Dans la Fig. 21, deux modèles de SD avec la même force d`éclatement de 70% et un début à 6 Gyr mais des temps de déclin différents τ (0,1 et 1,0 Gyr) sont montrés en même temps que le modèle SD non perturbé. Encore une fois, il faut remarquer que le modèle avec le temps de déclin long n`est pas une galaxie E + A. Les modèles de rafale se séparent du modèle non perturbé après la marque de 6 Gyr en raison du changement rapide de couleur au début de l`éclatement. Au début de l`éclatement, la couleur commence à changer plus rapidement que l`EW (Hδ). Le modèle avec le temps de déclin de 1,0 Gyr tombe déjà sous le seuil de 5 Å avant qu`il atteigne le côté rouge, c.-à-d. qu`il passe toute sa phase Hδ-forte dans le bleu. Le modèle avec un temps de déclin plus court de 0,1 Gyr traverse la frontière bleu – rouge tout en restant Hδ-Strong. Il est observable à la fois dans un bleu et dans une phase Hδ-forte rouge parce que la valeur de EW (Hδ) du modèle avec le temps de déclin 0,1 Gyr atteint une valeur de crête élevée pour EW (Hδ) et diminue plus lentement en dessous de 5 Å que la couleur évolue vers le rouge.
Les deux modèles de la Fig. 21 sont représentatifs de tous les modèles de notre réseau. Par conséquent, tous les modèles Galaxy E + A avec des temps de déclin courts deviennent rouges, tandis que les modèles avec de longs temps de déclin (pas E + A!) restent toujours bleus et ne traversent pas le seuil de couleur. IREACH valeur entière égale au nombre séquentiel dans un segment de flux de cette portée (où une portée correspond à une seule cellule dans le modèle). La numérotation des tronçons dans un segment commence par 1 pour la portée amont la plus éloignée et continue dans l`ordre aval jusqu`à la dernière portée du segment. Le code de Galev commence à partir d`un nuage de gaz d`abondance primordiale et une masse initiale donnée. Un SFR (t) donné détermine la quantité totale d`étoiles formées à chaque étape. La répartition en masse des nouvelles étoiles est déterminée par une fonction de masse initiale (FMI) φ. L`évolution de chaque étoile dans le diagramme Hertzspiral-Russell (HRD) est tracée avec un ensemble de isochrones stellaires pour cinq métallicités différentes. Nous avons utilisé les dernières isochrones du groupe Padova (Bertelli et al.
1994; Girardi et al. 2003) qui contiennent 26 masses stellaires avec 1067 stades évolutionnaires, y compris la phase de branche de géant asymptotique pulsant thermique. Chaque étape est déterminée par la température efficace teff, luminosité Lbol/Lbol, ⊙, et la durée de vie. À tout moment, la galaxie est décrite par un ensemble de isochrones pondérés. Avec une bibliothèque de spectres d`atmosphère de modèle stellaire, il est possible de calculer un spectre pour chaque isochrone. La bibliothèque stellaire adoptée contient des spectres de l`ultraviolet (UV) à l`infrarouge proche (NIR) pour tous les types spectraux et classes de luminosité pour cinq métallicités (Lejeune, cuisinier & Buser 1998). Résumant les spectres isochrone pour chaque métallicité, pondéré par le SFR à la naissance des étoiles et ajoutant les spectres des différentes sous-populations de métalcity, nous synthétisons un spectre de galaxie intégré. Pour plus de détails sur le code du Galev, voir Anders & Fritze-v. Alvensleben (2003).
Les figures 10 à 13 montrent les spectres des modèles Galaxy avec la valeur de crête la plus élevée et la plus basse pour EW (Hδ). La valeur la plus élevée est atteinte par le modèle SD avec une force d`éclatement b = 70%, un début à 6 Gyr et un temps de déclin de τ = 0,1 Gyr (voir la section 3,2), montré dans les panneaux supérieurs des figures 10 à 13. Les panneaux inférieurs des figures 10 à 13 montrent le modèle sa avec une force d`éclatement b = 50%, un début à 6 Gyr et un temps de déclin τ = 0,1 Gyr, qui a la plus faible valeur pour EW (Hδ) de tous nos modèles de galaxie classés comme E + A. Notez les différentes échelles de flux dans tous les graphiques des figures 10 à 13. Les différentes étapes des galaxies dans ces figures sont données par rapport au début de l`éclatement. Les deux graphiques de la Fig. 10 montrent les spectres des modèles de rafale SD et sa à un âge de 5 Gyr, soit 1 Gyr avant le début de la rafale. Par conséquent, les galaxies ont des spectres de la normale non perturbée de type Hubble SD et sa galaxies à cet âge. Les graphiques de la Fig. 11 montrent les mêmes galaxies lors de leurs rafales à l`âge de 6 Gyr. Les spectres montrent des lignes d`émission beaucoup plus fortes et un flux UV plus élevé que les galaxies non perturbées. Le deuxième critère important pour qu`une galaxie soit classée comme la galaxie E + A est de s`assurer que la galaxie n`a pas de SF actuel en mesurant l`EW ([O II]) à 3727 Å.