Nel primo appuntamento sulla Via Lattea abbiamo descritto la struttura a spirale barrata della nostra galassia. Dal centro di essa si dipartono dei bracci a spirale logaritmica, alcuni principali ed altri secondari, come il Braccio di Orione (o Local Arm o Sperone di Orione). Ma è realmente così? Studi attuali stanno pian piano ribaltando le nostre certezze sulle reali dimensioni e posizionamento del Local Arm. Ma procediamo con ordine.

Il nostro Sistema Solare giace nella parte interna del Local Arm, la cosiddetta “zona abitabile galattica” ad una distanza dal centro della galassia di circa 26000 a.l.. Lo spessore del Local Arm è di 3500 a.l. ed ha una lunghezza di 10000 a.l. La nostra posizione periferica nella Via Lattea è stata scoperta dall’astronomo americano Harlow Shapley agli inizi del XX secolo. Grazie alle sue osservazioni non solo evidenziò che la nostra galassia era più grande di quanto ritenuto fino ad allora ma, grazie alle proprie convinzioni copernicane, comprese che la Terra con i suoi egocentrici terrestri, oltre a non essere il centro del Sistema Solare, non è neanche il centro della Via Lattea. Non è stato facile riuscire a capire la nostra posizione nella Via Lattea poiché siamo all’interno di essa, ma Shapley osservando i corpi celesti all’esterno della fascia biancastra che solca i nostri cieli notturni (la galassia osservata di taglio) riuscì ad individuare degli ammassi globulari che presentavano una luminosità ed una concentrazione di stelle maggiore in certe direzioni mentre si diradavano pian piano in altre. Da qui ipotizzò che la Terra giace in una regione periferica della Via Lattea dato che si ha una maggiore concentrazione di stelle in corrispondenza della costellazione del Sagittario, in cui doveva trovarsi quindi il centro galattico. Queste ipotesi hanno trovato definitiva conferma nelle indagini radioastronomiche sviluppatesi dopo la seconda guerra mondiale.

Fino a poco tempo fa si aveva la convinzione che il Braccio di Orione fosse un ramo secondario della nostra spirale, una struttura stellare minore compresa tra due più estese, il braccio interno del Sagittario e quello più esterno di Perseo. Recenti indagini da parte di Xu et al. (2013) mediante lo studio della cinematica e della distanza (usando il metodo della parallasse trigonometrica) di un campione di 30 masers distribuiti lungo il Local Arm hanno contribuito a modificare tale concezione. I masers sono dei corpi celesti, tipicamente all’interno di nubi molecolari, il cui nome è un acronimo che significa “amplificazione di microonde per effetto di emissione stimolata di radiazione”. In seguito ad una collisione oppure per via di irraggiamento esterno, alcuni composti come acqua (H2O), metanolo (CH3OH) o radicali idrossili (OH) vengono “pompati” dallo stato energetico fondamentale fino a popolare un livello metastabile, da cui decadono successivamente su uno di energia inferiore emettendo radiazione con basse frequenze, le microonde. Nello spettro di emissione di questi oggetti le righe che evidenziano tale fenomeno risultano essere molto strette, adatte perciò per accurate misurazioni. Il metodo della parallasse trigonometrica (Figura 2) consiste nel registrare la collocazione dell’oggetto considerato rispetto allo sfondo celeste da due posizioni differenti dell’orbita terrestre a distanza di 6 mesi l’una dall’altra. In questo modo, nota la distanza (d) Terra-Sole (pari ad 1 UA) e l’angolo A sotteso dall’oggetto, si può ricavare la distanza oggetto-Sole (x), mediante la formula seguente: x=d/tangA

Con i risultati ottenuti Xu e colleghi hanno notato che questi oggetti si comportano come se stessero in un braccio principale della spirale. L’unico punto a sfavore del lavoro appena esposto è quello di aver considerato una regione di indagine attorno al Sole molto limitata, di circa 28000 a.l. rendendo così difficile dichiarare con certezza che il Braccio di Orione sia un braccio principale della nostra galassia.

Ma precedenti indagini focalizzate su regioni più estese, come gli ammassi stellari aperti ad opera di Moitinho et al. (2006) e Vézquez (2008) hanno messo in luce un comportamento analogo da parte di altri oggetti presenti nel Local Arm. Pare, quindi, che il Braccio di Orione sia un vero e proprio braccio principale indipendente della nostra galassia, costituito da un’ampia regione di formazione stellare, o in alternativa una diramazione del Braccio di Perseo. A sostegno di quest’ultima ipotesi si nota come in effetti, il Local Arm sia più vicino al Braccio di Perseo piuttosto che a quello del Sagittario e che anzi, attraversi il Braccio di Perseo prima di giungere nel Braccio più esterno, il Norma Arm. Questa conclusione comporterebbe dimensioni maggiori del Braccio di Orione ed un possibile passo indietro nel considerare quello di Perseo come un braccio principale.

