Sistema stellare costituito da miliardi di stelle. In partic., con l'iniziale maiuscola, indica quella g. di cui fa parte il Sole.

Questa è detta anche Via Lattea, nome che deriva da quella fascia biancastra e debolmente luminosa che percorre il cielo, pressappoco lungo un circolo massimo, attraverso le costellazioni dell'Aquila, Cigno, Cefeo, Cassiopea, Perseo, Auriga, Toro, Gemelli e Orione nell'emisfero boreale e dell'Unicorno, Poppa, Vela, Squadra, Scorpione e Sagittario nell'emisfero australe, e che rappresenta l'insieme di stelle disposte sul piano galattico visto dall'interno. Le altre g. sono anche spesso chiamate nebulose extragalattiche, per render conto dell'aspetto nebulare che esse presentano, nella maggior parte dei casi, all'osservazione anche con potenti telescopi, nonché per confermare il fatto che esse non appartengono alla nostra g., come dimostrò, nel 1926, E. P. Hubble, individuando in alcune di esse le stelle componenti .

La Via Lattea

Fin dall'antichità si è tentato di dare una spiegazione e di rappresentare in qualche modo il fenomeno della Via Lattea. Gli antichi Cinesi e gli Arabi vi scorsero un fiume celeste; rappresentava la pista percorsa dall'elefante bianco, presso i Siamesi. Secondo la mitologia greca la Via Lattea era la traccia lasciata da alcune gocce di latte sfuggite al seno di Giunone, e anche quella dell'incendio cosmico provocato dal carro del Sole guidato dall'inesperta mano di Fetonte. Le prime speculazioni sulla sua vera natura risalgono ad Aristotele, Teofrasto e Democrito, che sembra sia stato il solo a intuirne la struttura siderale.

Nel 1610, con l'avvento del cannocchiale, Galileo poté infine confermare che alcune plaghe della cintura celeste risultavano effettivamente risolubili in stelle; e solo un secolo e mezzo più tardi, all'inglese Th. Wright andava il merito di una giusta interpretazione della sua struttura d'insieme. Le ricerche sulla struttura e sulle caratteristiche della G. si presentano difficili, perché l'osservatore terrestre si trova all'interno del sistema da osservare; ciononostante, già nel sec. XVIII W. Herschel, basandosi sulla distribuzione e sul numero di stelle delle diverse magnitudini osservate in alcune zone del cielo, aveva attribuito alla G. una forma lenticolare, confermata nei primi anni del sec. XX da J. G. Kapteyn. Sia il metodo di Herschel, sia quello di Kapteyn si rivelarono tuttavia insufficienti a causa della scarsa potenza dei telescopi impiegati, ma soprattutto perché non è possibile osservare visualmente tutta la Galassia. Nei primi anni del sec. XX H. Shapley fornì una prima misura delle dimensioni della G.: egli si accorse, infatti, che gli ammassi globulari sono distribuiti su tutta la volta celeste in modo più o meno uniforme e concluse, da misure su stelle variabili RR Lyrae appartenenti agli ammassi stessi, che questi costituivano una specie di alone attorno al piano galattico, del diametro di 75.000 parsec, con il centro nella direzione della costellazione del Sagittario.

Tale valore fu successivamente ridotto in base a nuovi calcoli sulle distanze stellari e per tener conto anche dell'assorbimento interstellare. Si venne così a creare una immagine della G. come un grande disco a spirale un po' schiacciata, del diametro massimo di ca. 90-100.000 anni luce, più gonfio al centro che sui bordi, composto da innumerevoli stelle immerse in nubi di gas e polveri interstellari, localmente concentrate rispettivamente in ammassi e nebulose; il disco ha uno spessore medio da 10.000 a 15.000 anni luce ed è avvolto in un alone pressoché sferico di ammassi globulari e stelle singole. Due di tali ammassi vennero successivamente riconosciuti come g. poste a poca distanza dalla nostra (Nubi di Magellano).

I diversi tipi di stelle non sono distribuiti uniformemente nella G.: le stelle di tipo O, le variabili cefeidi, le supergiganti, le associazioni O, gli ammassi aperti sono concentrati quasi esclusivamente sul piano galattico; le stelle di tipo spettrale più avanzato, le nebulose planetarie, le novae, le variabili RR Lyrae a breve periodo hanno una distribuzione più ampia, mentre gli ammassi globulari e le variabili RR Lyrae a lungo periodo presentano una distribuzione pressoché sferica. Le differenze fra le posizioni nella G. dei vari tipi di stelle, nonché, corrispondentemente, le differenze nei rispettivi diagrammi magnitudine-indice di colore, condussero W. Baade a definire, nel 1944, il concetto di popolazione stellare, a sua volta legato all'età delle stelle che le compongono. Lo stesso metodo dei conteggi stellari applicato da Herschel per determinare la forma della G., applicato in forma più esatta, contando cioè il numero di stelle dei diversi tipi spettrali e delle diverse magnitudini in varie direzioni, portò alla conclusione che il Sole non si trova esattamente nel piano dell'equatore galattico (cerchio massimo perpendicolare all'asse di rotazione della G. e posto a 1º a N della linea centrale della Via Lattea), ma si trova a una distanza da questo di 15 parsec verso N (assumendo che il polo N galattico, cioè la direzione N dell'asse di rotazione del disco galattico, si trovi nello stesso emisfero del polo N celeste con il quale forma un angolo di 62º). Dalle stesse misure, applicate in particolare alle stelle O e B e, in senso lato, anche alle nebulosità di gas ionizzato, si dedusse, fra il 1920 e il 1930, che anche nella G. esistono bracci a spirale, almeno in prossimità del Sole.

