Pamela Freeman; November 2022

Meet Pamela Freeman, October’s GradHighlightee! 

le français suit

How do complex, potentially pre-biotic, molecules form during the star formation process? Pamela studies this through astrochemistry—specifically, the molecular makeup and evolution of Galactic gas and dust clouds. Using radio telescopes in the millimeter and sub-millimeter range, the molecular spectral line emission of carbon-based complex and carbon-chain bearing molecules is detected and studied. These molecules, and their formation, are highly sensitive to environmental conditions, thus the presence, spatial distribution, intensity of the observations reveals the physical conditions and evolutionary history of the region.

 

Pamela’s PhD research, under the supervision of Dr. René Plume at the University of Calgary, focuses on the question: if there are abundant carbon chain molecules in high mass star forming regions, where are they and how did they get there? With recent surveys from the GBT 100m dish and the IRAM 30m Telescope, Pamela has mapped and modeled spectral lines of methanol, CH3OH, and propyne, CH3CCH, as examples of complex organic and carbon-chain molecules. The temperature and column density (number of molecules along the line of sight) are discerned from the relative and absolute intensity of the spectral lines. Each transition line traces different environmental conditions; having numerous lines gives greater confidence in the resulting parameters.

 

Methanol and propyne are found to have different temperature and velocity structure through our local thermodynamic equilibrium model, meaning they are emitting from different physical environments or gas. Propyne, at the modeled temperatures of 20-30 K, could be retained from cold gas-phase formation early in the star forming cycle, or, could be regenerated in these ‘warm’ environments near a protostar. Comparing the observed molecular densities to chemical evolution models will further discern the formation route. Since high mass star forming regions are responsible for most of the star formation in the Galaxy, these results will help us understand how these important chemical processes proceed as a link between the interstellar medium and planetary bodies.

 

Aside from star formation, Pamela can be found working on CASCA GSC vice-chair duties, her science communication skills, and learning ways to make academic science accessible. She also loves to spend time outdoors, away from her computer.

 

The velocity (top row), column density (bottom left, contours are in levels of 1e13, 4e13, 7e13, 1e14, 4e14 cm-2), and excitation temperature (bottom right, contours in levels of 15, 20, 25, 30, 35 K) of methanol, CH3OH, and propyne, CH3CCH, around the high mass star forming region IRAS 20126+4104, marked with the white ‘x’. The velocity of IRAS 20126+4104 is -3.5 km/s. Methanol aligns with a small scale outflow oriented SE-NW (Cesaroni et al. 1997,1999), while propyne aligns with a large scale outflow oriented S-N (Wilking et al. 1990, Shepherd et al. 2000). Methanol is concentrated around the known hot core, with a steeper gradient of temperature reaching a maximum of 42 K just offset from the source. Propyne has a relatively extended distribution, with a more uniform temperature of 20-30 K. We do not see the hot core temperatures of > 100 K, as we are likely smoothing it out with the resolution of single dish telescopes.                                     La vitesse (ligne du haut), la densité de colonne (en bas à gauche, les contours sont dans les niveaux de 1e13, 4e13, 7e13, 1e14, 4e14 cm-2), et la température d’excitation (en bas à droite, les contours sont dans les niveaux de 15, 20, 25, 30, 35 K) du méthanol, CH3OH, et du propyne, CH3CCH, autour de la région de formation d’étoiles de masse élevée IRAS 20126+4104, marquée par le ‘x’ blanc. La vitesse d’IRAS 20126+4104 est de -3,5 km/s. Le méthanol s’aligne avec un écoulement à petite échelle orienté SE-NW (Cesaroni et al. 1997,1999), tandis que la propyne s’aligne avec un écoulement à grande échelle orienté S-N (Wilking et al. 1990, Shepherd et al. 2000). Le méthanol est concentré autour du noyau chaud connu, avec un gradient de température plus raide atteignant un maximum de 42 K juste à l’écart de la source. Le propyne a une distribution relativement étendue, avec une température plus uniforme de 20-30 K. Nous ne voyons pas les températures du noyau chaud de > 100 K, car nous les lissons probablement avec la résolution des télescopes à une seule antenne.

 

 

 

Voici Pamela Freeman, la lauréate du mois d’octobre ! 

 

Comment des molécules complexes, potentiellement pré-biotiques, se forment-elles au cours du processus de formation des étoiles ? Pamela étudie cette question par le biais de l’astrochimie, et plus précisément de la composition moléculaire et de l’évolution des nuages de gaz et de poussière galactiques. À l’aide de radiotélescopes dans le domaine millimétrique et submillimétrique, elle détecte et étudie l’émission des lignes spectrales moléculaires des molécules complexes à base de carbone et des molécules à chaîne carbonée. Ces molécules, et leur formation, sont très sensibles aux conditions environnementales. Ainsi, la présence, la distribution spatiale et l’intensité des observations révèlent les conditions physiques et l’histoire de l’évolution de la région.

 

La recherche doctorale de Pamela, sous la supervision du Dr René Plume à l’Université de Calgary, se concentre sur la question suivante : s’il y a des molécules de chaîne de carbone en abondance dans les régions de formation d’étoiles de masse élevée, où sont-elles et comment sont-elles arrivées là ? Grâce aux récents relevés de la parabole de 100 m du GBT et du télescope de 30 m de l’IRAM, Pamela a cartographié et modélisé les lignes spectrales du méthanol, CH3OH, et de la propyne, CH3CCH, qui sont des exemples de molécules organiques complexes et à chaîne de carbone. La température et la densité de la colonne (nombre de molécules le long de la ligne de visée) sont discernées à partir de l’intensité relative et absolue des lignes spectrales. Chaque ligne de transition retrace différentes conditions environnementales ; le fait d’avoir de nombreuses lignes donne une plus grande confiance dans les paramètres résultants.

 

Notre modèle d’équilibre thermodynamique local révèle que le méthanol et le propyne ont une structure de température et de vitesse différente, ce qui signifie qu’ils sont émis par des environnements physiques ou des gaz différents. Le propyne, aux températures modélisées de 20-30 K, pourrait être retenu de la formation de la phase gazeuse froide au début du cycle de formation des étoiles, ou pourrait être régénéré dans ces environnements ” chauds ” près d’une proto-étoile. La comparaison des densités moléculaires observées avec les modèles d’évolution chimique permettra de mieux discerner la voie de formation. Comme les régions de formation d’étoiles de haute masse sont responsables de la plupart de la formation d’étoiles dans la Galaxie, ces résultats nous aideront à comprendre comment ces processus chimiques importants se déroulent en tant que lien entre le milieu interstellaire et les corps planétaires.

 

En dehors de la formation d’étoiles, on peut trouver Pamela en train de travailler sur les fonctions de vice-présidente du CSS de la CASCA, sur ses compétences en communication scientifique et sur les moyens de rendre la science universitaire accessible. Elle aime également passer du temps à l’extérieur, loin de son ordinateur.

 

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