La Via Lattea: Struttura, Dinamica e Formazione Stellare
La Via Lattea (spesso indicata come Galassia, vedi Figura 1) è un sistema composto da un grandissimo numero di stelle, tra cui il nostro Sole. Appartiene alla categoria delle galassie a disco e, come tale, ha una forma discoidale con un rigonfiamento centrale (detto “bulge” in inglese, termine usato anche in italiano). Le stelle, almeno 100 miliardi, sono per la maggior parte localizzate nel disco e nel bulge (vedi Figura 2), mentre una piccola parte si trova in un’enorme zona sferica chiamata “alone galattico” che circonda l’intero disco. La massa totale delle stelle nella Via Lattea è circa 50 miliardi di masse solari [1], mentre il disco ha un diametro di circa 100 000 ly [2], ovvero 200 milioni di volte la distanza tra il Sole e Nettuno, l’ultimo pianeta del Sistema Solare.
La Galassia non è un sistema statico, ma un disco in rotazione attorno al proprio centro; inoltre, possiede strutture chiamate “bracci di spirale” (in italiano la dicitura corretta è al maschile, quindi bracci e non braccia), che non sono dovuti alla rotazione del disco: sono strutture che ruotano sul disco con una velocità diversa da quella del disco stesso, che ha una “rotazione differenziale” (ovvero, non ruota come un disco rigido, ma la velocità varia in funzione della distanza dal centro). Il Sole, che si trova a circa 8,5 kpc [3] dal centro, impiega circa 250 Myr [4] per compiere un giro completo intorno al centro della Via Lattea. Grazie alla datazione dei meteoriti e delle rocce più antiche presenti sulla Terra, si stima che il nostro pianeta abbia un’età di circa 4,5 Gyr; assumendo che Sole e Terra si siano formati simultaneamente (assunzione più che valida), si conclude che anche il Sole ha all’incirca la stessa età. Un semplice calcolo (4,5 miliardi / 250 milioni) mostra che la nostra stella ha compiuto finora circa 18 giri completi intorno al centro della Galassia.
La particolarità della Galassia, e in generale delle galassie a disco, è di essere popolata sia da stelle giovani (con età di qualche Myr) sia da stelle vecchie (età di qualche Gyr). Le prime sono localizzate nel disco insieme alla maggior parte del gas, mentre le seconde si trovano soprattutto nel bulge e nell’alone (vedi Figura 3). I bracci, unica sede della formazione stellare, appaiono brillanti proprio perché contengono stelle molto calde, luminose e recentemente formate (entro circa 10 Myr). Queste stelle, caratterizzate da masse più grandi (maggiori di circa 8 masse solari), vivono “solo” per pochi milioni di anni per poi terminare la loro vita mediante un fenomeno idrodinamico noto come “supernova”, in grado di liberare un’enorme quantità di energia nel mezzo interstellare. La massa di una stella determina drasticamente il suo destino: tanto maggiore è la sua massa, tanto più breve è la sua vita; per questo, le stelle di massa inferiore a 8 masse solari vivono molto più a lungo (fino a qualche decina di Gyr) e con il tempo hanno modo di allontanarsi e diffondersi nella Galassia. La Via Lattea ha formato la maggior parte delle sue stelle durante un lungo periodo di oltre 13 Gyr; tuttavia, continua ancora a formare stelle, seppur a un ritmo minore rispetto al passato, ad un tasso di circa una massa solare all’anno.
Dal punto di vista stellare, si possono distinguere tre componenti: bulge, disco e alone. All’interno di ognuna di queste strutture ci sono diverse “famiglie” di stelle, chiamate “popolazioni stellari”, divise in due grandi categorie (vedi Figura 4):
– Stelle di prima popolazione (“Pop I”);
– Stelle di seconda popolazione (“Pop II”).
Le prime sono stelle di disco, giovani (le più giovani situate esattamente sui bracci), con metallicità [5] intorno a quella solare e orbite quasi circolari attorno al centro galattico; le seconde, invece, sono localizzate principalmente nel bulge e nell’alone, con metallicità molto basse (almeno 10 volte inferiori rispetto alle stelle di Pop I), vecchie (età tra i 10 e i 13 Gyr) e con orbite molto eccentriche e caotiche. Attualmente, si cerca di identificare i residui fossili nella nostra galassia: le cosiddette “stelle di terza popolazione” (Pop III). Questa ipotetica famiglia di stelle (ancora non osservata) raggrupperebbe la primissima generazione di stelle formate nell’Universo, che dovrebbe trovarsi nell’alone ed avere metallicità praticamente nulla, essendosi formata in un’epoca cosmologica in cui non c’erano elementi più pesanti dell’elio (a parte il litio).
Per quanto riguarda la materia interstellare (chiamata in letteratura ISM, per “interstellar medium”), essa è localizzata soprattutto nel disco della Via Lattea entro uno spessore verticale di circa 1/100 dell’intero diametro della Galassia, pari a circa 300 pc. Questo mezzo è composto da gas (principalmente idrogeno ed elio) con temperature molto varie, da qualche decina a qualche milione di kelvin. Mescolate alla fase più fredda del gas si trovano anche particelle solide di dimensioni estremamente ridotte (da qualche milionesimo a qualche centomillesimo di centimetro): queste particelle costituiscono la “polvere interstellare” e sono composte principalmente da grafite, silicati e ghiacci di molecole. Queste due componenti, gas e polvere, contribuiscono in massa molto poco rispetto alla massa stellare: rispettivamente 5 miliardi e 10 milioni di masse solari.
Concludiamo ricordando che una proprietà fondamentale della polvere è quella di attenuare la luce che la attraversa, penalizzando maggiormente quella blu rispetto a quella rossa.
Note.
[1] Massa solare (simbolo M☉): unità di misura di massa corrispondente alla massa del Sole, che vale circa 2×1033 g ↩
[2] Anno luce: unità di misura di distanza, indicata con ly (dall’inglese “light-year”), corrispondente alla distanza che la luce percorre in un anno, ovvero circa 9.5×1017 cm ↩
[3] Parsec: unità di misura di distanza, indicata con pc, che vale circa 3,26 ly, ovvero 3,08×1018 cm ↩
[4] Prefissi per i multipli delle unità di misura: k (chilo) per 103, M (mega) per 106, G (giga) per 109. Per esempio:
1 kpc = un chiloparsec = 103 pc;
1 Myr = 1 megayear = 1 milione di anni;
1 Gyr = 1 gigayear = 1 miliardo di anni ↩
[5] Metallicità: abbondanza in massa dei “metalli”, intesi, nella letteratura astronomica, come elementi più pesanti dell’elio (litio, berillio, boro, carbonio, …), relativa alla massa totale. ↩
