Perché Gaia utilizza solo linee NIR di calcio per le misurazioni della velocità radiale stellare?

Stavo leggendo questo articolo di sintesi sul veicolo spaziale Gaia e ho visto la seguente dichiarazione:

Questi spettri forniscono informazioni sulla velocità radiale che vengono utilizzate per studiare l'evoluzione cinematica e dinamica della Via Lattea. Le velocità radiali sono derivate da tre linee isolate di calcio a 849,8, 854,2 e 855,2 nm. Altre linee nell'intervallo compreso tra 847 e 874nm possono fornire dati sulla composizione delle stelle, la gravità della superficie e l'abbondanza di metallo.

nota: come sottolineato nei commenti qui sotto, la terza riga è a 866.2nm, non a 855.2nm - si suggerisce che questo sia un refuso - il numero '855' appare anche su questa pagina ESA .

La spettroscopia ad alta risoluzione sembra funzionare solo tra 847 e 874nm e "tre linee isolate di calcio" vengono utilizzate per misurare la velocità radiale.

Tutte le stelle hanno abbastanza calcio nella loro atmosfera per produrre caratteristiche abbastanza forti da misurare la velocità radiale in modo così preciso? Avevo pensato che ci sono alcune popolazioni stellari che hanno ben poco oltre all'idrogeno e all'elio nella loro atmosfera.

Queste sono sempre linee di emissione o linee di assorbimento, o ci saranno alcune stelle con l'una e l'altra? Quale frazione di stelle semplicemente non avrà significative quantità di calcio?

sopra: lo spettrometro di velocità radiale di Gaia da qui , credito: ESA.

sopra: il sistema di imaging di Gaia, inclusi i mirror 4, 5 e 6, prismi, reticoli di diffrazione e array CCD, da qui , credito: EADS Astrium.

sopra: il modulo ottico di Gaia, incluso lo spettrometro Ravial Velocity (reticoli) e il correttore del campo afocale, da qui , credito: SAS Astrium.

La tripletta di Ca nell'infrarosso vicino sono linee di assorbimento di risonanza estremamente forti . Sono di gran lunga le caratteristiche più forti negli spettri del vicino infrarosso di fantastici nani e giganti di tipo G, K, M, che saranno la maggior parte delle stelle osservate dal Gaia RVS. Le linee delle triplette di Ca sono così forti che anche nelle stelle dell'alone a bassa metallizzazione, che hanno poca Ca nei loro fotosferi, queste linee sono ancora abbastanza forti da misurare le velocità radiali.

Le linee sono molto più deboli e molto più ampie per le stelle O, B e A più calde, e misurare le velocità radiali per queste sarà difficile e molto meno preciso.

Puoi vedere un atlante della regione di tripletta di Gaia Ca per stelle di diversi tipi spettrali nella Figura 2 di Munari et al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Vorrei anche aggiungere che queste tre linee non sono le uniche caratteristiche utilizzate per determinare le velocità, sono solo le caratteristiche più forti negli spettri della maggior parte delle stelle.

L'ESA lo afferma abbastanza chiaramente (anche se la loro cifra di 855,2 nm non è corretta; dovrebbe essere 866,2 nm):

La gamma di lunghezze d'onda RVS, 847-874 nm, è stata selezionata per coincidere con i picchi di distribuzione di energia delle stelle di tipo G e K che sono gli obiettivi RVS più abbondanti. Per queste stelle di tipo tardivo, viene visualizzato l'intervallo di lunghezze d'onda RVS, oltre a numerose linee deboli principalmente dovute a Fe, Si e Mg, tre linee di calcio ionizzate forti (intorno a 849,8, 854,2 e 855,2 nm).

Usando la legge di Wien , possiamo vedere che le stelle con queste come lunghezze d'onda di picco in questo intervallo corrispondono a temperature effettive nell'intervallo 3000-3500 K:

$$T=\frac{b}{\lambda_{\text{max}}}$$ $$\begin{array}{|c|c|} \hline \text{Wavelength (nm)}&\text{Temperature (K)}\\ \hline 847 & 3431\\ \hline 849.8 & 3409\\ \hline 854.2 & 3392\\ \hline 866.2 & 3345\\ \hline 874 & 3315\\ \hline \end{array}$$ In realtà, la maggior parte degli studi sulle stelle Gaia ha le emissioni più intense a temperature effettive superiori a questa; questi picchi corrispondono a stelle calde di tipo M, non a stelle di tipo K o G. Il Sole, ad esempio, ha una temperatura effettiva di circa 5800 K e molte stelle di tipo K hanno temperature effettive intorno ai 4000 K. Tuttavia, le stelle target garantiscono comunque emissioni intense nelle parti pertinenti dello spettro e quindi notevoli linee di calcio .

Secondo Cropper e Katz 2011 parte 2.2, il gruppo di lavoro RVS ha preso in considerazione altre bande, ma la banda ~ 850 nm è relativamente non influenzata dall'assorbimento nell'atmosfera terrestre, facilitando la preparazione e il follow-up a terra. Oltre alla forte tripletta di Ca II, questa banda è ricca di linee che consentono lo studio di quantità astrofisiche diverse dalla velocità radiale, aumentando il ritorno scientifico sull'investimento dello spettrometro.

Per le stelle di tipo B e più calde, una piccola minoranza della popolazione, sperano di ottenere la velocità radiale dalla serie di idrogeno di Paschen , che rappresenta gli ampi canali a 854.3, 859.6 e 866.3 nm nella parte superiore della figura 2 di Munari 2001 .