Quando guardi il cielo notturno, c'è una fascia di luce morbida e ampia che è impossibile non notare. Questa striscia affascinante, evidente vicino all'orizzonte e che si inarca attraverso la distesa, è stata oggetto di fascino umano per secoli. Gli antichi greci la chiamavano "galassie kuklos", o "cerchio del latte", e i romani la soprannominavano "Via Lattea ."
Fu nell'anno 1610 che Galileo Galilei, con l'ausilio di uno dei primi telescopi, iniziò a decifrare questo bagliore celeste. Le sue osservazioni rivoluzionarie hanno rivelato un fatto mozzafiato:la luminosità della Via Lattea è il risultato di miliardi di stelle fioche che avvolgono le nostre vicinanze cosmiche.
Con questa rivelazione fondamentale in mente, unisciti a noi in un viaggio di scoperta mentre esploriamo la nostra galassia. Ne esploreremo le dimensioni, la forma e la struttura, discuteremo del movimento delle sue stelle e vedremo come si confronta con le altre galassie.
ContenutoLa Via Lattea, la nostra casa celeste, affascina gli astronomi da secoli. È una vasta galassia, un grande sistema che comprende stelle, gas (prevalentemente idrogeno), polvere e materia oscura, tutti legati insieme dalla gravità.
Mentre navighiamo nel cosmo, emerge un enigma intrigante:com’è veramente la Via Lattea? Da cosa è composto e che forma ha? Queste domande fondamentali hanno sconcertato gli astronomi per generazioni e trovare le risposte non è stato un compito facile.
Una sfida significativa nasce dalla nostra prospettiva unica:risiediamo all’interno della Via Lattea, il che rende difficile discernerne la forma e i contenuti. I primi astronomi dovettero affrontare molte limitazioni dovute alla tecnologia del loro tempo, inclusi telescopi relativamente piccoli con portata e capacità di ingrandimento limitate, che potevano rilevare solo la luce visibile.
Oltre a ciò, la loro visione della Via Lattea era ostacolata perché è avvolta nella polvere cosmica, come se scrutassero attraverso un’implacabile tempesta di polvere. Una volta pensavano che contenesse tutte le stelle del cielo.
Per fortuna, il XX secolo ha inaugurato notevoli progressi nella tecnologia dei telescopi, consentendo agli astronomi di penetrare questa foschia celeste e scrutare in profondità nello spazio. Questi potenti strumenti hanno svelato una verità sorprendente:la Via Lattea non è un semplice insieme di stelle ma una galassia con un’aggraziata forma a spirale. E contrariamente alla credenza popolare, il nostro sistema solare non è al centro di esso.
Questa nuova conoscenza mette in luce la vastità dell’universo, poiché la Via Lattea è solo una delle innumerevoli galassie che popolano il cosmo. Ora diamo un'occhiata ad alcune delle prime teorie sulla nostra umile galassia.
Come abbiamo accennato, Galileo scoprì che la Via Lattea è composta da stelle fioche, che sembrano meno luminose di altre stelle, o perché emettono meno luce o perché sono lontane da noi.
Conosciamo quindi la composizione della galassia, ma per quanto riguarda la sua forma? Come puoi riconoscere la forma di qualcosa se ci sei dentro? Alla fine del 1700, l'astronomo Sir William Herschel affrontò questa domanda.
Herschel pensava che se la Via Lattea fosse una sfera, dovremmo vedere numerose stelle in tutte le direzioni. Così, lui e sua sorella Caroline contarono tutte le stelle in più di 600 aree del cielo.
Scoprirono che c'erano più stelle nelle direzioni della fascia della Via Lattea che sopra e sotto. Herschel concluse che la Via Lattea era una struttura a forma di disco. E poiché trovò circa lo stesso numero di stelle in tutte le direzioni lungo il disco, concluse che il sole era vicino al centro del disco.
Intorno al 1920, un astronomo olandese di nome Jacobus Kapteyn misurò le distanze apparenti delle stelle vicine e remote utilizzando la tecnica della parallasse. Poiché la parallasse implicava la misurazione dei movimenti delle stelle, confrontò i movimenti delle stelle distanti con quelle vicine.
Concluse che la Via Lattea era un disco di circa 20 kiloparsec, o 65.200 anni luce, di diametro (un kiloparsec =circa 3.260 anni luce). Kapetyn concluse anche che il sole si trovava al centro o vicino al centro della Via Lattea.
Ma i futuri astronomi metterebbero in discussione queste idee e la tecnologia avanzata li aiuterebbe a contestare le teorie e a ottenere misurazioni più accurate.
Se tieni il pollice alla distanza del braccio e alternativamente apri e chiudi ciascun occhio, noterai che il pollice sembra spostarsi sullo sfondo. Questo fenomeno è chiamato "spostamento di parallasse". Gli astronomi osservano un effetto simile con le stelle dovuto all'orbita terrestre.
