LUCIO GIALANELLA (grossolanamente, lente biconvessa), detti galassie, dal nome del sistema a cui il nostro Sole appartiene, e che si den omina appunto sistema galattico, o Galassia, o più semplicemente Via Lattea, secondo l'antichissima denominazione della fascia luminosa che cing e tutto il cielo e che costituisce appunto la grande ossatura, o il piano eq uatoriale del sistema stesso. Ma nemmeno nella Galassia le stelle son o distribuite con uniformità, bensì si trovano riunite qua e là in amma ssi o gruppi stellari, di cui uno dei maggiori è il cosidetto « sistema loca le », che costituisce il gruppo a cui il Sole appartiene, presso a poéo nel piano equatoriale della Galassia, ma abbastanza lontano dal centro, ad una distanza un po' minore di 40.000 anni-luce. Ed è anzi questo sistema locale che fu quello dapprima individuato e studiato dagli Herschel nel secolo scorso con i loro scandagli stellari; essi, però, avevano creduto di esaminare « tutto » l'Universo. Come vedremo, gli ammassi stellari galattici, di cui abbiamo mirabili esempi in cielo nelle Pleiadi, nelle Jadi, nel Presepe , ecc. hanno un ruolo molto importante nel problema che ci occupa. Le dimensioni del sistema galattico sono all'incirca: 100 mila annilut per l'asse maggiore e 10 mila anni-luce pe r l'asse minore o polare, valon sui quali gli astronomi sembrano esse rsi definitivamente accordati. Tutto questo immenso sistema è in rotazione intorno all'asse minore, così come hanno scoperto circa venti hanni fa Oort e Lindblad; ma la rotazione non avviene come se il sistema fosse un corpo rigido, bensì in modo «differenziale», cioè con velocità diversa a seconda della diversa distanza dall'asse di rotazione (presso a poco in modo analogo a quanto avviene per i pianeti e pianetini del nostro sistema solare, di cui - in forza delle leggi di Keplero - le velocità di rivoluz ione intorno al Sole sono tanto più grandi, quando minore è la loro dist anza dal Sole stesso). Ma <juesto deve intendersi propriamente come se il movimento potesse essere descritto con la legge che ogni gruppo di stelle (co mprendente un numero di stelle abbastanza grande per giustificare un tratta mento statistico, ma d'altra parte contenuto in un volume abbastanza piccolo rispetto alle dimensioni di tutto il sistema galattico) descrive un'orbita press oché circolare intorno ad un centro. In ogni gruppo, poi, così come hanno mostr ato le ricerche per le stelle prossime al Sole, esistono delle d irezioni preferenziali per i moti stellari, costituenti le correnti stellari, scoperte da Kapteyn. Il Sole, col suo corteo di pianeti, e le stelle ad esso prossime, compiono una rivoluzione intorno al centro della Gal assia in circa 250 milioni di anni, con una velocità di circa 300 chilometri a l secondo, in buon accordo con i risultati indipendenti derivati da misure sp ettroscopiche della velocità relativa del Sole rispetto a nebulose extra-gal attiche e a remoti ammassi globulari. Le formule della rotazione di Oort hanno permesso anche di calcolare la massa 11,fCessariaper causare con la sua attrazione l'osservato moto del
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