pip install, with the associated paper currently under review.

Breanna Crompvoets is a PhD candidate at the University of Victoria, advised by Dr. Helen Kirk at the National Research Council of Canada — Herzberg Astronomy and Astrophysics. Along with her research, Breanna is an active outreach communicator, with over 20 talks given to ages between 5 and 85 since the beginning of her graduate studies, with another 5 planned before the end of the semester.

A comparison of the YSOs identified using Spitzer data with SESHAT and with SESNA (the Spitzer Extended Solar Neighbourhood Archive; Gutermuth et al. in prep), where the SESNA data are pre-defined colour cuts from the literature. The colour image is Spitzer IRAC 1 (blue), IRAC 2 (green), and IRAC 4 (red) data, data from Evans et al. 2009. Contours are from Herschel Gould Belt Survey (HGBS) data from Andre et al. 2010. Only objects identified as YSOs in either SESNA or SESHAT with data in all filters, are shown for the clearest comparison. // Une comparaison des YSOs identifiés avec les données Spitzer, avec SESHAT et avec SESNA (Spitzer Extended Solar Neighbourhood Archive; Gutermuth et al. en préparation), où les données SESNA sont des coupures de couleur prédéfinies issues de la littérature. L’image en couleur contient des données Spitzer IRAC 1 (bleu), IRAC 2 (vert), et IRAC 4 (rouge), données provenant d’Evans et al. 2009. Les contours proviennent des données du Herschel Gould Belt Survey (HGBS) d’Andre et al. 2010. Seuls les objets identifiés comme YSOs dans SESNA ou SESHAT avec des données dans tous les filtres sont montrés pour la comparaison la plus claire.

Breanna étudie la formation stellaire de la Voie Lactée, et en particulier, la quantification du taux et de l’efficacité de la formation stellaire dans les nuages moléculaires à l’aide des données du JWST. Il est difficile de determiner l’efficacite de la formation stellaire avec exactitude vu qu’elle dépend d’une myriade de facteurs, comme l’âge des proto-étoiles considérées, le compte précis de ces proto-étoiles, et les mesures à haute résolution de la masse de gaz au sein du nuage. Avec le JWST, l’identification des proto-étoiles (et donc leur compte précis) devient un travail de pointe, avec des choix de filtres hétérogènes et donc des ensembles de données complètement différents conduisant à l’absence d’une méthode uniforme permettant d’identifier les proto-étoiles à partir de leur photométrie.

La première tâche, la plus urgente et la plus complexe, du doctorat de Breanna était de fournir à la communauté astronomique un outil pour la classification automatisée des tableaux photométriques à partir des données du JWST. Cet outil (SESHAT ou Stellar Evolutionary Stage Heuristic Assessment Tool) ne classifie pas seulement les proto-étoiles, mais est également capable d’identifier les naines brunes, les naines blanches, les étoiles de champ de la séquence principale jusqu’à l’AGB, ainsi que les galaxies, et il est capable de faire cela quels que soient les filtres disponibles, en 10 minutes, pour des ensembles de données de quelques dizaines de milliers de sources. Cet outil utilise l’apprentissage automatique entraîné sur un seul ensemble de données massif avec tous les filtres JWST possibles pour catégoriser chaque source ponctuelle dans un catalogue photométrique, quelles que soient les données manquantes, et a été testé à la fois sur les données Spitzer de régions de formation stellaire et sur les données JWST d’un champ cosmologique. Après deux ans de tests rigoureux, cet outil a été mis à la disposition de la communauté pour installation via pip, avec l’article associé actuellement en cours d’examen.

Breanna Crompvoets est doctorante à l’Université de Victoria, sous la direction de Dr. Helen Kirk au Conseil national de recherches du Canada — Herzberg Astronomie et Astrophysique. En plus de ses recherches, Breanna est une communicatrice active en matière de vulgarisation scientifique, avec plus de 20 présentations données à des publics âgés de 5 à 85 ans depuis le début de ses études supérieures, avec 5 autres prévues avant la fin du semestre.

Meet Michael Poon!

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Michael Poon is a fifth-year PhD candidate in the Department of Astronomy & Astrophysics at the University of Toronto, advised by Profs. Marta Bryan and Hanno Rein. His research centers on exoplanetary obliquity – the tilt between a planet’s rotational and orbital axes – which is a newly observable signature of planetary formation and dynamics. Obliquities require a rare combination of three observables (see figure below), each requiring a space-based or 8-meter ground-based telescope. He approaches this emerging field through a combination of observational, theoretical, and statistical lenses.