Confrontando le posizioni delle stelle a sei mesi di distanza, misurano questo angolo di parallasse (Θ). Utilizzando Θ e il raggio dell'orbita terrestre (R), calcolano la distanza di una stella (D) come:D =RCotΘ . Questo è efficace per le stelle entro 50 parsec. Per le stelle più lontane vengono utilizzati altri metodi che coinvolgono la luminosità.
Più o meno nel periodo in cui Kapteyn pubblicò il suo modello della Via Lattea, il suo collega Harlow Shapely notò che un tipo di ammasso stellare chiamato ammasso globulare aveva una distribuzione unica nel cielo.
Sebbene siano stati trovati pochi ammassi globulari all’interno della banda della Via Lattea, ce n’erano molti sopra e sotto di essa. Shapely ha deciso di mappare la distribuzione degli ammassi globulari e misurare le loro distanze utilizzando indicatori di stelle variabili all'interno degli ammassi e la relazione luminosità-distanza.
Secondo le sue osservazioni, gli ammassi globulari sono stati trovati in una distribuzione sferica e concentrati vicino alla costellazione del Sagittario. Shapely concluse che il centro della galassia era vicino al Sagittario, non al sole, e che la Via Lattea aveva un diametro di circa 100 kiloparsec.
Shapely è stato coinvolto in un grande dibattito sulla natura delle nebulose a spirale (deboli macchie di luce visibili nel cielo notturno). Credeva che fossero "universi-isole", o galassie al di fuori della Via Lattea. Un altro astronomo, Heber Curtis, credeva che le nebulose a spirale facessero parte della Via Lattea.
Le osservazioni di Edwin Hubble sulle variabili Cefeidi risolsero finalmente il dibattito:le nebulose erano effettivamente al di fuori della Via Lattea.
Ma le domande rimanevano ancora. Che forma aveva la Via Lattea e cosa esisteva esattamente al suo interno?
Hubble studiò le galassie e le classificò in vari tipi di galassie ellittiche e a spirale. Le galassie a spirale erano caratterizzate da forme a disco con bracci di spirale. Era logico che, poiché la Via Lattea era a forma di disco e le galassie a spirale erano a forma di disco, la Via Lattea era probabilmente una galassia a spirale.
Negli anni '30, l'astronomo R.J. Trumpler si rese conto che le stime delle dimensioni della Via Lattea fatte da Kapteyn e altri erano errate perché le misurazioni si basavano su osservazioni nelle lunghezze d'onda visibili.
Trumpler concluse che le grandi quantità di polvere nel piano della Via Lattea assorbivano la luce nelle lunghezze d'onda visibili e facevano sì che le stelle e gli ammassi lontani apparissero più fiochi di quanto non fossero in realtà. Pertanto, per mappare con precisione le stelle e gli ammassi stellari all'interno del disco della Via Lattea, gli astronomi avrebbero bisogno di un modo per scrutare attraverso la polvere.
Negli anni 50 furono inventati i primi radiotelescopi. Gli astronomi hanno scoperto che gli atomi di idrogeno emettono radiazioni nelle lunghezze d'onda radio e che queste onde radio possono penetrare nella polvere della Via Lattea.
Così è diventato possibile mappare ogni braccio di spirale della Via Lattea. La chiave erano le stelle segnaletiche come quelle utilizzate nelle misurazioni della distanza. Gli astronomi hanno scoperto che le stelle di classe O e B funzionerebbero. Queste stelle avevano diverse caratteristiche:
Gli astronomi potrebbero utilizzare i radiotelescopi per mappare accuratamente le posizioni di queste stelle O e B e utilizzare gli spostamenti Doppler dello spettro radio per determinare la loro velocità di movimento. Quando hanno fatto questo con molte stelle, sono stati in grado di produrre mappe radio e ottiche combinate dei bracci a spirale della Via Lattea. Ogni braccio prende il nome dalle costellazioni che esistono al suo interno.
Gli astronomi pensano che il movimento del materiale attorno al centro galattico crei onde di densità (aree di alta e bassa densità), proprio come si vede quando si mescola l'impasto di una torta con uno sbattitore elettrico. Si ritiene che queste onde di densità causino la natura a spirale della galassia.
Quindi, esaminando il cielo in più lunghezze d'onda (radio, infrarossi, visibile, ultravioletto, raggi X) con vari telescopi terrestri e spaziali, possiamo ottenere diverse visualizzazioni della Via Lattea.
Proprio come il suono acuto della sirena di un camion dei pompieri si abbassa man mano che il camion si allontana, il movimento delle stelle influenza le lunghezze d'onda della luce che riceviamo da esse. Questo fenomeno è chiamato effetto Doppler.