Si sa ormai da secoli che la Luna ruota attorno alla Terra e che la Terra e gli altri pianeti ruotano attorno al Sole, così analogamente il Sole e per estensione il Sistema Solare compie un moto di rivoluzione attorno al centro galattico. Si ritiene che l’orbita del Sole attorno alla galassia sia ellittica, per via delle perturbazioni esercitate dai bracci a spirale della stessa e da una distribuzione non uniforme della massa. La direzione verso cui il Sole si muove (chiamata solar apex) punta verso la stella Altair. Il tempo impiegato dal Sistema Solare a compiere una rotazione attorno alla galassia è stato stimato di circa 225-250 milioni di anni, quindi considerata l’età del Sole di oltre 4 miliardi di anni, sembra che la nostra stella abbia ripercorso tale orbita per 18-20 volte nella sua vita. La velocità orbitale del Sistema Solare rispetto al centro della galassia è stato stimato in circa 220 Km/s. Il Sistema Solare si sta attualmente muovendo all’interno di una nube del mezzo interstellare chiamata Local Interstellar Cloud, posta all’interno di una cavità del Braccio di Orione e costituita da materiale con ridotta densità ed alta temperatura, nota come Local Bubble. Tutto ciò è racchiuso nella cosiddetta Gould Belt. Quest’ultima è un insieme di stelle brillanti e massive la cui proiezione in cielo assume la forma di un anello ed è inclusa in una nube molecolare che incrocia le zone interne alla Via Lattea, corrispondenti a quelle in cui si ha una maggiore concentrazione di regioni di formazione stellare.

Il Braccio di Orione prende il nome dalla costellazione di Orione verso cui sembra proiettarsi la sua regione più ricca. Contiene diversi oggetti Messier ossia un elenco di un centinaio di corpi celesti come nebulose, galassie e ammassi stellari individuati ed annotati principalmente dall’astronomo francese Charles Messier, con l’aiuto del suo collega Pierre Méchain e pubblicato nel 1771. Messier era un cacciatore di comete e durante le sue ricerche aveva elencato su di una lista gli oggetti che non erano delle comete pur presentando delle somiglianze, in modo da poterli escludere e facilitare così la sua indagine. Messier visse e fece le proprie ricerche in Francia perciò nella sua lista si trovano solo oggetti che potevano essere osservati nell’emisfero nord: ad esempio le Nubi di Magellano, visibili nell’emisfero australe non sono presenti in quegli appunti. La lista compilata da Messier è stata con il tempo estesa da parte di altri astronomi divenendo un’importante raccolta di oggetti del profondo cielo.

Alcuni degli oggetti Messier presenti nel Local Arm sono:

Messier 7: è un ammasso aperto di stelle all’interno della costellazione dello Scorpione, posto nei pressi del pungiglione dell’aracnide, facilmente visibile ad occhio nudo. Noto già agli antichi romani, era stato scoperto dall’astronomo Tolomeo e scambiato per una nebulosa: da qui nasce il nome alternativo degli anglosassoni con cui viene riconosciuto questo oggetto, Ptolemy Cluster. L’età stimata di questo ammasso è di 220 milioni di anni e contiene al suo interno circa 80 stelle di differente magnitudine.

Messier 23: altro ammasso di stelle, nella costellazione del Sagittario, facilmente visibile nelle notti estive anche utilizzando dei semplici binocoli. Scoperto da Messier il 20 Giugno 1764, è stata provata la presenza di almeno 150 stelle al suo interno, alcune di magnitudine 10 fino a quelle di magnitudine maggiore di 13.5. L’età stimata è 220 – 300 milioni di anni e il diametro di tale ammasso è pari a 15 a.l..

In this three-colour composite, a short exposure was first made through a wide-band filtre registering blue light from the nebula. It was then combined with exposures through two interference filtres in the light of double-ionized oxygen atoms and atomic hydrogen. They were colour-coded as “blue”, “green” and “red”, respectively, and then combined to produce this picture that shows the structure of the nebula in “approximately true” colours. Credit: ESO

Dumbbell Nebula (Messier 27): posta all’interno della costellazione della Volpetta, è forse la nebulosa planetaria più bella che popola il nostro cielo ed è stata la prima, tra questo tipo di nebulose, a venir scoperta. Una nebulosa planetaria è una nebulosa ad emissione e corrisponde alla fase finale di una stella che espellendo i suoi strati più esterni genera un involucro di materiale attorno ad essa che si riduce così ad un oggetto di ridotte dimensioni ma molto denso, una nana bianca. Quando Messier la scoprì la registrò, erroneamente, come una nebulosa priva di stelle. M27 è facilmente osservabile anche con piccoli binocoli e i telescopi di moderata risoluzione sono in grado di distinguere la sua caratteristica forma che richiama vagamente quella di una clessidra. La stella centrale ha una magnitudine di 13.5 ed è una calda nana bluastra, con una temperatura di 85000 Kelvin. Si ritiene che vicino ad essa vi sia una debole stella gialla di magnitudine 17.

