Tại sao Gaia chỉ sử dụng các dòng NIR canxi để đo vận tốc hướng tâm sao?

Tôi đã đọc bài viết tổng quan này về tàu vũ trụ Gaia và tôi đã thấy tuyên bố sau:

Những quang phổ này cung cấp thông tin vận tốc hướng tâm được sử dụng để nghiên cứu sự phát triển động học và động lực của Dải Ngân hà. Vận tốc hướng tâm có nguồn gốc từ ba dòng Canxi bị cô lập ở 849.8, 854.2 và 855.2nm. Các dòng khác trong phạm vi 847 đến 874nm có thể cung cấp dữ liệu về thành phần sao, trọng lực bề mặt và sự phong phú của kim loại.

lưu ý: như được chỉ ra trong các bình luận bên dưới, dòng thứ ba là 866.2nm, không phải 855.2nm - đây được đề xuất là một lỗi đánh máy - số '855' cũng hiển thị trên trang ESA này .

Quang phổ độ phân giải cao dường như chỉ hoạt động trong khoảng 847 đến 874nm và "ba dòng Canxi cô lập" được sử dụng để đo tốc độ hướng tâm.

Có phải tất cả các ngôi sao đều có đủ canxi trong khí quyển để tạo ra các tính năng đủ mạnh để đo vận tốc xuyên tâm một cách chính xác như vậy không? Tôi đã nghĩ rằng có một số quần thể sao có rất ít ngoài hydro và helium trong khí quyển của chúng.

Đây có phải luôn luôn là các vạch phát xạ hoặc các vạch hấp thụ, hoặc sẽ có một số ngôi sao với một và một số khác? Phần nào của các ngôi sao đơn giản sẽ không có lượng canxi đáng kể?

ở trên: Phổ kế vận tốc xuyên tâm của Gaia từ đây , tín dụng: ESA.

ở trên: Hệ thống hình ảnh của Gaia, bao gồm gương 4, 5 và 6, lăng kính, cách tử nhiễu xạ và mảng CCD, từ đây , ghi có: EADS Astrium.

ở trên: Mô-đun quang học của Gaia, bao gồm máy quang phổ kế vận tốc (cách tử) và bộ hiệu chỉnh trường tiêu cự, từ đây , tín dụng: SAS Astrium.

Bộ ba Ca trong vùng hồng ngoại gần là các vạch hấp thụ cộng hưởng cực kỳ mạnh . Chúng là những đặc điểm mạnh nhất trong quang phổ hồng ngoại gần của những người lùn và người khổng lồ kiểu G, K, M, sẽ là phần lớn các ngôi sao được quan sát bởi Gaia RVS. Các vạch ba của Ca mạnh đến mức ngay cả trong các ngôi sao quầng có tính kim loại thấp, có ít Ca trong các bức ảnh của chúng, các vạch này vẫn đủ mạnh để đo vận tốc hướng tâm.

Các đường này yếu hơn và rộng hơn nhiều đối với các sao O, B và A nóng hơn, và việc đo vận tốc hướng tâm cho những điều này sẽ khó khăn và kém chính xác hơn nhiều.

Bạn có thể xem sơ đồ của vùng bộ ba Gaia Ca cho các ngôi sao thuộc các loại quang phổ khác nhau trong Hình 2 của Munari et al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Tôi cũng nên nói thêm rằng ba dòng này không phải là tính năng duy nhất được sử dụng để xác định vận tốc, chúng chỉ là những tính năng mạnh nhất trong quang phổ của hầu hết các ngôi sao.

ESA tuyên bố điều đó khá rõ ràng (mặc dù con số 855,2nm của họ là không chính xác; phải là 866,2nm):

Phạm vi bước sóng RVS, 847-874nm, đã được chọn trùng với các đỉnh phân bố năng lượng của các sao loại G và K là mục tiêu RVS phong phú nhất. Đối với những ngôi sao loại muộn này, khoảng thời gian bước sóng RVS hiển thị, bên cạnh nhiều dòng yếu chủ yếu là do Fe, Si và Mg, ba dòng canxi bị ion hóa mạnh (ở khoảng 849,8, 854,2 và 855,2nm).

Theo Cropper và Katz 2011 phần 2.2, nhóm làm việc RVS đã xem xét các băng tần khác, nhưng dải ~ 850nm tương đối không bị ảnh hưởng bởi sự hấp thụ trong bầu khí quyển của Trái đất, tạo điều kiện thuận lợi cho việc chuẩn bị và theo dõi trên mặt đất. Ngoài bộ ba Ca II mạnh mẽ, dải này còn rất phong phú cho phép nghiên cứu các đại lượng vật lý thiên văn khác với vận tốc hướng tâm, thêm vào lợi tức khoa học về đầu tư của máy quang phổ.

Đối với các ngôi sao loại B và nóng hơn, một nhóm dân số nhỏ, họ hy vọng sẽ có được vận tốc hướng tâm từ loạt hydro Paschen , chiếm các máng rộng ở 854.3, 859.6 và 866.3nm trong đỉnh Munari 2001 hình 2.