Solo con l'avvento delle tecniche radioastronomiche, in particolare con l'osservazione della riga di 21 cm dell'idrogeno neutro (v. radioastronomia), divenne possibile tracciare, fra il 1950 e il 1960, la posizione esatta di tali bracci, anche di quelli quasi in direzione opposta al centro galattico. Il Sole risulta così collocato sul lato interno di un braccio, detto braccio di Orione perché le associazioni O che si trovano sono visibili nella costellazione di Orione; la distanza del Sole dal centro della G. risulta pertanto di ca. 10.000 parsec. Più all'esterno si trova il braccio di Perseo, mentre più all'interno si trova il braccio del Sagittario. Altro risultato della radioastronomia è stata la conferma che la G. è dotata di moto di rotazione attorno a se stessa, moto già previsto su basi teoriche in quanto bilancia, tramite l'accelerazione centrifuga da esso generata, l'attrazione gravitazionale che provocherebbe il collasso gravitazionale della G. verso il suo centro. Infatti, già nei primi decenni di questo secolo, lo studio dei moti propri e delle velocità radiali delle stelle nei pressi del Sole aveva permesso di effettuare una correlazione, soprattutto per opera di J. Oort, fra movimento, distanza dal Sole e longitudine galattica. La misura delle velocità radiali delle stelle, corretta per il moto peculiare del Sole verso il suo apice nella costellazione di Ercole, presenta, in funzione della longitudine galattica, l'andamento conforme a una rotazione galattica differenziale.

La G. non ruota come un corpo solido, ma possiede differenti velocità nelle sue diverse parti, velocità che crescono portandosi dal centro verso l'esterno, stabilizzandosi, a una distanza dell'ordine di quella del Sole dal centro galattico, su valori di 230 km/s, che per distanze superiori decrescono leggermente. Molto più complesso risulta il moto delle masse di gas e delle stelle che compongono il centro galattico (che, fra l'altro, è un'intensa sorgente anche di radiazione X e γ, indicando la presenza di fenomeni a livelli energetici piuttosto elevati). Dall'insieme delle osservazioni emergerebbe comunque che la rotazione galattica avviene in senso orario (vista dal polo N galattico), accompagnata da complessi fenomeni di espansione, sia del nucleo galattico sia dei bracci. Dalla terza legge di Keplero, applicata al periodo di rivoluzione del Sole attorno al centro galattico (valutato in ca. 200 milioni di anni), è possibile calcolare la massa totale di stelle contenuta in una sfera avente raggio uguale a quello dell'orbita solare galattica, ottenendo così per la G. una massa dell'ordine di 160 miliardi di masse solari, concentrata in buona parte del nucleo.

Misure radioastronomiche fanno inoltre ritenere che solo l'1,5% della massa galattica sia costituita da gas e polveri; la densità media galattica è allora di 0,1 masse solari al parsec cubico, ovvero di 7⋅10^-23 g/cm³. La G. possiede un campo magnetico di intensità piuttosto piccola, al massimo di alcuni milionesimi di gauss, sufficiente comunque per produrre un allineamento delle particelle di polvere interstellare, osservabile mediante la polarizzazione della radiazione sia ottica sia radio. Il campo magnetico galattico, orientato presumibilmente lungo i bracci galattici, è responsabile anche delle radiazioni di fondo galattiche a lunghezze d'onda decametriche e, molto probabilmente, anche dell'evoluzione della struttura dei bracci a spirale. A questo proposito, le osservazioni dirette sono poche e quasi tutte le informazioni sono state dedotte dall'osservazione di altre galassie.

L'unico dato relativamente sicuro è quello dell'età (misurata dall'età delle più antiche stelle dell'alone), che non può essere inferiore a 10 miliardi d'anni. In sintesi, va ricordato che le più recenti osservazioni nel campo delle alte energie (satelliti Copernicus, Einstein, IUE, ROSAT, GRO) hanno indotto gli astronomi a una revisione complessiva dello scenario della Via Lattea, inteso come sistema ecologico autonomo. È stato infatti necessario modificare i precedenti concetti basati sulla teoria di Field – che prevedeva uno stato d'equilibrio dinamico e termico a due sole fasi stabili rappresentate da nubi HI di idrogeno neutro e freddo (T~100 K e densità d=10-20 atomi/cm³) immerse in regioni HII d'idrogeno ionizzato (T~104 K, d=0,1) – ampliandoli con una terza fase gassosa che si dimostra coinvolta in scambi di massa con le altre due. Essa è rappresentata da quella componente ISM, estremamente calda e rarefatta (definita hot gas, o gas coronale a T~106 K, d=10-3) nella quale si rilevano atomi diversi dall'idrogeno e più volte ionizzati. L'hot gas trae origine dalle interazioni fra il materiale espulso dalle supernovae e dai venti stellari, e la componente gassosa più fredda che abbiamo visto responsabile dell'emissione X galattica.