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

El triplete de Ca en el infrarrojo cercano son líneas de absorción de resonancia extremadamente fuertes . Son, con mucho, las características más fuertes en el espectro infrarrojo cercano de las frías enanas y gigantes de tipo G, K, M, que serán la mayoría de las estrellas observadas por el Gaia RVS. 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 son lo suficientemente fuertes para medir velocidades radiales.

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

Puede echar un vistazo a 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 el espectro de la mayoría de las estrellas.

La ESA lo dice bastante claro (aunque su cifra de 855,2 nm es incorrecta; debería ser 866,2 nm):

El rango de longitud de onda de RVS, 847-874 nm, se seleccionó para que coincidiera con los picos de distribución de energía de las estrellas de tipo G y K, que son los objetivos de RVS más abundantes. Para estas estrellas de tipo tardío, el intervalo de longitud de onda RVS muestra, además de numerosas líneas débiles principalmente de 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 alrededor de 5800 K, y muchas estrellas de tipo K tienen temperaturas efectivas de 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 de RVS consideró otras bandas, pero la banda de ~850 nm no se ve afectada por la absorción en la atmósfera terrestre, 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 se suma al retorno científico de la inversión del espectrómetro.

Para las estrellas de tipo B y más calientes, una pequeña minoría de la población, esperan obtener la velocidad radial de la serie de hidrógeno de Paschen , que representa los amplios valles a 854,3, 859,6 y 866,3 nm en la parte superior de la figura 2 de Munari 2001 .