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.
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