In his observational work, he constrained the first Uranus-like tilt of an exoplanet, revealing a world spinning on its side. In his theory work, he showed that extrasolar moons (exomoons) can dramatically tilt planets in multi-planetary systems by amplifying a similar dynamical effect that explains Saturn’s 27° tilt. In his statistics work, he combined all published exoplanet obliquity constraints using hierarchical Bayesian modelling to show that young super-Jupiters typically have isotropic obliquities, suggesting that they formed more like scaled-down stars than scaled-up planets.

Together, these results establish exoplanetary obliquities as a powerful new probe of planet and star formation pathways. In the near future, Michael is excited to use JWST data to measure how fast exoplanets spin, in order to test theories of giant planet formation.

Three observables are required to constrain a planetary obliquity. Adapted from Poon et al. 2024. // Trois observables sont nécessaires pour contraindre l’obliquité d’une planète. Adapté de Poon et al. 2024.

Michael Poon est doctorant en cinquième année dans le département d’astronomie et d’astrophysique de l’Université de Toronto, sous la direction des professeurs Marta Bryan et Hanno Rein. Sa recherche porte sur l’obliquité exoplanétaire – l’inclinaison entre l’axe de rotation d’une planète et son axe orbital – une signature seulement récemment observable de la formation et de la dynamique planétaire. Les obliquités nécessitent une combinaison rare de trois observables (voir figure ci-dessous), chacune nécessitant un télescope spatial ou un télescope terrestre de 8 mètres. Il aborde ce domaine d’étude par une combinaison d’approches observationnelles, théoriques, et statistiques.

Dans ses travaux observationnels, il a contraint la première inclinaison d’exoplanète semblable à Uranus, révélant un monde tournant sur son côté. Dans ses travaux théoriques, il a montré que les lunes extrasolaires (exolunes) peuvent incliner considérablement les planètes dans les systèmes multiplanétaires en amplifiant un effet dynamique similaire à celui qui explique l’inclinaison de 27° de Saturne. Dans ses travaux statistiques, il a combiné toutes les contraintes d’obliquité exoplanétaire publiées en utilisant la modélisation bayésienne hiérarchique pour montrer que les jeunes super-Jupiters ont typiquement des obliquités isotropes, suggérant qu’elles se sont formées comme des étoiles miniatures plutôt que comme des planètes géantes.

Ensemble, ces résultats démontrent la puissance des obliquités exoplanétaires pour étudier les voies de formation des planètes et des étoiles. Pour la suite, Michael est enthousiaste à l’idée d’utiliser les données du JWST pour mesurer la vitesse de rotation des exoplanètes afin de tester les théories de formation de planètes géantes.

Meet Fraser Smith!

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Galaxy evolution is a complex process involving numerous physical mechanisms that have varying spatial and temporal scales. Observationally, we know that galactic stellar mass content and a galaxies’ star formation rate are connected by the so-called Star-Forming Main Sequence (SFMS). The scatter about this relation, i.e. the variation in star formation rates at a given stellar mass, can be explained as having contributions from an average galaxy’s variance in evolution as well as statistical properties of a sample of galaxies. How individual galaxies differ from the SFMS can encode information about the physical processes impacting the system, such as long-term environmental effects or short-term internal feedback mechanisms. However, directly inferring individual behaviours of galaxies over time from single population sample is not possible. A statistical concept known as ergodicity, where ensemble averages are equivalent to individual time averages, provides an enticing way to estimate individual star formation behaviours from galaxy samples. While there is no obvious theoretical reason to believe departures from the SFMS should be ergodic, in practice we can imagine individual systems exploring different configurations with time. Ergodicity can be quantified using the Thirumalai-Mountain metric that measures the convergence of individuals to the sample average over time.

Studying the ergodicity of deviations from the SFMS requires complete star formation histories with good temporal resolution for each galaxy in the sample, and thus we resort to using hydrodynamical simulations of galaxies. The focus of my Masters research was to study the impact of various physical processes on the ergodicity of (or lack thereof) SFMS deviations. This was done using simplified and idealized models of isolated galaxies to provide a baseline for future research. The smooth stellar feedback implemented in this work restricted the variability of individual galaxies, resulting in no apparent ergodicity. Current work (in prep.) analyzes data from the Feedback in Realistic Environments (FIRE) 2 project, providing a clear extension of the previous work to realistic cosmological environments and higher resolution star formation models. As expected, the ‘bursty’ nature of star-formation histories in FIRE’s explicitly resolved feedback results in SFMS deviations that appear more ergodic than in my previous research. Precisely why this is relates to detailed issues in how the variance evolves with time vs expectations of convergence with time for the TM metric. Future work will focus on galaxies at higher redshifts and with black hole feedback.

Check out Fraser’s most recent paper here!

