Por que Gaia usa apenas linhas NIR de cálcio para medições de velocidade radial estelar?

Eu estava lendo este artigo de visão geral sobre a espaçonave Gaia e vi a seguinte declaração:

Esses espectros fornecem informações de velocidade radial que são usadas para estudar a evolução cinemática e dinâmica da Via Láctea. As velocidades radiais são derivadas de três linhas isoladas de cálcio a 849,8, 854,2 e 855,2 nm. Outras linhas na faixa de 847 a 874nm podem fornecer dados sobre composição de estrelas, gravidade da superfície e abundância de metais.

nota: como indicado nos comentários abaixo, a terceira linha está em 866.2nm, não em 855.2nm - isto é um erro de digitação - o número '855' também aparece nesta página da ESA .

A espectroscopia de alta resolução parece operar apenas entre 847 e 874nm, e "três linhas isoladas de cálcio" são usadas para medir a velocidade radial.

Todas as estrelas têm cálcio suficiente em sua atmosfera para produzir características suficientemente fortes para medir a velocidade radial com tanta precisão? Eu pensava que existem algumas populações estelares que têm muito pouco além de hidrogênio e hélio em sua atmosfera.

Sempre existem linhas de emissão ou absorção, ou haverá algumas estrelas com uma e outra? Que fração de estrelas simplesmente não terá quantidades significativas de cálcio?

acima: Espectrômetro de velocidade radial de Gaia daqui , crédito: ESA.

acima: o sistema de imagens do Gaia, incluindo os espelhos 4, 5 e 6, prismas, grades de difração e matriz CCD, a partir daqui , crédito: EADS Astrium.

acima: Módulo Óptico de Gaia, incluindo espectrômetro de Velocidade Ravial (grades) e corretor de campo focal, a partir daqui , crédito: SAS Astrium.

O trio de Ca no infravermelho próximo são linhas de absorção de ressonância extremamente fortes . Eles são de longe as características mais fortes nos espectros de infravermelho próximo de anões e gigantes frios do tipo G, K, M, que serão a maioria das estrelas observadas pelo Gaia RVS. As linhas triplas de Ca são tão fortes que, mesmo em estrelas de halo de baixa metalicidade, que têm pouco Ca em suas fotosferas, essas linhas ainda são fortes o suficiente para medir velocidades radiais.

As linhas são muito mais fracas e mais amplas para as estrelas O, B e A mais quentes, e a medição das velocidades radiais para elas será difícil e muito menos precisa.

Você pode ver um atlas da região tripla Gaia Ca para estrelas de diferentes tipos espectrais na Figura 2 de Munari et al. (2001) http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Devo acrescentar também que essas três linhas não são as únicas características usadas para determinar as velocidades, são apenas as características mais fortes nos espectros da maioria das estrelas.

A ESA declara isso claramente (embora o número de 855,2 nm esteja incorreto; deve ser 866,2 nm):

A faixa de comprimento de onda RVS, 847-874 nm, foi selecionada para coincidir com os picos de distribuição de energia das estrelas do tipo G e K, que são os alvos mais abundantes do RVS. Para essas estrelas do tipo tardio, o intervalo de comprimento de onda RVS exibe, além de inúmeras linhas fracas, principalmente devido ao Fe, Si e Mg, três linhas fortes de cálcio ionizado (em torno de 849,8, 854,2 e 855,2 nm).

De acordo com Cropper e Katz 2011, parte 2.2, o grupo de trabalho RVS considerou outras bandas, mas a faixa de ~ 850 nm não é afetada pela absorção na atmosfera da Terra, facilitando a preparação e o acompanhamento em terra. Além do forte trigêmeo Ca II, essa banda é rica em linhas, permitindo o estudo de quantidades astrofísicas diferentes da velocidade radial, contribuindo para o retorno científico do investimento no espectrômetro.

Para estrelas do tipo B e estrelas mais quentes, uma pequena minoria da população, eles esperam obter velocidade radial da série de hidrogênio de Paschen , responsável pelas amplas cavidades de 854,3, 859,6 e 866,3 nm no topo da figura 2 de Munari 2001 .