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

Die Ca-Tripletts im nahen Infrarot sind extrem starke Resonanzabsorptionslinien . Sie sind bei weitem die stärksten Merkmale in den Nahinfrarotspektren kühler Zwerge und Riesen vom Typ G, K, M, die die Mehrheit der vom Gaia RVS beobachteten Sterne darstellen werden. Die Ca-Triplettlinien sind so stark, dass diese Linien selbst in Halosternen mit geringer Metallizität, die wenig Ca in ihrer Photosphäre haben, immer noch stark genug sind, um Radialgeschwindigkeiten zu messen.

Die Linien sind viel schwächer und viel breiter für heißere O-, B- und A-Sterne, und die Messung der Radialgeschwindigkeiten für diese wird schwierig und viel ungenauer sein.

Einen Atlas der Gaia-Ca-Triplettregion für Sterne verschiedener Spektraltypen können Sie sich in Abbildung 2 von Munari et al. (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, sie sind nur die stärksten Merkmale in den Spektren der meisten Sterne.

Die ESA sagt es ziemlich deutlich (obwohl ihre Zahl von 855,2 nm falsch ist; es sollte 866,2 nm sein):

Der RVS-Wellenlängenbereich, 847–874 nm, wurde so ausgewählt, dass er mit den Energieverteilungsspitzen von Sternen des G- und K-Typs zusammenfällt, 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 starke ionisierte Calciumlinien (bei etwa 849,8, 854,2 und 855,2 nm).

Unter Verwendung des Wienschen Gesetzes können wir sehen, dass Sterne mit diesen Spitzenwellenlängen in diesem Intervall effektiven Temperaturen im Bereich von 3000-3500 K entsprechen:

$$T=\frac{b}{\lambda_{\text{max}}}$$ $$\begin{array}{|c|c|} \hline \text{Wavelength (nm)}&\text{Temperature (K)}\\ \hline 847 & 3431\\ \hline 849.8 & 3409\\ \hline 854.2 & 3392\\ \hline 866.2 & 3345\\ \hline 874 & 3315\\ \hline \end{array}$$ In Wirklichkeit hat die Mehrheit der von Gaia untersuchten Sterne die intensivsten Emissionen bei effektiven Temperaturen, die darüber liegen; diese Peaks entsprechen heißen Sternen vom M-Typ, nicht Sternen vom K- oder G-Typ. Die Sonne zum Beispiel hat eine effektive Temperatur von etwa 5800 K, und viele K-Typ-Sterne haben effektive Temperaturen um 4000 K. Die Zielsterne garantieren jedoch immer noch intensive Emissionen in den relevanten Teilen des Spektrums und damit auffällige Kalziumlinien .

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

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