Graduate Student Highlights

par Carter Rhea (Chair, CASCA Graduate Student Committee)
(Cassiopeia – été 2020)

Each month, the GSC highlights the work of an outstanding Canadian graduate student by sharing their work with our members. Since the launch in February of 2020, we have highlighted four students from around the country.

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Christian Thibeault — L’Université de Montréal

Les éruptions solaires sont des tempêtes de rayonnement provoquées par la libération d’énergie magnétique provenant de la couronne solaire. Ces éruptions posent un danger pour les astronautes et peuvent causer des perturbations importantes sur les communications satellites (incluant les systèmes GPS). Il a été proposé par E.T Lu et ses collaborateurs que les éruptions solaires sont le produit d’une réaction en chaîne inobservable de reconnexions magnétiques à petite échelle. Cette cascade de petits évènements peut être simulée avec un simple modèle sur réseau, appelé « modèle d’avalanche ». Le but de mon projet de maîtrise est d’évaluer le potentiel de ces modèles à faire des prédictions à court terme des éruptions solaires. Nous avons tout d’abord étudié le comportement stochastique de plusieurs modèles d’avalanche, et sommes maintenant en train d’intégrer l’assimilation de données sur des observations de rayon X (GOES) des éruptions solaires pour améliorer nos prédictions.

Figure 1 – Représentation imagée de l’interprétation physique d’une boucle coronale qui accumule de l’énergie par rotation de sa base. (Strugarek et al. 2014)

Mallory Thorp — University of Victoria

Comme une chercheuse en Astronomie, elle enquête comment changent-ils les galaxies au cause d’une fusion majeure galactique — ça se passe quand deux galaxies d’au peu près la même taille s’interagissent y se fusionnent en une unique galaxie. Pour meilleure comprendre ces changements d’un ordre de grandeur de quelques kiloparsecs, elle utilise les measures de la Spectroscopie de Champs Intégral (IFS – Integral Field Spectroscopy en anglais) d’enquête La Cartographie des Galaxies Proches à l’Observatoire d’Apache Point (MaNGA – Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory en anglais). L’IFS lui fournit une spectre pour chaque pixel d’une image d’une galaxie qui nous permet d’examiner comment les produits-de-données spectrales — comme le taux de formation stellaire (SFR — Stellar Formation Rate en anglais) — se changent à travers une galaxie.

On peut voir dans le figure 2 trois exemples de galaxies post-fusion de MaNGA (première colonne) et leurs cartes de densité surfacique de SFR (deuxième colonne). En comparant les cartes de SFR de galaxies post-fusion avec les galaxies isolées, nous pouvons quantifier le changement en SFR à la suite de fusion. La troisième colonne montre l’augmentation de SFR causée par une fusion en bleue, tandis qu’un déficit est visualisé en rouge. En moyenne, les galaxies post-fusion éprouvent une augmentation à travers la galaxie entière en SFR (voir les deuxième et troisième fusions). Les variations de ça, comme l’étouffement de SFR en les régions lointaines de la première galaxie post-fusion, peut-être indiquer comment les qualités progénitures distinctes et orientations modifient l’efficacité de la formation des étoiles.

Cette travaille-là était complétée par moi-même sous la direction de Sara Ellison (Nous deux sommes les membres de CASCA!)

Figure 2

Lingjian Chen — Saint Mary’s University

Dans ma recherche, j’étudie l’environnement galactique. Les environnements denses, tels que les groupes et les amas de galaxies, sont formés, en partie, par les fusions hiérarchiques. La distribution de galaxies satellites nous indique comment les galaxies dans cet environnement évoluent.

Nous étudions la distribution radiale des satellites autour de galaxies centrales en utilisant les données de Hyper Suprime-Cam (HSC) Subaru Strategic Program (HSC-SSP) et le télescope de Canada-France-Hawaii (CFHT) Large Area U-band Deep Survey (CLAUDS). Grâce à cette région étendue, la photométrie de 6-bandes et la profondeur du survey, nous pouvons identifier plus que 5000 centres dans un décalage vers le rouge entre 0,3 et 0,9. En plus, nous pouvons identifier les satellites qui sont en orbite autour de galaxies centrales.

Nos résultats nous indiquent que la distribution de densité de satellites est bien décrite par un profil NFW (Navarro-Frenk-White 1995, qui est normalement utilisé pour décrire le profil de densité de matière sombre) en une échelle plus grande que 100 kiloparsec à un décalage vers le rouge bas (e.g. Tal +2012). Nous avons enquêté en plus la dépendance de la distribution entre les satellites et les propriétés de la galaxie centrale. Nous trouvons que le mécanisme qui forme la distribution de satellites est relié fortement au frottement dynamique et le décapage des étoiles. Cependant, on a besoin de faire plus de simulations détaillées.

Le figure 3 démontre les galaxies de type satellite. La galaxie centrale est indiquée par un cercle jaune, les galaxies de type satellite potentielles sont indiquées par un cercle vert, et le rayonnement de sélection est indiqué en rouge (700 kpc). Les galaxies centrales étaient identifiées par leur masse et les critère d’isolation. En utilisant la différence en photo-z et une région circulaire, on a choisi les galaxies de type satellite. Le numéro des galaxies de type satellite montré ici était corrigé par les objets de fond.

Figure 3

Le figure 4 montre la densité superficielle des galaxies de type satellites (la moyenne) autour une galaxie centrale après la correction pour les objets de fond. La ligne solid démarque la meilleur ajustement et peut être séparée en deux composantes: la composante NFW au grandes échelles et la composante Sersic au petites échelles.

Figure 4

Farbod Jahandar — L’Université de Montréal

Farbod Jahandar travaille à débrouiller les mystères chimiques de nos étoiles voisines. Pour faire ça, il étudie les observations à haute résolution des naines étoiles de type spectral M qui sont les étoiles les plus nombreuses dans notre galaxie et sont les étoiles les plus petites et les plus froides sur la séquence principale. Cette analyse a un impact puissant sur plusieurs domaines en astronomie; en particulier, ça nous permet de déterminer le rayon d’une exoplanète. Le rayon d’une exoplanète dépend sur le rayon de l’étoile hôte qui est une fonction de ses propriétés chimiques! Pour réussir, Farbod utilise les données à haute résolution proviennent de l’instrument SPIROU qui est situé sur le télescope Canada-France-Hawaii.

Puis, Farbod utilise les techniques diverses de la spectroscopie chimique sur les données obtenues pour calculer les abondances chimiques des éléments différents dans l’atmosphère des naines étoiles de type spectral M. Cela est important pour comprendre l’évolution chimique de ces étoiles. En plus, cette étude va contribuer fortement à améliorer les modèles synthétiques stellaires qui existent.

Figure 5

Pour marque-pages : Permaliens.

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