Warum verwendet Gaia nur Calcium-NIR-Linien für Sternradialgeschwindigkeitsmessungen?

Ich habe diesen Übersichtsartikel über das Gaia-Raumschiff gelesen und die folgende Aussage gesehen:

Diese Spektren liefern Radialgeschwindigkeitsinformationen, mit denen die kinematische und dynamische Entwicklung der Milchstraße untersucht wird. Radialgeschwindigkeiten werden aus drei isolierten Calciumlinien bei 849,8, 854,2 und 855,2 nm abgeleitet. Andere Linien im Bereich von 847 bis 874 nm können Daten zur Sternzusammensetzung, zur Oberflächengravitation und zur Metallhäufigkeit liefern.

Hinweis: Wie in den Kommentaren unten ausgeführt, befindet sich die dritte Zeile bei 866,2 nm, nicht bei 855,2 nm - dies wird als Tippfehler empfohlen - die Nummer '855' wird auch auf dieser ESA-Seite angezeigt .

Die hochauflösende Spektroskopie scheint nur zwischen 847 und 874 nm zu arbeiten, und "drei isolierte Calciumlinien" werden zur Messung der Radialgeschwindigkeit verwendet.

Haben alle Sterne genug Kalzium in ihrer Atmosphäre, um Merkmale zu erzeugen, die stark genug sind, um die Radialgeschwindigkeit so genau zu messen? Ich hatte gedacht, dass es einige Sternpopulationen gibt, die außer Wasserstoff und Helium nur sehr wenig in ihrer Atmosphäre haben.

Handelt es sich immer um Emissionslinien oder Absorptionslinien, oder gibt es einige Sterne mit dem einen und dem anderen? Welcher Anteil der Sterne enthält einfach keine signifikanten Mengen an Kalzium?

oben: Gaias Radialgeschwindigkeitsspektrometer von hier , Kredit: ESA.

oben: Gaias Bildgebungssystem, einschließlich der Spiegel 4, 5 und 6, Prismen, Beugungsgitter und CCD-Array, von hier aus : EADS Astrium.

oben: Gaias optisches Modul, einschließlich Ravial Velocity-Spektrometer (Gitter) und Afocal Field Corrector, von hier aus : SAS Astrium.

Die Ca Triplett im nahen Infrarot sind extrem starke Resonanz - Absorptionslinien. Sie sind bei weitem die stärksten Merkmale in den Nahinfrarotspektren von kühlen Zwergen und Riesen vom Typ G, K, M, die die Mehrheit der vom Gaia RVS beobachteten Sterne darstellen. Die Ca-Triplettlinien sind so stark, dass selbst in Halosternen mit geringer Metallizität, die wenig Ca in ihren Photosphären enthalten, diese Linien noch stark genug sind, um Radialgeschwindigkeiten zu messen.

Die Linien sind für heißere O-, B- und A-Sterne viel schwächer und viel breiter, und die Messung der Radialgeschwindigkeiten für diese ist schwierig und viel weniger genau.

In Abbildung 2 von Munari et al. Können Sie sich einen Atlas der Gaia Ca-Triplettregion für Sterne verschiedener Spektraltypen ansehen. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Ich sollte auch hinzufügen, dass diese drei Linien nicht die einzigen Merkmale sind, die zur Bestimmung der Geschwindigkeiten verwendet werden, sondern nur die stärksten Merkmale in den Spektren der meisten Sterne.

Die ESA gibt dies ziemlich deutlich an (obwohl ihre Zahl von 855,2 nm falsch ist; sie sollte 866,2 nm betragen):

Der RVS-Wellenlängenbereich von 847 bis 874 nm wurde so ausgewählt, dass er mit den Energieverteilungspeaks von Sternen vom G- und K-Typ übereinstimmt, die die am häufigsten vorkommenden RVS-Ziele sind. Für diese späten Sterne zeigt das RVS-Wellenlängenintervall neben zahlreichen schwachen Linien, die hauptsächlich auf Fe, Si und Mg zurückzuführen sind, drei stark ionisierte Calciumlinien (bei etwa 849,8, 854,2 und 855,2 nm).

Laut Cropper und Katz 2011, Teil 2.2, hat die RVS-Arbeitsgruppe andere Banden in Betracht gezogen, aber die ~ 850-nm-Bande ist von der Absorption in der Erdatmosphäre relativ unberührt, was die Vorbereitung und Nachverfolgung am Boden erleichtert. Zusätzlich zum starken Ca II -Triplett ist dieses Band reich an Linien, die die Untersuchung anderer astrophysikalischer Größen als der Radialgeschwindigkeit ermöglichen, was die wissenschaftliche Rendite der Spektrometerinvestition erhöht.

Für Typ B und heißere Sterne, eine kleine Minderheit der Bevölkerung, hoffen sie, eine Radialgeschwindigkeit aus der Paschen- Wasserstoffreihe zu erhalten , die für die breiten Täler bei 854,3, 859,6 und 866,3 nm oben in Munari 2001 verantwortlich ist ( Abbildung 2).