¿Por qué Gaia usa solo líneas NIR de calcio para mediciones de velocidad radial estelar?

Estaba leyendo este artículo general sobre la nave espacial Gaia y vi la siguiente declaración:

Estos espectros proporcionan información de velocidad radial que se utiliza para estudiar la evolución cinemática y dinámica de la Vía Láctea. Las velocidades radiales se derivan de tres líneas de calcio aisladas a 849.8, 854.2 y 855.2nm. Otras líneas en el rango de 847 a 874 nm pueden proporcionar datos sobre la composición de estrellas, la gravedad de la superficie y la abundancia de metales.

nota: como se señala en los comentarios a continuación, la tercera línea está en 866.2nm, no en 855.2nm , se sugiere que sea un error tipográfico, el número '855' también aparece en esta página de la ESA .

La espectroscopía de alta resolución solo parece funcionar entre 847 y 874 nm, y se utilizan "tres líneas de calcio aisladas" para medir la velocidad radial.

¿Todas las estrellas tienen suficiente calcio en su atmósfera para producir características lo suficientemente fuertes como para medir la velocidad radial con tanta precisión? Pensé que hay algunas poblaciones estelares que tienen muy poco además de hidrógeno y helio en su atmósfera.

¿Son siempre líneas de emisión o líneas de absorción, o habrá algunas estrellas con una y otra con la otra? ¿Qué fracción de estrellas simplemente no tendrá cantidades significativas de calcio?

arriba: Espectrómetro de velocidad radial de Gaia desde aquí , crédito: ESA.

arriba: el sistema de imágenes de Gaia, incluidos los espejos 4, 5 y 6, prismas, rejillas de difracción y matriz CCD, desde aquí , crédito: EADS Astrium.

arriba: Módulo óptico de Gaia, que incluye un espectrómetro de velocidad ravial (rejillas) y un corrector de campo local, desde aquí , crédito: SAS Astrium.

El triplete de Ca en el infrarrojo cercano son líneas de absorción de resonancia extremadamente fuertes . Son, con mucho, las características más fuertes en los espectros infrarrojos cercanos de los enanos y gigantes de tipo G, K, M, que serán la mayoría de las estrellas observadas por el RVS de Gaia. Las líneas de triplete de Ca son tan fuertes que incluso en estrellas de halo de baja metalicidad, que tienen poco Ca en sus fotosferas, estas líneas siguen siendo lo suficientemente fuertes como para medir velocidades radiales.

Las líneas son mucho más débiles y más anchas para las estrellas O, B y A más calientes, y medir velocidades radiales para estas será difícil y mucho menos preciso.

Puede ver un atlas de la región del triplete Gaia Ca para estrellas de diferentes tipos espectrales en la Figura 2 de Munari et al. (2001) http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

También debo agregar que estas tres líneas no son las únicas características utilizadas para determinar las velocidades, son solo las características más fuertes en los espectros de la mayoría de las estrellas.

La ESA lo dice con bastante claridad (aunque su cifra de 855.2 nm es incorrecta; debería ser 866.2 nm):

El rango de longitud de onda RVS, 847-874 nm, se ha seleccionado para que coincida con los picos de distribución de energía de las estrellas de tipo G y K, que son los objetivos RVS más abundantes. Para estas estrellas de tipo tardío, se muestra el intervalo de longitud de onda RVS, además de numerosas líneas débiles principalmente debido a Fe, Si y Mg, tres líneas de calcio ionizado fuerte (alrededor de 849.8, 854.2 y 855.2 nm).

Usando la ley de Wien , podemos ver que las estrellas con estas longitudes de onda máximas en este intervalo corresponden a temperaturas efectivas en el rango de 3000-3500 K:

$$T=\frac{b}{\lambda_{\text{max}}}$$ $$\begin{array}{|c|c|} \hline \text{Wavelength (nm)}&\text{Temperature (K)}\\ \hline 847 & 3431\\ \hline 849.8 & 3409\\ \hline 854.2 & 3392\\ \hline 866.2 & 3345\\ \hline 874 & 3315\\ \hline \end{array}$$ En realidad, la mayoría de las estrellas que estudia Gaia tienen las emisiones más intensas a temperaturas efectivas superiores a esta; estos picos corresponden a estrellas calientes de tipo M, no a estrellas de tipo K o G. El Sol, por ejemplo, tiene una temperatura efectiva de aproximadamente 5800 K, y muchas estrellas de tipo K tienen temperaturas efectivas alrededor de 4000 K. Sin embargo, las estrellas objetivo aún garantizan emisiones intensas en las partes relevantes del espectro y, por lo tanto, líneas de calcio notables. .

Según Cropper y Katz 2011, parte 2.2, el grupo de trabajo RVS consideró otras bandas, pero la banda de ~ 850 nm no se ve afectada por la absorción en la atmósfera de la Tierra, lo que facilita la preparación y el seguimiento en tierra. Además del fuerte triplete de Ca II, esta banda es rica en líneas que permiten el estudio de cantidades astrofísicas distintas de la velocidad radial, lo que aumenta el rendimiento científico de la inversión en el espectrómetro.

Para el tipo B y las estrellas más calientes, una pequeña minoría de la población, esperan obtener velocidad radial de la serie de hidrógeno Paschen , que representa los anchos canales en 854.3, 859.6 y 866.3 nm en la parte superior de la figura 2 de Munari 2001 .