ETÀ DELLE STELLE E ABBONDANZA DEGLI ELEMENTI NELLE GALASSIE

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

Dalla Via Lattea sappiamo che le stelle di popolazione I e II sono diverse non solo rispetto alla loro distribuzione spaziale , ma anche rispetto alla loro età e alle loro abbondanze degli elementi pesanti. Questo fatto è di grande importanza in merito alla formazione della Via Lattea, ed è quindi logico se un collegamento simile può essere trovato in altri galassie.
Gli indicatori di composizione più facilmente misurabili sono le variazioni di indici di colore all'interno delle galassie e tra le diverse galassie. Due regolarità sono stati scoperte in queste variazioni: la prima, in accordo con la relazione colore-luminosità per galassie ellittiche e le galassie S0, è che le galassie più brillanti sono arrossate. In secondo luogo, vi è un effetto di apertura-colore, in modo che le parti centrali delle galassie sono arrossate. Per spirali questa relazione è dovuta alla presenza di giovani stelle massicce, nel disco, ma è stato anche osservato per le galassie ellittiche e S0.

Gli spettri galattici sono composti dagli spettri di tutte loro stelle. Così i colori dipendono sia dalle età delle stelle (le giovani stelle sono più blu) e sull'abbondanza Z degli elementi pesanti (le stelle con grande Z sono più arrossate). L'interpretazione dei risultati osservativi deve quindi essere basata su un modello dettagliato della composizione stellare delle galassie detto sintesi della popolazione.
Stelle di diverse classi spettrali contribuiscono con diverse caratteristiche di assorbimento allo spettro osservato della galassia. Osservando l'intensità delle varie caratteristiche spettrali, si possono stimare masse, età e composizione chimica delle stelle che compongono la galassia.

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Si può, per tentativi cercare di riprodurre i dati, utilizzando un insieme rappresentativo di spettri stellari. Se non può essere trovata una soddisfacente soluzione, devono essere aggiunte più stelle al modello. Il risultato finale è un modello di popolazione chhe da la composizione stellare della galassia. Combinando il modello con la teoria della evoluzione stellare, può anche essere calcolato l'evoluzione della luminosità della galassia.

Le sintesi della popolazione di galassie tipo E mostrano che praticamente tutte le loro stelle si sono formate simultaneamente circa 15 miliardi di anni fa. La maggior parte della loro luce viene dalle giganti rosse, mentre la maggior parte della loro massa risiede nella parte bassa della sequenza principale con stelle di meno di una massa solare. Poiché tutti stelle hanno all'incirca la stessa età, i colori delle galassie ellittiche sono direttamente correlate alla loro metallicità. Così la relazione colore-luminosità indica che Z nelle galassie ellittiche giganti può essere il doppio che nelle periferie del Sole, mentre può essere più piccolo di un fattore 100 nelle nane. Analogamente, la dipendenza radiale dei colori può essere spiegato se il valore di Z al centro è un ordine di grandezza maggiore di quello che è a grandi raggi.
La composizione stellare nei bulbi delle galassie disco è generalmente simile a quella di ellittiche. Le abbondanze degli elementi nel gas delle spirali possono essere studiate mediante le righe di emissione da regioni H II ionizzata da stelle formatesi di recente . Anche in questo caso, le metallicità aumenta verso il centro, ma la dimensione della variazione varia diverse galassie, e non è ancora ben compreso.