Possiamo misurare l'effetto Doppler misurando le linee nello spettro di una stella e confrontandole con lo spettro di una lampada standard. L'entità dello spostamento Doppler ci dice quanto velocemente la stella si sta muovendo rispetto a noi.
Inoltre, la direzione dello spostamento Doppler può dirci la direzione del movimento della stella. Se lo spettro di una stella viene spostato verso l'estremità blu, si sta muovendo verso di noi; se lo spettro viene spostato verso l'estremità rossa, la stella si allontana da noi.
Secondo il sistema di classificazione di Hubble, la Via Lattea è una galassia a spirale, anche se prove cartografiche più recenti indicano che potrebbe trattarsi di una galassia a spirale barrata.
La Via Lattea ha più di centinaia di miliardi di singole stelle. Ha un diametro di circa 100.000 anni luce e il sole si trova a circa 28.000 anni luce dal centro. Se osserviamo la struttura della Via Lattea come apparirebbe dall'esterno, possiamo vedere alcune parti.
Il disco della Via Lattea è costituito da stelle vecchie e giovani, con abbondanza di gas e polvere. Le stelle nel disco orbitano attorno al centro galattico seguendo percorsi quasi circolari, con un leggero movimento verticale dovuto alle interazioni gravitazionali, simili ai cavalli della giostra.
Il disco ha tre regioni:il nucleo al centro, il rigonfiamento attorno al nucleo che si estende leggermente sopra e sotto il piano del disco e i bracci a spirale che si irradiano verso l'esterno. Il nostro sistema solare si trova in uno di questi bracci, in particolare il Braccio di Orione. Altre armi includono il braccio di Perseo, il braccio del Sagittario e il braccio Scutum-Centauro.
Diverse centinaia di ammassi globulari sono sparsi sopra e sotto il piano del disco galattico, orbitando attorno al centro galattico in percorsi ellittici con direzioni sparse casualmente.
Le stelle all'interno di questi ammassi sono significativamente più vecchie rispetto a quelle del disco galattico e gli ammassi contengono poco o nessun gas e polvere.
L’alone, un’ampia e debole area che circonda la galassia, comprende gas caldo, materia oscura e vecchie stelle. Nonostante la massa apparente nel disco e nel centro della galassia, gli studi sulla curva di rotazione rivelano che la maggior parte della massa risiede nell'alone, suggerendo la presenza di materia oscura.
La gravità della Via Lattea influenza due galassie satelliti, la Grande e la Piccola Nube di Magellano, visibili dall'emisfero australe e orbitanti in posizioni diverse attorno alla nostra intera galassia.
La Grande Nube di Magellano, con un diametro di circa 14.000 anni luce e una distanza di 163.000 anni luce, potrebbe cedere gas e polvere alla Via Lattea a causa delle interazioni gravitazionali.
Gli astronomi utilizzano dispositivi come i fotometri sui telescopi per misurare la luminosità di una stella. Conoscere la luminosità e la distanza di una stella consente di calcolarne la luminosità utilizzando la formula:luminosità =luminosità x 12,57 x (distanza)².
La luminosità può anche indicare la distanza di una stella dalla Terra. Stelle come le variabili RR Lyrae e Cefeidi, che cambiano luminosità in modo prevedibile, servono come parametri di riferimento.
Per determinare la luminosità degli ammassi globulari, Shapely ha misurato i periodi di luminosità delle stelle RR Lyrae negli ammassi. Una volta conosciute le luminosità, poteva calcolare le loro distanze dalla Terra.
Abbiamo accennato in precedenza che gli astronomi hanno stimato il numero di stelle nella Via Lattea dalle misurazioni della massa della galassia. Ma come si misura la massa di una galassia? Ovviamente non puoi metterlo su una scala. Invece, usi il suo movimento orbitale.
Dalla versione di Newton della Terza Legge del Moto Planetario di Keplero, dalla velocità orbitale di un oggetto in orbita circolare e un po' di algebra, puoi ricavare un'equazione per calcolare la quantità di massa (Mr) che si trova all'interno di qualsiasi orbita circolare con un raggio (r ):
Per la Via Lattea, il sole si trova a una distanza di 2,6 x 10²⁰ metri (28.000 anni luce) e ha una velocità orbitale di 2,2 x 10⁵ metri/secondo (220 km/s), otteniamo che all'interno si trovano 2 x 10⁴⁹ kg l'orbita del sole.
Poiché la massa del sole è 2 x 10³⁰, nella sua orbita devono esserci 10¹¹, ovvero circa 100 miliardi, di masse solari (stelle simili al sole). Se aggiungiamo la porzione della Via Lattea che si trova al di fuori dell'orbita del sole, otteniamo circa 200 miliardi di stelle.
Questo articolo è stato aggiornato insieme alla tecnologia AI, quindi verificato e modificato da un editor di HowStuffWorks.
