Galaksien koostumus

Linnunradan tapauksessa tiedetään, että \ii{populaatiot} I ja II eroavat paitsi avaruusjakauman myös iän ja raskaiden alkuaineiden runsauden osalta. Tämä tosiasia antaa tärkeää tietoa Linnunradan syntyhistoriasta, ja on siksi kysyttävä missä määrin samanlainen yhteys on olemassa muissakin galakseissa.

Helpoimmin mitattavissa ovat \ii{väri-indeksien} vaihtelut galaksien sisällä ja eri galaksien välillä. Elliptisille galakseille on tältä osin löytynyt kaksi säännönmukaisuutta. Ensinnäkin on havaittu \i{väri--luminositeettirelaatio}, jonka mukaan kirkkaammat galaksit ovat punaisempia. Toiseksi E-galaksien väri riippuu säteestä siten, että se on keskellä punaisempi. Samankaltaiset yhteydet on myös havaittu kiekkogalaksien pullistumille.

Galaksien värit riippuvat sekä niiden iästä (nuoret tähdet ovat sinisiä) että \ii{metallipitoisuudesta} $Z$ (tähdet ovat punaisempia, jos $Z$ on suuri). Havaintotulosten tulkinta vaatii siksi yksityiskohtaisia malleja galaksien tähtisisällöstä.

Elliptisen galaksin spektri on siihen kuuluvien tähtien yhteenlaskettu spektri. Siinä esiintyy eri spektriluokkiin kuuluvien tähtien luonteen\-omaisia absorptiopiirteitä. Havaitsemalla näiden voimakkuuksia voidaan saada selville galaksin kemiallinen koostumus ja sen tähtien iät. Tätä \i{populaatiosynteesiä} varten mitataan suurehko määrä galaksin spektrin ominaisuuksia, kuten leveäkaistaisia värejä ja absorptioviivojen voimakkuuksia. Sen jälkeen otetaan edustava valikoima eri kehitysasteita ja metallipitoisuuksia vastaavia tähtien spektrejä, ja pyritään näitä yhdistämällä saamaan aikaan galaksin spektri. Ellei tyydyttävää ratkaisua löydetä, on malliin lisättävä uusia tähtiluokkia. Näin päädytään populaatiomalliin, joka kuvaa galaksin tähtien ikäjakautumaa ja kemiallista koostumusta. Mallia yhdessä tähtien kehityskäyrien kanssa voidaan käyttää galaksien valon kehityksen laskemiseen.

E-galaksien populaatiosynteesit osoittavat, että käytännöllisesti katsoen niiden kaikki tähdet ovat syntyneet samanaikaisesti noin 10$^{10}$ vuotta sitten. Suurin osa valosta tulee punaisista jättiläisistä, kun taas pääosa massasta on Aurinkoa pienemmissä alemman pääsarjan kääpiöissä.

Koska tähdet ovat kaikissa E-galakseissa ja pullistumissa suunnilleen yhtä vanhoja, havaittujen värierojen täytyy johtua \ii{metallipitoisuuden} eroista. Näin ollen väri-luminositeettirelaatio voidaan selittää sillä, että kirkkaassa ellipsissä $Z$ on sama kuin Linnunradassa Auringon lähellä, kun sen sijaan dE-kääpiöissä se on tyypillisesti vain sadasosa tästä. Samoin värin riippuvuus säteestä osoittaa, että $Z$ pienenee galaksissa ulospäin mentäessä; ulko-osissa se voi olla kertalukua pienempi kuin keskellä.

Spiraaligalaksien kaasun kemiallinen kokoonpano voidaan määrittää nuorten tähtien ionisoimista \ii{HII-alue}ista emissioviivojen voimakkuuksien avulla. Tässäkin tapauksessa metallipitoisuus kasvaa keskukseen päin. Vaihtelun suuruus riippuu galaksin Hubblen luokasta, mutta täydellistä kuvaa tästä riippuvuudesta ei ole vielä saatu.