Gaiaが恒星の放射速度測定にカルシウムNIRラインのみを使用するのはなぜですか？

私はガイア宇宙船に関するこの概要記事を読んでいて、次の声明を見ました。

これらのスペクトルは、天の川の運動学的および動的進化の研究に使用される半径方向の速度情報を提供します。動径速度は、849.8、854.2、および855.2 nmの3つの孤立したカルシウム線から導き出されます。847〜874 nmの範囲の他のラインは、星の組成、表面重力、および金属の存在量に関するデータを提供できます。

注：以下のコメントで指摘されているように、3行目は856.2 nmではなく866.2 nmにあります -これはタイプミスであることが示唆されています- このESAページには '855'番号も表示されます。

高解像度分光法は847〜874 nmでのみ動作しているようであり、「3つの孤立したカルシウム線」を使用して放射速度を測定します。

すべての星は、大気中に十分なカルシウムを含んでいるので、半径方向の速度を正確に測定するのに十分な強力な特徴を生み出しますか？大気中には水素とヘリウムの他にごくわずかしか存在しない恒星の個体群があると思っていました。

これらは常に輝線または吸収線ですか、それともいくつかの星と他の星のどちらかが存在しますか？星のどの部分がカルシウムを大量に含まないのでしょうか？

上：ここからのガイアの放射速度分光計、クレジット：ESA。

上：ミラー4、5、6、プリズム、回折格子、CCDアレイを含む、Gaiaのイメージングシステム。ここから、クレジット：EADS Astrium。

上： Ravial Velocity分光計（格子）とアフォーカルフィールドコレクターを含むGaiaの光学モジュール、ここから、クレジット：SAS Astrium。

近赤外のCa三重項は非常に強い共鳴吸収線です。それらは、G、K、Mタイプの小型の矮星と巨人の近赤外スペクトルで群を抜いて最も強力な特徴であり、ガイアRVSによって観測される星の大部分になります。カルシウムトリプレットラインも自分photospheresに少しカルシウムを持っている低金属量のハロー星、で、これらの線があるほど強いまだラジアル速度を測定するために十分に強いです。

線は、より高温のO、B、およびA星の場合ははるかに弱く、はるかに広く、これらの放射速度を測定することは難しく、はるかに正確ではありません。

ムナリ他の図2のさまざまなスペクトルタイプの星のガイアCaトリプレット領域のアトラスを見ることができます。（2001）。http://cds.cern.ch/record/531022/files/0109057.pdf

また、これらの3つの線は速度を決定するために使用される唯一の特徴ではなく、ほとんどの星のスペクトルで最も強い特徴にすぎないことも付け加えておきます。

ESA はそれをかなり明確に述べています（ただし、855.2 nmの値は正しくありません。866.2nmである必要があります）：

RVSの波長範囲847-874 nmは、最も豊富なRVSターゲットであるG型およびK型星のエネルギー分布ピークと一致するように選択されています。これらの後期タイプの星では、主にFe、Si、Mgによる多数の弱い線の他に、3つの強いイオン化カルシウム線（約849.8、854.2、855.2 nm）に加えて、RVS波長間隔が表示されます。

$$T=\frac{b}{\lambda_{\text{max}}}$$ $$\begin{array}{|c|c|} \hline \text{Wavelength (nm)}&\text{Temperature (K)}\\ \hline 847 & 3431\\ \hline 849.8 & 3409\\ \hline 854.2 & 3392\\ \hline 866.2 & 3345\\ \hline 874 & 3315\\ \hline \end{array}$$

Cropper and Katz 2011パート2.2によれば、RVSワーキンググループは他のバンドを検討しましたが、〜850 nmバンドは地球の大気での吸収に比較的影響を受けず、地上での準備と追跡を容易にします。強力なCa IIトリプレットに加えて、このバンドは、放射速度以外の天体物理学の量の研究を可能にするラインが豊富で、分光計への投資の科学的利益に追加されます。

タイプBと熱い星、人口の少数のために、彼らはラジアルパッシェンから速度を取得したいと考えて水素シリーズ 854.3で幅の広い谷を占め、859.6、および上部の866.3 nmの ムナーリ2001図2を。