Alcuni metodi statistici per determinare le distanze cosmologiche

In questa tesi, introduciamo alcuni studi statistici teorici di alcune funzioni di distribuzione per calcolare le distanze per alcuni gruppi stellari della nostra galassia. Lungo il metodo gaussiano suggerito da Sharaf et. al. (2003), abbiamo continuato con alcune modifiche che hanno portato al metodo gaussiano A, B, C. Il bias malmquista è stato preso in considerazione. Abbiamo aggiunto l'errore percentuale per determinare la dispersione per tipo e sottotipi spettrali. La filosofia della gaussiana A, B, C è dovuta ai cambiamenti nei limiti degli integrandi dovuti a quelli che abbiamo chiamato mg e mL (definiti in seguito). Questi cambiamenti sono legati al sole, al campione e ai telescopi utilizzati. A sua volta ha cambiato la forma degli integrandi, e ha dato, come crediamo, risultati più precisi rispetto ad altri. La funzione di distribuzione esponenziale è stata poi utilizzata e trattata seguendo la stessa procedura del Gaussiano. Abbiamo scoperto che il metodo in quanto tale non contiene il parametro trascendentale. È stata quindi utilizzata l'espansione di Taylor con i primi due termini come approssimazione.