By Carter Rhea (Chair, CASCA Graduate Student Committee)
(Cassiopeia – Winter / hivers 2020)
Mainak Singha — Université du Manitoba
La recherche de Mainak portent sur la façon dont la faible accrétion des « noyaux galactiques actifs » (AGN) peut stimuler les processus d’évolution des galaxies. La plupart des modèles d’évolution des galaxies qui réussissent nécessitent que l’AGN lance des flux à l’échelle galactique pour diriger les processus d’évolution des galaxies. Afin de retracer les signes de ces flux, il utilise les données spectroscopiques (spectres) du SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Les raies d’émission de ces spectres mettent en évidence l’ionisation causée par les photons des disques d’accrétion de l’AGN ou les chocs de l’AGN. Toute asymétrie dans les profils des lignes d’émission indique que le gaz se rapproche ou s’éloigne de nous, ce qui est la signature de flux sortants.
Figure 1
Figure 1: Diagramme standard BPT du SDSS DR7. La radiogalaxie J142041+025930 se trouve dans la région LINER (Low Ionization Nuclear Emission Line Region) de la partie suggérant qu’il s’agit d’une radiogalaxie à faible excitation (LERG).
Vivian Tan — Université York
Les recherches de Vivian se concentrent sur les galaxies qui résident au sein des amas de galaxies à des décalages vers le rouge de 0.25 < z < 0.6, dans les Hubble Frontier Fields. Les amas sont des environnements dynamiques où les galaxies interagissent et s’éteignent, ce qui signifie le passage de la formation d'étoiles à la phase de repos. Les processus d'éteignant modifient la morphologie d'une galaxie, dont nous voulons mesurer non seulement par leurs profils de lumière, mais aussi par leur distribution de masse stellaire. La cartographie de la masse stellaire d'une galaxie est généralement difficile à z > 0, mais les Frontier Fields disposent d’une photométrie Hubble multibande profonde. Cela signifie que des cartes de masse stellaire résolues sont possibles même pour des galaxies aussi petites que 108 masses solaires. Les galaxies ayant des masses stellaires aussi faibles n’ont pas été étudiées de manière résolue à z > 0. Comme nous pouvons analyser la morphologie avec des cartes de masse stellaire résolues, nous avons constaté que les galaxies quiescentes qui sont moins massives que 109.5 masses solaires sont plus susceptibles d’être dominées par un disque (indice de Sersic ~ 1 à 2), mais les galaxies quiescentes sont dominées par un bulbe au-dessus de cette limite de masse (indice de Sersic de 4 ou plus). Ce phénomène n’a été constaté que dans les amas, mais pas dans les environnements « de champ » moins denses. Cela signifie que différents processus d’extinction ont dû se produire pour transformer ces galaxies, et ces processus d’extinction dépendent à la fois de la masse des galaxies et de leur environnement.
Figure 2
La figure 2 montre le processus de création des cartes de masse stellaire résolues par un processus appelé « SED-fitting ». La galaxie est divisée en compartiments spatiaux, et un SED est ajusté au flux photométrique de plusieurs bandes dans chacun des compartiments. La SED ajustée peut révéler la masse stellaire de cette région de la galaxie et, en rassemblant tous ces éléments, on obtient une carte de masse stellaire résolue. Les mesures de l’indice Sersic de la masse stellaire sont obtenues par ajustement paramétrique d’un profil Sersic 2D directement sur la carte de la masse stellaire à l’aide de GALFIT.
Jessica Campbell — Université de Toronto
Les recherches de Jessica se concentrent sur la nature multiphasique du champ magnétique de notre Galaxie et sur la façon dont il se connecte entre les différentes phases du milieu interstellaire (ISM). Que ce soit le milieu ionisé chaud turbulent (WIM) qui remplit une grande partie de la Galaxie ou le milieu neutre froid (CNM) que l’on trouve souvent dans les feuilles et les filaments, ce milieu ISM complexe est imprégné de rayons cosmiques et de champs magnétiques de haute énergie. Lorsqu’ils sont accélérés par le champ magnétique, ces rayons cosmiques émettent un rayonnement radio synchrotron fortement polarisé linéairement. Lorsque cette émission polarisée passe à travers l’ISM de premier plan, les électrons thermiques et les champs magnétiques de l’ISM font tourner le plan de polarisation, un effet appelé rotation de Faraday. Ces rayons cosmiques peuvent également pénétrer et ioniser les régions les plus denses de l’ISM, ce qui fait que même le milieu essentiellement neutre est couplé au champ magnétique par des structures HI linéaires de 21 cm appelées « fibres HI ». Malgré la richesse des informations sur le champ magnétique de l’ISM et du CNM, on sait très peu de choses sur leurs relations mutuelles. Les milieux diffus ionisés et froids en touffes partagent-ils un champ magnétique commun ? Si oui, à quelle fréquence et dans quelles circonstances cela se produit-il ? Telles sont les questions qui motivent les recherches de Jessica.
Figure 3
La figure 3 montre l’émission de poussière de Planck à 353 GHz, où l’image en couleur représente l’intensité totale (non polarisée) et les lignes texturées indiquent l’orientation du champ magnétique. L’émission de poussière contient clairement les mêmes morphologies de genou et de fourche, et l’orientation du champ global est à peu près parallèle aux filaments polarisés F1 et F3.
Robert Bickley — Université de Victoria
La recherche de Robert se concentre sur l’interaction entre l’astronomie observationnelle et l’apprentissage automatique. Il utilise les techniques visuelles pour identifier les galaxies qui ont subies récemment les fusions avec une autre galaxie. Ces fusions ont une signature distincte – elles créent des morphologies bizarres et déplacent les étoiles qui appartiennent aux galaxies. Pour identifier les fusions en utilisant l’apprentissage automatique, il entraîne les réseaux au neurones convolutifs sur les fusions (et non-fusions) prises de la simulation bien connue: IllustrisTNG. Il les utilise d’entraîner, valider, et tester les réseaux.
Figure 4
La figure 4 démontre l’habileté du réseau à identifier les fusions comme une fonction de leur environnement. Si une galaxie a une voisine proche, sa valeur de r_1 va être petite; par contre, s’il n’y a pas de voisine, la valeur de r_1 va être tellement grande. Le panneau en haut démontre le nombre total de fusions et les contrôles (bleue et orange). De plus, il catégorise les classifications comme correcte ou incorrecte (fp, brun: contrôle classifié comme un fusion; tn, violet: contrôles bien-classifiées; fn, rouge: les fusions classifiées comme des contrôles; tp, verte: fusions bien-classifiées). Le panneau en bas montre la fraction de fusions et galaxies de contrôle qui sont identifiées correctement par le réseau.
