Se analizan diversos aspectos del comportamiento cinemático de las poblaciones estelaresen el entorno solar. Para ello se pone a punto un método numérico de superposición desistemas estelares que permite aproximar una muestra global de estrellas por dos o máscomponentes cada una de ellas con distribución normal de velocidades. Se parte de losprincipios y métodos de la Dinámica Galáctica. Se plantea el modelo estadístico de lasuperposición de n funciones de distribución de Schwarzschild generalizadas. Se desarrolla un método de cálculo numérico para el caso particular de dos poblaciones que finalmente se aplica a muestras estelares locales. Los resultados que se obtienen de la aplicación delmétodo se encajan dentro de los modelos dinámicos que se presentan al principio.Adicionalmente se desarrolla un método de selección de la muestra de estrellas por máximaentropía de la probabilidad de mezcla.Se resumen varios modelos dinámicos de sistemas estelares de Chandrasekhar que utilizandiferentes hipótesis de simetrías de la distribución de velocidades: Simetría cilíndrica en estado estacionario, en estado no estacionario con y sin simetría respecto del planogaláctico y simetría axial no cilíndrica. Se utiliza el principio de superposición depoblaciones para obtener grupos de estrellas que se ajustan a modelos dinámicos sencillosaun cuando el conjunto global de estrellas no pueda interpretarse de acuerdo con lasmismas simplificaciones. Se describen las diferentes interpretaciones del fenómeno de ladesviación del vértex resumiendo sus posibles causas. Se introduce el concepto depoblaciones estelares de acuerdo con el criterio de que cinemática y distribución espacialhacen referencia a componentes mientras que edad y metalicidad se refieren a poblacionesdentro de una componente. Se presenta el desarrollo estadístico que da lugar al algoritmode cálculo y se deducen las expresiones de los momentos de orden n de una superposiciónarbitraria dep poblaciones. Tales expresiones dan lugar a un sistema de ecuaciones cuya resolución para el caso p=2 constituye el método numérico de separación de poblaciones.Se optimiza así un desarrollo analítico previo utilizando el mínimo número de grupos estelares que expliquen los parámetros característicos de la muestra. Se mejoran los resultados mediante propagación estadística de errores y resolución de sistemas de ecuaciones por mínimos cuadrados ponderados. Para entrenar el método numérico se utilizan muestras sintéticas. Estas muestras, permiten introducir estrellas de comportamiento cinemático extremo y sugieren el criterio de selección de la muestra.Además, las muestras sintéticas permiten aplicar el método numérico de forma recurrente previa extracción de la población más dispersa y así obtener más de dos poblaciones gausianas a partir de una muestra global. Se define un criterio de selección de estrellas de la muestra para excluir las que presentan características cinemáticas más extremas. Este criterio puede asociarse con la idea de máxima entropía para obtener la aproximación general representativa del máximo número de estrellas.Finalmente se aplica todo lo planteado a muestras del entorno solar: CNS3 e HIPPARCOS.La aplicación del método a estas muestras permite deducir interesantes conclusiones sobre la cinemática local. Se aportan nuevos valores para las velocidades radiales, desviación del vértex y proporciones de mezcla de poblaciones en el entorno solar. En la muestra procedente del CNS3 se aprecian los denominados discos joven y viejo siendo esta última componente compatible con un modelo dinámico de simetría cilíndrica. En la procedente de HIPPARCOS se aprecia además el disco grueso presentándose desviación del vértexpara todas las componentes. Adicionalmente, desde un punto de vista metodológico se aporta la optimización de un método numérico, su tratamiento de errores y la forma de seleccionar la muestra. / In order to study the kinematic behaviour of local stellar populations, it has been developeda statistical method which allows approximating a local stellar sample as superposition oftwo or more stellar systems each one with normal velocity distribution. The partialcomponents are supposed large enough as to be represented by gaussian functions lookingfor macroscopic properties, so that they may be associated with stellar populations.Some Galactic dynamic models developed by different authors are reviewed. These modelsare based in the Chandrasekhar's approximation for the velocity distribution function.Depending on the symmetry hypothesis taken for describing the model some conclusionsabout the values of the moments, mean velocities and vertex deviation are obtained.Then, a statistical model based on the use of the moments of second, third and fourth orderis developed. The velocity density function is approximated by the superposition of twotrivariate normal distributions leading to an equation system optimized for minimizing theerrors.A local stellar sample is drawn from neighbour star catalogues by using a non-informativefiltering method looking for the maximum entropy of the mixture probability. Thus, we areable to apply the method recursively in order to identify more than two groups in thesample. The population covariance matrices are determined as well as the mean velocities,the vertex deviation and the mixture proportions. The method has been applied to CNS3and HIPPARCOS.The most remarkable conclusions deduced from the kinematic parameters are: In CNS3 twoclear components are clearly detected. The one corresponding to old disk stars iscompatible with dynamic models accepting axial symmetry and shows no vertex deviation.In HIPPARCOS, three components are shown which are associable to young, old and thickdisks. The component of CNS3 associable with young as well as these three ones show nonegligible vertex deviation and require a point axial symmetry model in order to explain itskinematics. For both samples, a radial differential movement between young and old diskcomponents is also detected.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:TDX_UB/oai:www.tdx.cat:10803/742 |
| Date | 25 May 2001 |
| Creators | Alcobé López, Santiago |
| Contributors | Cubarsi Morera, Rafael, Català Poch, M. Asunción, Sanahuja i Parera, Blai, Universitat de Barcelona. Departament d'Astronomia i Meteorologia |
| Publisher | Universitat de Barcelona |
| Source Sets | Universitat de Barcelona |
| Language | Spanish |
| Detected Language | Spanish |
| Type | info:eu-repo/semantics/doctoralThesis, info:eu-repo/semantics/publishedVersion |
| Format | application/pdf |
| Source | TDX (Tesis Doctorals en Xarxa) |
| Rights | info:eu-repo/semantics/openAccess, ADVERTIMENT. L'accés als continguts d'aquesta tesi doctoral i la seva utilització ha de respectar els drets de la persona autora. Pot ser utilitzada per a consulta o estudi personal, així com en activitats o materials d'investigació i docència en els termes establerts a l'art. 32 del Text Refós de la Llei de Propietat Intel·lectual (RDL 1/1996). Per altres utilitzacions es requereix l'autorització prèvia i expressa de la persona autora. En qualsevol cas, en la utilització dels seus continguts caldrà indicar de forma clara el nom i cognoms de la persona autora i el títol de la tesi doctoral. No s'autoritza la seva reproducció o altres formes d'explotació efectuades amb finalitats de lucre ni la seva comunicació pública des d'un lloc aliè al servei TDX. Tampoc s'autoritza la presentació del seu contingut en una finestra o marc aliè a TDX (framing). Aquesta reserva de drets afecta tant als continguts de la tesi com als seus resums i índexs. |
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