Pourquoi Gaia utilise-t-il uniquement des raies NIR calciques pour les mesures de vitesse radiale stellaire?

Je lisais cet article sur le vaisseau spatial Gaia et j'ai vu la déclaration suivante:

Ces spectres fournissent des informations sur la vitesse radiale qui sont utilisées pour étudier l'évolution cinématique et dynamique de la Voie lactée. Les vitesses radiales sont dérivées de trois lignes de calcium isolées à 849,8, 854,2 et 855,2 nm. D'autres raies dans la gamme de 847 à 874 nm peuvent fournir des données sur la composition des étoiles, la gravité de la surface et l'abondance des métaux.

Remarque: comme indiqué dans les commentaires ci-dessous, la troisième ligne est à 866,2 nm et non à 855,2 nm - il s'agit d'une faute de frappe - le numéro «855» apparaît également sur cette page de l'ESA .

La spectroscopie haute résolution ne semble fonctionner qu'entre 847 et 874 nm et "trois lignes de calcium isolées" sont utilisées pour mesurer la vitesse radiale.

Toutes les étoiles ont-elles suffisamment de calcium dans leur atmosphère pour produire des caractéristiques suffisamment fortes pour mesurer la vitesse radiale avec une telle précision? J'avais pensé qu'il y a des populations stellaires qui ont très peu en plus de l'hydrogène et de l'hélium dans leur atmosphère.

S'agit-il toujours de raies d'émission ou d'absorption, ou y aura-t-il des étoiles avec l'une et l'autre? Quelle fraction d'étoiles n'aura tout simplement pas de quantités importantes de calcium?

ci-dessus: Spectromètre de vitesse radiale de Gaia d' ici , crédit: ESA.

ci-dessus: le système d'imagerie de Gaia, y compris les miroirs 4, 5 et 6, les prismes, les réseaux de diffraction et le réseau CCD, d' ici , crédit: EADS Astrium.

ci-dessus: le module optique de Gaia, y compris le spectromètre de vitesse de Ravial (réseaux) et le correcteur de champ afocal, d' ici , crédit: SAS Astrium.

Le triplet de Ca dans le proche infrarouge sont des raies d' absorption de résonance extrêmement fortes . Ce sont de loin les caractéristiques les plus puissantes dans le spectre proche infrarouge des naines et géantes fraîches de type G, K, M, qui seront la majorité des étoiles observées par le Gaia RVS. Les raies du triplet de Ca sont si fortes que même dans les étoiles de halo à faible métallicité, qui ont peu de Ca dans leurs photosphères, ces raies sont encore assez fortes pour mesurer les vitesses radiales.

Les raies sont beaucoup plus faibles et beaucoup plus larges pour les étoiles O, B et A plus chaudes, et la mesure des vitesses radiales pour celles-ci sera difficile et beaucoup moins précise.

Vous pouvez consulter un atlas de la région du triplet de Gaia Ca pour les étoiles de différents types spectraux dans la figure 2 de Munari et al. (2001). http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

Je dois également ajouter que ces trois raies ne sont pas les seules caractéristiques utilisées pour déterminer les vitesses, ce ne sont que les caractéristiques les plus fortes dans le spectre de la plupart des étoiles.

L'ESA le dit assez clairement (bien que leur chiffre de 855,2 nm soit incorrect; il devrait être de 866,2 nm):

La gamme de longueurs d'onde RVS, 847-874 nm, a été choisie pour coïncider avec les pics de distribution d'énergie des étoiles de type G et K qui sont les cibles RVS les plus abondantes. Pour ces étoiles de type tardif, l'intervalle de longueur d'onde RVS affiche, outre de nombreuses raies faibles principalement dues à Fe, Si et Mg, trois raies de calcium fortement ionisées (aux alentours de 849,8, 854,2 et 855,2 nm).

En utilisant la loi de Wien , nous pouvons voir que les étoiles avec ces longueurs d'onde de pointe dans cet intervalle correspondent à des températures effectives dans la plage de 3000 à 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 réalité, la majorité des études sur les étoiles Gaia ont les émissions les plus intenses à des températures efficaces supérieures à cela; ces pics correspondent à des étoiles chaudes de type M et non à des étoiles de type K ou G. Le Soleil, par exemple, a une température effective d'environ 5800 K, et de nombreuses étoiles de type K ont des températures efficaces autour de 4000 K. Cependant, les étoiles cibles garantissent toujours des émissions intenses dans les parties pertinentes du spectre, et donc des raies calciques perceptibles .

Selon Cropper et Katz 2011 partie 2.2, le groupe de travail RVS a considéré d'autres bandes, mais la bande ~ 850 nm n'est relativement pas affectée par l'absorption dans l'atmosphère terrestre, facilitant la préparation et le suivi au sol. En plus du fort triplet Ca II, cette bande est riche en raies permettant d'étudier des quantités astrophysiques autres que la vitesse radiale, ajoutant au retour scientifique sur l'investissement du spectromètre.

Pour le type B et les étoiles plus chaudes, une petite minorité de la population, ils espèrent obtenir la vitesse radiale de la série d'hydrogène Paschen , qui explique les larges creux à 854,3, 859,6 et 866,3 nm dans le haut de Munari 2001 figure 2.