LA SCALA DEL TEMPO NELL'UNIVERSO SIDERALE 85 Sole; cioè di «pesare» la Via Lattea. Tale massa risulta dell'ordine di 600 miliardi di volte maggiore di quella del nostro Sole. Naturalmente non tutta questa materia si trova condensata in stelle; ma la maggior parte è sotto forma di gas e pulviscolo cosmico, distribuito con varia densità in tutto lo spazio interstellare e principalmente in uno strato che si estende lungo il piano equatoriale galattico, con uno spessore medio che è risultato ( anche alle nostre personali ricerche eseguite in questi ultimi anni a Monte Mario) dell'ordine di 1500-2000 anni-luce, e cioè molto esiguo rispetto allo spessore dell'intero sist:ema galattico. Molta di questa materia gassosa e corpuscolare si trova riunita in enormi nubi o nebulose galattiche, la maggioranza oscure (come la grande nebula oscura che forma l'apparente divisione della Via Lattea tra le costellazioni del Cigno e dell'Ofiuco, e il « sacco di carbone» nella Croce del Sud) e qualcuna luminosa ( tipica la nebulosa di Orione nella costellazione omonima). Gli astronomi ritengono che soltanto un terzo della materia si trovi allo stato stellare, onde, poiché in media le masse delle stelle sono dello stesso ordine di grandezza di quella del Sole, si ritiene che nella Galassia vi siano all'incirca 200 miliardi di stelle, di cui naturalmente la maggioranza è per noi invisibile a causa dello strato assorbente che la loro luce deve attraversare per giungere fino a noi, che in quello strato siamo immersi profondamente. Molto varia è la densità stellare della Galassia: in alcuni punti le stelle sono fra loro a distanze stimabili a cinque o sei anni-luce; ma la distanza più comune fra le stelle è notevolmente maggiore, da trenta a quaranta anni-luce. Jeans paragonava tale densità a quélla di « tre api sul continente europeo » o meglio a « venti palle da tennis vaganti nell' interno di una Terra cava». Newton scrisse: « Colui che ha ordinato l'Universo ha separato le stelle fisse con distanze immense, temendo che, pecla forza di gravitazione, esse dovessero cadere le une sulle altre». * * * A questo punto CI e già possibile tentare un primo calcolo dell'età delle stelle e del sistema galattico, o meglio trovare un limite superiore per questa età. Un primo metodo - fondato sulle ricerche di Halm (19Ù), Seares (1922), Armellini (1931), Vyssotsky e Williams (1943) sull'equipartizione dell'energia tra le stelle - si basa sul fatto che le stelle di piccola massa hanno generalmente grande velocità, in modo che tutte le stelle grandi e piccole, possiedono all'incirca la stessa quantità di energia. Supponendo allora, com'è logico, che inizialmente ogni stella avesse una provvista di energia e che questa si sia poi egualmente suddivisa fra tutte a causa di urti e collisioni fra stella e stella, allo stesso modo come avviene per le molecole dei gas, e conoscendo la distribuzione ed i movimenti degli
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