Полную звездную массу галактики нельзя измерить напрямую. Астрономы могут вывести это из спектра галактики путем синтеза звездного населения. Однако, поскольку звезды с большой массой доминируют в спектре, но мало вносят вклад в общую звездную массу, предполагаемая полная звездная масса чувствительна к начальной функции массы (IMF), которая обычно предполагается априори. Можно также измерить полную звездную массу по кинематике, но таким образом измеряется именно полная масса звезд, темной материи и заключенного газа, и нам еще нужны некоторые предположения (скажем, о профиле темной материи), чтобы получить полная ЗВЕЗДНАЯ масса. Одним словом, точно измерить полную звездную массу галактики очень сложно.
Поэтому мне интересно, почему люди до сих пор интересуются этим параметром. Что он может рассказать нам о формировании и эволюции галактик?
Кажется, что относительно более точно можно измерить свойства звезд с большой массой, которые также являются основными источниками звездной обратной связи и обогащения металлами. Почему бы просто не сосредоточиться на этих звездах? Что делает маломассивные звезды (или, точнее, их массу) важными для галактики в целом?
На самом деле в свете большинства галактик преобладают красные гиганты, которые в основном представляют собой не очень массивные звезды (более массивные, чем Солнце, конечно, но меньше нескольких масс Солнца). Они гораздо более распространены, чем короткоживущие звезды большой массы, которые в любом случае не существуют во многих галактиках (например, старые эллиптические).
В галактиках, которые не богаты газом - опять же большинство эллиптических, звезды формируют большую часть барионной массы, а большая часть звездной массы приходится на звезды с малой массой. Даже в галактиках, где много газа (пыль — ничтожный массовый компонент), тоже есть способы его измерить. Оценка общей массы барионной и темной материи важна для понимания формирования и эволюции галактик, поскольку они ведут себя по-разному.
Звезды с массой менее 0,9 массы Солнца не успели эволюционировать. Барионная масса этих звезд заперта и не может быть переработана в другие звезды. Знание доли массы в этой ситуации важно для понимания химической эволюции галактик.