Jessica Campbell
University of Toronto
Jessica’s research focuses on the multiphase nature of our Galaxy’s magnetic field and how it connects between different phases of the interstellar medium (ISM). Whether it is the turbulent warm ionized medium (WIM) that fills much of the Galaxy or the cold neutral medium (CNM) often found in sheets and filaments, this complex ISM is permeated with high energy cosmic rays and magnetic fields. When accelerated by the magnetic field, these cosmic rays emit radio synchrotron radiation that is strongly linearly polarized. As this polarized emission passes through the foreground ISM, thermal electrons and magnetic fields in the WIM rotate the plane of polarization, an effect called Faraday rotation. These cosmic rays can also penetrate and ionize the densest regions of the ISM, causing even the predominantly neutral medium to be coupled to the magnetic field via linear 21 cm HI structures called ‘HI fibers.’ Despite the wealth of magnetic field information about the WIM and CNM, very little is known about how they relate to one another. Do the diffuse ionized and cold clumpy media share a common magnetic field? If so, how often does this occur, and under what circumstances? These are the questions driving Jessica’s research.
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 1 shows a region that she calls S1-C where the local magnetic field appears to be coupled between the diffuse WIM and clumpy CNM, soon to appear in ApJ. The red image shows the spatial gradient of the synchrotron polarization vector, also called the polarization gradient, which identifies abrupt changes in the thermal electron density and/or line-of-sight magnetic field strength within the WIM. The polarization gradient shows two prominent filaments, F1 and F3, that run parallel to the Galactic plane. The first of these filaments, F1, is coincident with a bright h-alpha filament, shown in green, which highlights an increase in gas density and/or ionization that is likely producing the Faraday rotation associated with F1. The southern end of F1 contains a knee feature along which there is an ionization front, which then breaks off into a fork morphology. Interestingly, F3 is not found in any other tracer and is possibly caused by a change in the magnetic field geometry, itself an interesting find. La figure 1 montre une région qu’elle appelle S1-C, où le champ magnétique local semble être couplé entre le WIM diffus et le CNM agglutiné, qui apparaîtra bientôt en ApJ. L’image rouge montre le gradient spatial du vecteur de polarisation synchrotron, également appelé gradient de polarisation, qui identifie les changements abrupts de la densité d’électrons thermiques et/ou de l’intensité du champ magnétique en visibilité directe dans le WIM. Le gradient de polarisation montre deux filaments proéminents, F1 et F3, qui s’étendent parallèlement au plan galactique. Le premier de ces filaments, F1, coïncide avec un filament h-alpha brillant, représenté en vert, qui met en évidence une augmentation de la densité de gaz et/ou de l’ionisation qui produit probablement la rotation de Faraday associée à F1. L’extrémité sud de F1 contient un élément de genou le long duquel se trouve un front d’ionisation, qui se brise ensuite en une morphologie de fourche. Il est intéressant de noter que F3 ne se trouve dans aucun autre traceur et est peut-être causé par un changement de la géométrie du champ magnétique, ce qui est en soi une découverte intéressante.
Figure 2 shows Planck dust emission at 353 GHz, where the coloured image is the total (unpolarized) intensity and the textured lines indicate the magnetic field orientation. The dust emission clearly contains the same knee and fork morphologies, and the overall field orientation is roughly parallel to the polarized filaments F1 and F3. There is yet another filament seen in the dust, F3, which runs between F1 and F3 in parallel and contains prominent HI fibers. This alignment between F1, F2, F3, HI fibers, and dust field orientation is very exciting because it suggests that the magnetic field within the WIM somehow “knows” about that within the CNM. More comprehensive studies are needed to understand whether regions like S1-C are unique places in the Galaxy or if they represent a more global trend of magnetic field coupling between ISM phases. La figure 2 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. On voit encore un autre filament dans la poussière, F3, qui s’étend parallèlement entre F1 et F3 et contient des fibres HI proéminentes. Cet alignement entre F1, F2, F3, les fibres HI et l’orientation du champ de la poussière est très intéressant car il suggère que le champ magnétique du WIM “sait” d’une certaine manière ce qu’il en est dans le CNM. Des études plus complètes sont nécessaires pour comprendre si des régions comme le S1-C sont des endroits uniques dans la Galaxie ou si elles représentent une tendance plus globale de couplage des champs magnétiques entre les phases de l’ISM.