Top: Number of FIRE-2 galaxies included in the sample at each time. Bottom: Thirumalai-Mountain Metric (Thirumalai et al. 1989) as a function of cosmic time for SFMS deviations of FIRE-2 galaxies. For ergodic systems, this metric approaches zero over time. Different columns use different SFMS functions, with the SFMS in the right-most column constructed using the FIRE-2 data. The SFR averaged over short timescales ( ~107 years) is shown in blue compared to longer timescales (~109 years) in red. Shaded bands denote bootstrap errors.

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L’évolution des galaxies est un processus complexe qui implique divers mécanismes physiques à travers des échelles spatiales et temporelles variées. Du côté observationnel, nous savons que le contenu en masse stellaire des galaxies et leur taux de formation d’étoiles sont liés par ce qu’on appelle le Star-Forming Main Sequence (SFMS). La dispersion autour de cette relation, c’est-à-dire la variation des taux de formation d’étoiles pour une masse stellaire donnée, peut s’expliquer en partie comme provenant de la variance dans l’évolution d’une galaxie moyenne ainsi que des propriétés statistiques d’un échantillon de galaxies. La façon dont les galaxies individuelles diffèrent du SFMS peut contenir des informations sur les processus physiques impactant le système, tels que les effets environnementaux à long terme ou les mécanismes de rétroaction interne à court terme. Cependant, déduire directement les comportements individuels des galaxies au fil du temps à partir d’un échantillon de population unique n’est pas possible. Un concept statistique connu sous le nom d’ergodicité, où les moyennes d’ensemble sont équivalentes aux moyennes temporelles individuelles, offre une façon d’estimer les comportements individuels de formation d’étoiles à partir d’échantillons de galaxies. Bien qu’il n’y ait aucune raison théorique évidente de croire que les écarts par rapport au SFMS devraient être ergodiques, en pratique nous pouvons imaginer des systèmes individuels explorant différentes configurations au fil du temps. L’ergodicité peut être quantifiée en utilisant la métrique de Thirumalai-Mountain (TM) qui mesure la convergence des individus vers la moyenne de l’échantillon au fil du temps.

L’étude de l’ergodicité des déviations par rapport au SFMS nécessite les historiques complètes de formation d’étoiles avec une bonne résolution temporelle pour chaque galaxie de l’échantillon. Nous avons donc recours à l’utilisation de simulations hydrodynamiques de galaxies. L’objectif de ma recherche de maîtrise était d’étudier l’impact de divers processus physiques sur l’ergodicité (ou l’absence d’ergodicité) des déviations du SFMS. Cela a été réalisé en utilisant des modèles simplifiés de galaxies isolées pour fournir une base de référence pour les recherches futures. La rétroaction stellaire, mise en œuvre dans ce travail de manière lisse, a limité la variabilité des galaxies individuelles, ne résultant en aucune ergodicité apparente. Les travaux actuels (en préparation) analysent les données du projet Feedback in Realistic Environments (FIRE) 2, fournissant une extension claire des travaux précédents vers des environnements cosmologiques réalistes et des modèles de formation d’étoiles à plus haute résolution. Comme prévu, FIRE ayant des historiques de formation d’étoiles “sporadiques” dans son modèle de rétroaction explicitement résolu, cela résulte en des déviations de la SFMS qui apparaissent plus ergodiques que dans mes recherches précédentes. La raison précise est liée à des questions sur la façon dont la variance évolue avec le temps par rapport aux attentes de convergence avec le temps pour la métrique TM. Les travaux futurs se concentreront sur les galaxies à des “redshift” (décalages vers le rouge) plus élevés et avec une rétroaction de trou noir.

Haut : Nombre de galaxies FIRE-2 incluses dans l’échantillon à chaque instant. Bas : Métrique de Thirumalai-Mountain (Thirumalai et al. 1989) en fonction du temps cosmique pour les déviations de la SFMS des galaxies FIRE-2. Pour les systèmes ergodiques cette métrique tend vers zéro au fil du temps. Les différentes colonnes utilisent différentes fonctions de SFMS, la SFMS dans la colonne la plus à droite est construite en utilisant les données de FIRE-2. Le taux de formation d’étoiles moyenné sur des échelles de temps courtes (~10^7 ans) est montré en bleu comparé aux échelles de temps plus longues (~10^9 ans) en rouge. Les bandes ombrées indiquent les erreurs bootstrap.

Meet Erik Gillis!

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Erik (he/him) is a Ph.D. student at McMaster University working in the research group of Prof. Ryan Cloutier. He completed his BSc in Physics and Astronomy at the University of Toronto in 2022 and has since moved to McMaster to pursue graduate studies. At McMaster University, he is active in outreach through the W J McCallion planetarium and portable planetarium, and serves the graduate student community as Communications Officer for the McMaster Physics and Astronomy Student Association (MAPSA), and as the departmental Union Steward for CUPE 3906. He also captains the department’s softball team, which led the league in scoring through the summer 2024 season.

