הצבעים של הגלקסיות מספקים מידע שימושי על סוגי הכוכבים ששולטים בפליטת האור שלהן. כוכבים צעירים, כחולים ועשירים ביסודות כבדים נמצאים בדיסקות של גלקסיות ספירליות. כוכבים זקנים ואדומים, שעשויים כמעט רק ממימן והליום, נמצאים בגלקסיות אליפטיות, בבליטות של גלקסיות ספירליות ובצבירים הכדוריים שמקיפים את ההילות של גלקסיות רבות. את כל המידע הזה אפשר לראות בשתי דוגמאות קרובות: הגלקסיה האליפטית הענקית M87 והגלקסיה הספירלית M83. ב-M87 רואים אוכלוסיית הילה אחידה של כוכבים זקנים ואדומים, ובשולי הגלקסיה הענקית הזאת אפשר לראות נחיל של צבירים כדוריים חיוורים. לגרעין של M83 יש הצבע הצהבהב-כתום החיוור של כוכבי ענק, אבל הזרועות הספירליות עשויות מצבירים כחלחלים של כוכבים צעירים, ולצידם אזורים של גז חם זוהר באדום, פזורים כמו אבני אודם בסיכה משובצת.
לכל אחד משלושת סוגי הגלקסיות שזיהה האבל יש צירוף מסוים של אוכלוסיות כוכבים וצבע אופייני. בגלקסיות הלא-סדירות יש בעיקר כוכבי דיסקה צעירים (אף שאולי אין להן דיסקה מאורגנת או זרועות ספירליות), ולכן הן כחולות ועשירות בגז. בגלקסיות הספירליות יש אוכלוסיות זקנות וגם צעירות, והן יוצרות רצף, מסוג Sc לסוג Sa, שבו חלק האור שמגיע מאוכלוסיית הבליטה הזקנה הולך וגדל. בגלקסיות האליפטיות יש בעיקר כוכבי הילה זקנים, ולכן הן אדומות ודלות בגז. כך, צבעיה של גלקסיה מספקים תובנה מסוימת על גילה ועל ההיסטוריה שלה.
אחת התכונות הקשות ביותר למדידה בגלקסיה היא המסה. אותה בעיה קיימת גם בכוכבים: קשה להעריך את מסתו של כוכב בודד בחלל, אלא אם יש לנו הרבה מידע על שלב ההתפתחות שלו. בכוכבים כפולים אפשר להפעיל את חוק הכבידה על המסלולים וללמוד על המסות. באופן דומה, כששתי גלקסיות מקיפות זו את זו, אפשר למדוד את מסותיהן. אבל מה לגבי מסתה של גלקסיה בודדת ומבודדת? מתברר שהידע על אוכלוסיות הכוכבים מוביל להערכה שימושית.
דרך שימושית לאפיין גלקסיה היא היחס בין מסתה (ביחידות של מסת השמש) לבין הנגיהות שלה (ביחידות של נגיהות השמש). הגודל הזה נקרא יחס מסה–אור (mass-to-light ratio). ברור שאילו הייתה גלקסיה עשויה כולה מכוכבים כמו השמש, יחס המסה–אור שלה היה 1. אבל גלקסיה היא צירוף של מיליוני ואף מיליארדי כוכבים בגילים ובמסות שונים, ויחס המסה–אור הכולל שלה תלוי במספרים היחסיים של כוכבים מסוגים שונים. מתברר שיחס המסה–אור של האוכלוסיות הכוכביות הנראות בגלקסיות מכל הסוגים נע בין 1 לכ-10. הגלקסיות הלא-סדירות, שבהן שיעור הכוכבים הצעירים הגבוה ביותר, נמצאות בתחתית הטווח. הגלקסיות הספירליות, שבהן שיעור גדול יחסית של כוכבים צעירים, נמצאות באמצע הטווח. הגלקסיות האליפטיות, שבהן רוב הכוכבים זקנים, נוטות להיות בראש הטווח.
מדוע יחס המסה–אור של גלקסיות מכל הסוגים גדול מ-1? אפשר להבין זאת בעזרת דיאגרמת הרצשפרונג–ראסל. כוכב צעיר בסדרה הראשית שמסיבי מהשמש מאיר הרבה יותר ממנה. כוכב שמסתו 100 מסות שמש מאיר בערך פי מיליון מהשמש, ולכן יחס המסה–אור שלו הוא M/L = 100/106 = 10−4. לעומת זאת, לכוכב בסדרה הראשית שקל מהשמש יש נגיהות זעומה; למשל, לכוכב במסה של 0.1 מסת שמש יש M/L = 0.1/10−3 = 100. מכיוון שאנחנו יודעים גם שכוכבים מסיביים בסדרה הראשית נדירים יחסית, אנו מצפים ליחס מסה–אור כולל גדול מ-1. כוכבי ענק וענקי-על מאירים מאוד, ולכן יחס המסה–אור שלהם נמוך, כמו של כוכבים צעירים בסדרה הראשית. לננסים לבנים יש מסה דומה לזו של השמש, אבל נגיהותם נמוכה, ולכן יחס המסה–אור שלהם גבוה.
החישוב של יחס המסה–אור לגלקסיה שלמה מסובך, אבל התוצאה הכללית פשוטה: יחס המסה–אור נקבע בידי הכוכבים שבחלק התחתון של הסדרה הראשית ובידי הננסים הלבנים. ככל שאוכלוסיית כוכבים מזדקנת והכוכבים עוזבים את הסדרה הראשית, יחס המסה–אור שלה עולה. לכן הרצף של גיל ממוצע עולה – מגלקסיות לא-סדירות לספירליות ולאליפטיות – הוא גם רצף של יחס מסה–אור עולה.
החישוב של יחס המסה–אור מתייחס רק לאוכלוסיות הכוכבים הנראות בגלקסיות. את כל הערכות המסה צריך לבחון מחדש לאור אחת התגליות העמוקות ביותר באסטרונומיה: גילוי כמויות גדולות של חומר אפל. מודלים של אוכלוסיות כוכבים מספקים דרך חשובה להסיק את קיומו של החומר האפל. לאוכלוסיות כוכבים זקנות יש יחס מסה–אור גבוה יותר, כי הכוכבים המסיביים עוזבים את הסדרה הראשית ונוצרים ננסים לבנים רבים. אבל אף אוכלוסיית כוכבים אינה זקנה מכ-13 מיליארד שנים, גילם של הצבירים הכדוריים העתיקים ביותר. לכן הגלקסיות העתיקות ביותר קובעות את הערך המרבי של יחס המסה–אור של קבוצת כוכבים כלשהי. יחס מסה–אור שגבוה בהרבה מזה (כמה עשרות ויותר) הוא ראיה לחומר אפל, שאינו יכול להיות אוכלוסיית כוכבים רגילה כלשהי.
→ הסעיף הקודם: 15.24 גודל ונגיהות של גלקסיות | הסעיף הבא: 15.26 חומר אפל בגלקסיות ←