Cinemática galáctica local y constante de precesión

Abstract

La distribución de las velocidades residuales y los parámetros cinemáticos en el entorno solar han sido calculados por diversos autores (DELHAYE, 1965). Sin embargo, las diferencias significativas que aparecen entre las distintas determinaciones nos animaron a profundizar en este tema. El método estadístico aplicado y los datos utilizados son las principales causas de tales discrepancias. Por ello, hemos dedicado el primer Capítulo a analizar los datos disponibles, para tratar de encontrar las causas de dichas discrepancias y obtener una fuente de datos que (con la misma muestra de estrellas) nos permitiese atacar el estudio de la distribución de las velocidades residuales y de los parámetros cinemáticos del movimiento macroscópico de la Galaxia en el entorno del Sol.

En cuanto se refiere al estudio de la distribución de las velocidades residuales, en el Capítulo segundo se han calculado los momentos centrados hasta el cuarto orden. Hasta hace poco, únicamente se consideraban los momentos de segundo orden y sólo CHARLIER (1926) había estimado los momentos hasta el cuarto orden, si bien los datos entonces disponibles eran de menor calidad. Recientemente, ERICKSON (1975) ha publicado momentos hasta el cuarto orden para el Catálogo de GLIESE (1969), y ello nos ha animado a atacar el problema por otro método de cálculo obteniendo plena coincidencia al aplicarlo a su muestra de estrellas, lo cual nos ha permitido extender estos cálculos al Catálogo FK4.

Al desarrollo del modelo tridimensional de OGORODNIKOV-MILNE para calcular el gradiente del campo galáctico de velocidades hemos dedicado el Capítulo tercero, sin más hipótesis que la de la aproximación lineal. Para interpretar los valores hallados en función de los parámetros cinemáticos de la Galaxia, necesitarnos separar la parte hemisimétrica de dicho gradiente de las correcciones de precesión con las cuales aparece mezclada. Para ello, en lugar de admitir hipótesis de dudosa justificación, hemos preferido adoptar un modelo galáctico.

El modelo galáctico elegido con el fin de paliar el problema expuesto ha sido un modelo isotermo, el cual se justifica perfectamente en las proximidades del Sol. Dicho modelo se ha desarrollado en el cuarto Capítulo, planteándose las ecuaciones hidrodinámicas que de él se deducen y que nos han permitido cerrar el problema y calcular los parámetros cinemáticos de la Galaxia en el entorno del Sol, así corno las correcciones a la constante de la precesión. La concordancia con otros autores y la coherencia interna de los resultados obtenidos pone de manifiesto la bondad del método de cálculo empleado y la necesidad de atacar los problemas de dinámica galáctica mediante modelos tridimensionales, así como al propio tiempo justifica la adopción del citado modelo isotermo.