Pamela Freeman

Université de Calgary

Comment les molécules complexes, potentiellement prébiotiques, se forment-elles lors de la formation des étoiles ? Pamela étudie ce phénomène par l'astrochimie, plus précisément la composition moléculaire et l'évolution des nuages de gaz et de poussière galactiques. À l'aide de radiotélescopes millimétriques et submillimétriques, l'émission spectrale moléculaire des molécules complexes à base de carbone et à chaîne carbonée est détectée et étudiée. Ces molécules et leur formation sont très sensibles aux conditions environnementales. La présence, la distribution spatiale et l'intensité des observations révèlent donc les conditions physiques et l'histoire évolutive de la région.

Les recherches doctorales de Pamela, sous la direction du Dr René Plume à l'Université de Calgary, portent sur la question suivante : si les régions de formation d'étoiles massives regorgent de molécules à chaîne carbonée, où se trouvent-elles et comment y sont-elles arrivées ? Grâce à de récents relevés effectués par l'antenne parabolique GBT de 100 m et le télescope IRAM de 30 m, Pamela a cartographié et modélisé les raies spectrales du méthanol (CH3OH) et du propyne (CH3CCH), comme exemples de molécules organiques et à chaîne carbonée complexes. La température et la densité de la colonne (nombre de molécules le long de la ligne de visée) sont déterminées à partir de l'intensité relative et absolue des raies spectrales. Chaque raie de transition reflète des conditions environnementales différentes ; la présence de nombreuses raies renforce la fiabilité des paramètres obtenus.

Notre modèle d'équilibre thermodynamique local montre que le méthanol et le propyne présentent des structures de température et de vitesse différentes, ce qui signifie qu'ils émettent à partir d'environnements physiques ou de gaz différents. Aux températures modélisées de 20 à 30 K, le propyne pourrait être retenu lors de la formation en phase gazeuse froide au début du cycle de formation stellaire, ou régénéré dans ces environnements « chauds » à proximité d'une protoétoile. La comparaison des densités moléculaires observées avec les modèles d'évolution chimique permettra de mieux comprendre la voie de formation. Les régions de formation d'étoiles de grande masse étant responsables de la majeure partie de la formation stellaire dans la Galaxie, ces résultats nous aideront à comprendre comment ces importants processus chimiques se déroulent, reliant le milieu interstellaire aux corps planétaires.

Outre sa formation de star, Pamela s'investit dans ses fonctions de vice-présidente du GSC de la CASCA, développe ses compétences en communication scientifique et apprend à rendre la science universitaire accessible. Elle aime aussi passer du temps en extérieur, loin de son ordinateur.

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.