Mengapa Gaia hanya menggunakan jalur kalsium NIR untuk pengukuran kecepatan radial bintang?

Saya sedang membaca artikel ikhtisar ini tentang pesawat ruang angkasa Gaia dan saya melihat pernyataan berikut:

Spektra ini memberikan informasi kecepatan radial yang digunakan untuk mempelajari evolusi kinematik dan dinamis dari Bima Sakti. Kecepatan radial berasal dari tiga jalur Kalsium yang terisolasi pada 849,8, 854,2 dan 855,2nm. Garis lain dalam kisaran 847 hingga 874nm dapat memberikan data tentang komposisi bintang, gravitasi permukaan, dan kelimpahan logam.

catatan: seperti yang ditunjukkan dalam komentar di bawah ini, baris ketiga adalah 866.2nm, bukan 855.2nm - ini disarankan sebagai kesalahan ketik - angka '855' juga muncul di halaman ESA ini .

Spektroskopi resolusi tinggi hanya tampaknya beroperasi antara 847 dan 874nm, dan "tiga garis Kalsium terisolasi" digunakan untuk mengukur kecepatan radial.

Apakah semua bintang memiliki cukup kalsium di atmosfernya untuk menghasilkan fitur yang cukup kuat untuk mengukur kecepatan radial dengan akurat? Saya pernah berpikir bahwa ada beberapa populasi bintang yang memiliki sangat sedikit selain hidrogen dan helium di atmosfer mereka.

Apakah ini selalu garis emisi atau garis serapan, atau akankah ada beberapa bintang dengan satu dan beberapa lainnya? Apa fraksi bintang yang tidak memiliki jumlah kalsium yang signifikan?

atas: Spektrometer Radial Kecepatan Gaia dari sini , kredit: ESA.

di atas: Sistem Imaging Gaia, termasuk mirror 4, 5 dan 6, prisma, grating difraksi, dan susunan CCD, dari sini , kredit: EADS Astrium.

di atas: Modul Optik Gaia, termasuk spektrometer Kecepatan Ravial (kisi-kisi) dan korektor medan lokal, dari sini , kredit: SAS Astrium.

Triplet Ca dalam inframerah dekat adalah garis serapan resonansi yang sangat kuat . Mereka sejauh ini merupakan fitur terkuat dalam spektrum inframerah dekat G, K, kurcaci tipe M dan raksasa, yang akan menjadi mayoritas bintang yang diamati oleh Gaia RVS. Garis triplet Ca sangat kuat sehingga bahkan dalam bintang halo metallicity rendah, yang memiliki Ca kecil di fotofoto mereka, garis-garis ini masih cukup kuat untuk mengukur kecepatan radial.

Garis-garisnya jauh lebih lemah dan lebih luas untuk bintang-bintang O, B dan A yang lebih panas, dan mengukur kecepatan radial untuk ini akan sulit dan jauh lebih tidak tepat.

Anda dapat melihat atlas wilayah triplet Gaia Ca untuk bintang dari berbagai jenis spektral pada Gambar 2 dari Munari et al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Saya juga harus menambahkan bahwa ketiga garis ini bukan satu-satunya fitur yang digunakan untuk menentukan kecepatan, mereka hanya fitur terkuat dalam spektrum sebagian besar bintang.

ESA menyatakannya dengan cukup jelas (walaupun angka 855.2 nm mereka salah; seharusnya 866.2 nm):

Rentang panjang gelombang RVS, 847-874 nm, telah dipilih bertepatan dengan puncak distribusi energi bintang tipe G dan K yang merupakan target RVS yang paling melimpah. Untuk bintang-bintang tipe akhir ini, interval panjang gelombang RVS menampilkan, di samping banyak garis lemah terutama karena Fe, Si, dan Mg, tiga garis kalsium terionisasi yang kuat (sekitar 849,8, 854,2, dan 855,2 nm).

Dengan menggunakan hukum Wien , kita dapat melihat bahwa bintang-bintang dengan ini sebagai panjang gelombang puncak dalam interval ini sesuai dengan suhu efektif dalam kisaran 3000-3500 K:

$$T=\frac{b}{\lambda_{\text{max}}}$$ $$\begin{array}{|c|c|} \hline \text{Wavelength (nm)}&\text{Temperature (K)}\\ \hline 847 & 3431\\ \hline 849.8 & 3409\\ \hline 854.2 & 3392\\ \hline 866.2 & 3345\\ \hline 874 & 3315\\ \hline \end{array}$$ Pada kenyataannya, sebagian besar studi bintang Gaia memiliki emisi paling kuat pada suhu efektif lebih tinggi dari ini; puncak-puncak ini berhubungan dengan bintang tipe-M yang panas, bukan bintang tipe K atau G. Matahari, misalnya, memiliki suhu efektif sekitar 5800 K, dan banyak bintang tipe K memiliki suhu efektif sekitar 4000 K. Namun, bintang-bintang target masih menjamin emisi yang kuat di bagian spektrum yang relevan, dan dengan demikian garis kalsium terlihat .

Menurut Cropper dan Katz 2011 bagian 2.2, kelompok kerja RVS mempertimbangkan band-band lain, tetapi band ~ 850 nm relatif tidak terpengaruh oleh penyerapan di atmosfer Bumi, memfasilitasi persiapan dan tindak lanjut berbasis darat. Selain triplet Ca II yang kuat, pita ini kaya akan garis yang memungkinkan studi jumlah astrofisika selain kecepatan radial, menambah ilmu pengetahuan tentang investasi spektrometer.

Untuk tipe B dan bintang yang lebih panas, minoritas kecil dari populasi, mereka berharap untuk mendapatkan kecepatan radial dari seri hidrogen Paschen , yang menyumbang palung lebar pada 854,3, 859,6, dan 866,3 nm di atas Munari 2001 angka 2.