Erik is an exoplanet observer, characterizing the planet population around the smallest, most common stars in the galaxy. Surveys from the Kepler space telescope have shown us that the most common types of planets are super-Earths—rocky planets larger than earth, and sub-Neptunes—enveloped or water-rich planets smaller than Neptune. Around Sun-like (FGK type) stars, and smaller early M stars these two planet populations form a bimodal distribution, separated by the Radius Valley, but Kepler’s blue bandpass and narrow field of view limited its ability to characterize the planet population around the smallest stars, or mid-to-late M Dwarfs (0.4-0.1 solar masses). The next-generation Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) boasts a redder bandpass, and all-sky coverage enabling investigations into the mid-to-late M dwarf planet population.  Through a systematic survey of 8134 mid-to-late M Dwarfs observed by TESS and injection-recovery tests to characterize his survey’s sensitivity, Erik has completed the deepest characterization of these stars’ planet population to date. He has shown that the population of sub-Neptunes practically disappears around the smallest stars, with super-Earths making up the majority of planets orbiting within 30 days, outnumbering sub-Neptunes 5.5:1. This survey has also shown that mid-to-late M dwarfs host 1.1 planets per star larger than earth orbiting within 30 days, nearly twice as many planets as Sun-like stars.

Number of planets per star as a function of planet radius found by this survey in black, compared to the occurrence rates found by Fulton et al. (2017) around sun-like stars in purple, and Cloutier and Menou (2020) around early-to-mid M dwarfs in orange, with each super-Earth peak scaled to match the mid-to-late M dwarf super-Earth peak.

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Erik (il/lui) est doctorant à l’Université McMaster et travaille dans le groupe de recherche du Prof. Ryan Cloutier. Il a obtenu son baccalauréat en sciences (BSc) en physique et astronomie à l’Université de Toronto en 2022 puis a rejoint McMaster pour poursuivre ses études supérieures. À l’Université McMaster, il participe activement aux activités de vulgarisation scientifique avec le planétarium W J McCallion et le planétarium portable, et représente la communauté des étudiant·e·s en cycles supérieurs en tant que responsable des communications pour l’Association des étudiant·e·s en physique et astronomie de McMaster (MAPSA), ainsi qu’en tant que délégué syndical départemental pour CUPE 3906. Il est également capitaine de l’équipe de softball du département, qui a mené la ligue en points marqués durant la saison d’été 2024.

Erik est un observateur d’exoplanètes qui caractérise la population de planètes autour des étoiles les plus petites et les plus communes de la galaxie. Les relevés du télescope spatial Kepler nous ont montré que les types de planètes les plus courants sont les super-Terres—des planètes rocheuses plus grandes que la Terre, et les sous-Neptunes—des planètes enveloppées ou riches en eau plus petites que Neptune. Autour des étoiles similaires au Soleil (de type FGK) et des petites étoiles M précoces, ces deux populations de planètes forment une distribution bimodale, séparées par le Radius Valley, mais la passe-bande bleue de Kepler et son champ de vision étroit ont limité sa capacité à caractériser la population de planètes autour des plus petites étoiles, ou naines M moyennes à tardives (0,4 à 0,1 masse solaire). Le satellite de nouvelle génération TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) possède une passe-bande plus rouge et une couverture du ciel entier permettant des investigations sur la population de planètes des naines M moyennes à tardives. Grâce à un relevé systématique de 8134 naines M moyennes à tardives observées par TESS et à des tests d’injection-récupération pour caractériser la sensibilité de son relevé, Erik a réalisé la caractérisation la plus approfondie à ce jour de la population de planètes de ces étoiles. Il a démontré que la population de sous-Neptunes disparaît pratiquement autour des plus petites étoiles, les super-Terres constituant la majorité des planètes en orbite en moins de 30 jours, surpassant les sous-Neptunes par un rapport de 5.5:1. Ce relevé a également montré que, par étoile, les naines M moyennes à tardives abritent 1.1 planètes plus grandes que la Terre en orbite en moins de 30 jours, près de deux fois plus de planètes que les étoiles semblables au Soleil.

Nombre de planètes par étoile, en fonction du rayon planétaire, trouvées par ce relevé en noir, comparé aux taux d’occurrence trouvés par Fulton et al. (2017) autour d’étoiles semblables au Soleil en violet, et Cloutier et Menou (2020) autour de naines M précoces à moyennes en orange, avec chaque pic de super-Terres à l’échelle pour correspondre au pic de super-Terres des naines M moyennes à tardives.

Meet Peter Quigley!

le français suivit

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!

le français suivit

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!

le français suivit

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.