We explore the possibility of detecting and characterising the warp of the stellar disc of our Galaxy using synthetic Gaia data and two available proper motion catalogues namely UCAC4 and PPMXL. We develop a new kinematic model for the galactic warp. With Gaia, the availability of proper motions and, for the brightest stars radial velocities, adds a new dimension to this study. A family of Great Circle Cell Counts (GC3) methods is used. They are ideally suited to find the tilt and twist of a collection of rings, which allow us to detect and measure the warp parameters. To test them, we use random realisations of test particles which evolve in a realistic Galactic potential warped adiabatically to various final configurations. In some cases a twist is introduced additionally. The Gaia selection function, its errors model and a realistic 3D extinction map are applied to mimic three tracer populations: OB, A and Red Clump stars. We show how the use of kinematics improves the accuracy in the recovery of the warp parameters. The OB stars are demonstrated to be the best tracers determining the tilt angle with accuracy better than ∼ 0.5 up to galactocentric distance of ∼ 16 kpc. Using data with good astrometric quality, the same accuracy is obtained for A type stars up to ∼ 13 kpc and for Red Clump up to the expected stellar cut-off. Using OB stars the twist angle is recovered to within < 3◦ for all distances. In this work we have developed a first and simplified kinematic model for our Galactic warp. The simplicity of the model has allowed us to evaluate the efficacy and limitations of the use of Gaia data to characterise the warp. These limitations have been fully explored and quantified. From the work done so far, we expect that the Gaia database, together with the methods presented here, will be a very powerful combination to characterise the warp of the stellar disc of our Galaxy. Moreover, We introduce LonKin methods that help us detect the kinematic signature of the warp in the vertical motions of stars as a function of galactic longitude. Applying this method to the UCAC4 proper motions, we do not obtain a similar trend as the one we expect from our warp model. We explore a possible source of this discrepancy in terms of systematics caused by a residual spin of the reference frame with respect to the extra- galactic inertial one. We also look into a deeper proper motion survey namely the PPMXL. The effect of systematics in this catalogue was reduced using hundreds of thousand quasars present in this survey. An analytical fit to the vertical velocity trend of red clump stars suggests a vertical oscillation in the southern warp with a rather high frequency that tends to decrease the amplitude of the warp. We analysed this trend in the context of our warp model and an abrupt decrease of the warp’s amplitude in a very short time of about one hundred Myr could explain this trend. / En aquesta tesi volem avaluar la capacitat de diversos mètodes estadístics de identificar i caracteritzar la curvatura del disc estel·lar de la Galàxia en la era de Gaia. Per a portar a terme aquests objectius hem desenvolupat expressions analítiques pel camp de forces d’un potencial tipus Miyamoto-Nagai de disc corbat. Partint del potencial galàctic axisimètric de Allen i Santillan (1991) procedim a distorsionar el potencial d’acord amb dos models diferents de curvatura: 1) un model amb la línia de nodes recta i 2) un model amb que presenta una torsió a mesura que augmenta el radi galactocèntric. Hem generat diversos catàlegs simulats de partícules test on hem anat corbant el potencial del disc bé adiabàticament o impulsiva i als que hem aplicat les limitacions observacionals de Gaia i els models d'error astromètrics esperats. A continuació hem utilitzat mètodes estadístics anomenats Great Circle Cell Counts (GC3) i els hem aplicat a mostres d’estrelles per les quals disposem de la informació en l’espai sis dimensional de posicions i velocitats o només informació en posició. A més, hem introduït d'altres mètodes que analitzen directament la tendència del moviment vertical mig de les estrelles en funció de la longitud galàctica. Demostrem que podem recuperar bé els paràmetres de la mostra d’estrelles OB amb bons paràmetres astromètrics a la que hem imposat una inclinació i una torsió al potencial donada. Els valors es recuperen amb un error inferior 3 graus per a totes les distàncies. És important esmentar que en tots els treballs amb els mètodes GC3 sempre hem utilitzat les paral·laxis trigonomètriques (mai les distàncies). També hem buscat la traça cinemàtica de la curvatura del disc en els catàlegs de moviments propis actualment disponibles, UCAC4 i PPMXL. Constatem la necessitat de conèixer amb bona precisió la rotació residual del sistema de referència respecte al sistema inercial, així com qualsevol altre efecte sistemàtic en els moviments propis. Els nostres resultats amb el catàleg PPMXL mostren que un decreixement impulsiu de l'amplitud de la curvatura reprodueix qualitativament la traça en la velocitat vertical que mostren les dades. En conclusió, aquest treball ens ha permès quantificar les capacitats de Gaia per a caracteritzar la geometria i la dinàmica de la curvatura del disc galàctic.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:TDX_UB/oai:www.tdx.cat:10803/288223 |
| Date | 27 February 2015 |
| Creators | Abedi, Hoda |
| Contributors | Figueras Siñol, Francesca, Aguilar Chiu, Luis, Figueras Siñol, Francesca, Universitat de Barcelona. Departament d'Astronomia i Meteorologia |
| Publisher | Universitat de Barcelona |
| Source Sets | Universitat de Barcelona |
| Language | English |
| Detected Language | English |
| Type | info:eu-repo/semantics/doctoralThesis, info:eu-repo/semantics/publishedVersion |
| Format | 186 p., application/pdf |
| Source | TDX (Tesis Doctorals en Xarxa) |
| Rights | L'accés als continguts d'aquesta tesi queda condicionat a l'acceptació de les condicions d'ús establertes per la següent llicència Creative Commons: http://creativecommons.org/licenses/by-nc-sa/3.0/es/, info:eu-repo/semantics/openAccess |
Page generated in 0.0054 seconds