El color de una estrella depende de su masa y temperatura. La distribución de estos también depende de la edad de la galaxia. Cuando la galaxia es muy joven, todavía hay grandes cantidades de gas disponible para la formación de estrellas, y muchas estrellas jóvenes, pesadas y calientes significan que la galaxia es muy brillante y brilla con una luz más azul. Esto puede verse como una analogía de la llamarada rápida justo cuando enciendes una cerilla. Estas estrellas tienen una vida corta y mueren pronto, y como rápidamente gastan gran parte del gas disponible en la galaxia, la actividad de formación estelar disminuye.

Con una formación estelar más baja y la mayoría de las estrellas muy masivas ya desaparecidas en un fuego artificial de supernovas, la galaxia más antigua parece más roja. Esto se debe en parte a la menor cantidad de estrellas azules, pero también a que se han acumulado muchas más enanas rojas de baja masa, que se forman más lentamente pero viven mucho más que las masivas y azules brillantes. La galaxia también recibe una contribución creciente de las estrellas más pesadas de la secuencia principal que se convierten en gigantes rojas, pero resulta que esta contribución es bastante pequeña , no siempre tan pequeña (*).

Cómo va esta evolución es bastante complicado. Hay algunos modelos bastante confiables para las distribuciones de masa de estrellas en galaxias jóvenes en formación estelar, llamados función de masa inicial . Entonces, el único enfoque simplificado podría ser extraer una muestra aleatoria de esta distribución y, a partir de sus masas, determinar su tipo espectral y, por lo tanto, su color. Pero esta distribución sólo es válida a la edad cero ; la masa y, por lo tanto, la distribución del color está sujeta a una evolución significativa a lo largo del tiempo. Desafortunadamente, esta evolución no es simple, y gran parte de ella aún se desconoce. No sabemos, por ejemplo, si las galaxias jóvenes tienen un período de formación estelar constante, si forman la mayoría de sus estrellas masivas en una sola explosión o en una serie de ráfagas, o algo más.

Además, la evolución no es uniforme, ya que las colisiones y fusiones entre galaxias tienen una gran influencia en las tasas de formación de estrellas y, por lo tanto, en la distribución de masa y color. Se ha descubierto que tales colisiones y fusiones son muy comunes en el Universo local, y probablemente mucho más en el Universo primitivo.

Sin embargo, podemos decir una cosa: la distribución de masa estelar de la Vía Láctea parece ser relativamente típica para las galaxias en nuestra etapa de evolución; es decir, una galaxia espiral mediana-grande con una actividad de formación estelar constante pero no fuerte. Más tarde, es probable que la Vía Láctea se fusione primero con Andrómeda y luego con otras galaxias, lo que probablemente desencadenará más estallidos estelares y luego privará a la nueva supergalaxia de casi todo su gas. En este punto, se convertirá en una galaxia elíptica con pocas estrellas azules y muchas más estrellas rojas, y mucho menos polvo y gas de lo que tiene hoy.

Entonces, para responder a la pregunta :

Primero debe determinar qué tipo de galaxia desea. Si desea una galaxia joven en formación de estrellas, una de las funciones de masa inicial mencionadas en Wikipedia debería estar bien, y esta también será la solución más simple. Si desea galaxias con estallido estelar más pequeñas, galaxias tipo Vía Láctea ricas en gas o galaxias elípticas grandes, rojas y pobres en gas, probablemente debería intentar buscar en la literatura las funciones de masa para usar; vea, por ejemplo

A. Tamm, E. Tempel, P. Tenjes, O. Tihhonova, T. Tuvikene. Mapa de masa estelar y distribución de materia oscura en M31. Astron. Astrofias. (aceptado). arXiv:1208.5712 [astro-ph.CO].

Una vez que haya encontrado su función de masa, sacaría una muestra aleatoria de esto y, a partir de las masas, determinaría el tipo espectral. En realidad, esto no es posible sin un modelo estelar numérico completo, pero si te limitas a las estrellas de secuencia principal, hay algunas aproximaciones que puedes usar aquí y en la entrada de Wikipedia para la relación masa-luminosidad . Esto debería (aunque no he tenido tiempo de verificarlo dos veces) darte la temperatura de la estrella a partir de la masa, a partir de la cual puedes inferir el color usando la ley de desplazamiento de Wien .

En resumen, no hay una manera fácil de hacer lo que quieres, pero espero haber esbozado una forma de hacerlo no demasiado mal.

(*) De unas palabras de un profesor de nuestro departamento durante la defensa de una tesis doctoral hoy.

Editar:

Este documento parece tener algo que podría ser útil en la práctica en cuanto a la evolución de la función de masa (es decir, la distribución de masa) a lo largo del tiempo. Esto es para cúmulos de galaxias, no para galaxias individuales, por lo que el resultado es, se podría decir, "típico poco realista", pero debería ser un buen comienzo:

Guido De Marchi, Francesco Paresce, Simon Portegies Zwart. El IMF estelar de los cúmulos galácticos y su evolución. arXiv:astro-ph/0409601

Editar de nuevo:

Para la Vía Láctea, esta tabla muestra cuán grandes fracciones de la población estelar de secuencia principal componen los diferentes tipos espectrales (que se encuentran en esta pregunta ).