Come per molte nebulose planetarie, non si conosce ancora con esattezza la distanza che separa M27 da noi (anche se alcuni studiosi hanno ipotizzato distanze comprese tra i 490 e 3500 a.l.) e pertanto non si ha alcun dato certo sulla luminosità e sulle sue reali dimensioni. Il fatto che una nebulosa risulti essere più luminosa della stella al suo interno suggerisce che la stella emette radiazione altamente energetica nella regione non visibile dello spettro elettromagnetico; questa viene assorbita dai gas della nebulosa che eccitandosi e diseccitandosi la riemettono sotto forma di radiazione visibile. Per la maggior parte delle nebulose planetarie si è notato che la radiazione visibile viene emessa ad un’unica lunghezza d’onda, quella corrispondente alla luce verde dell’OIII (5007 Angstrom). Infine, confrontando alcune immagini della Dumbbell Nebula, Leos Ondra ha scoperto una stella variabile situata nella parte esterna della nebulosa, che ha chiamato Goldilocks’ Variable.

Ring Nebula (Messier 57): è una nebulosa planetaria nella costellazione della Lira ed è uno dei maggiori protagonisti dell’emisfero boreale estivo. Recenti ricerche hanno portato alla conclusione che, come suggerisce il nome, è un anello di materiale brillante emesso dalla stella posta nel centro. Dalle immagini della nebulosa si nota come il livello di ionizzazione dei gas (la capacità di strappare alle molecole del gas uno o più elettroni) tende a diminuire all’aumentare della distanza dalla calda stella centrale che ha una temperatura di 100000 Kelvin: la regione centrale è scura suggerendo un’emissione di radiazione UV, mentre nella parte interna dell’anello la ionizzazione di ossigeno e azoto conferisce il colore verde, per poi avere un colore rossastro nella parte esterna dell’anello a causa del processo di eccitazione delle sole molecole di idrogeno. La stella al centro della nebulosa planetaria è una nana bianca di magnitudine 15, ed è il residuo di una stella un tempo molto simile al Sole.

Come detto precedentemente, non si sa con esattezza la distanza di una nebulosa planetaria, ma supponendo sia posta a circa 2300 a.l., questa avrebbe una magnitudine assoluta di -0.3 (circa 100 volte quella del Sole). Questa è stata la seconda nebulosa planetaria a venir scoperta nel 1779 ad opera di Antoine Darquier de Pellepoix. Messier quando la notò, la catalogò come una fioca nebulosa ma perfettamente definita. Il nome di “nebulosa planetaria” proviene dalla somiglianza che Herschel notò tra questo tipo di oggetti e il pianeta Urano che aveva appena scoperto. La prima idea che egli si fece della Ring Nebula fu quella di “una nebulosa traforata o un anello di stelle”, ma soprattutto la riteneva “una curiosità dei cieli”.

Messier 41: ammasso aperto nella costellazione del Cane Maggiore; è facilmente individuabile poiché si trova esattamente a sud della stella più luminosa del cielo, Sirio. M41 contiene un centinaio di stelle, tra cui delle giganti rosse e la più luminosa, di magnitudine 6.9 (700 volte più brillante del nostro Sole) è quasi al centro dell’ammasso. Dall’indagine delle giganti rosse all’interno di questo ammasso si è evidenziata una composizione chimica molto simile a quella della nostra stella. Messier 41 si estende per circa 25-26 a.l., l’età stimata è compresa tra i 190 e i 240 milioni di anni e pare si allontani da noi ad una velocità di 34 km/s. ·

Messier 73: è un falso oggetto Messier dato che si è scoperto essere semplicemente un asterismo di 4 stelle principali totalmente indipendenti tra di loro, nella costellazione dell’Acquario. Quando Messier lo scoprì nel 1780 notò un gruppo di 4 stelle immerse in una debole luminosità e per questo motivo lo catalogò insieme agli altri oggetti come un ammasso stellare. Successive osservazioni da parte dell’astronomo inglese John Herschel misero in discussione tale natura poiché quest’ultimo non notò alcuna nebulosità. L’oggetto Messier 73 è stato al centro di un dibattito una decina di anni fa: da un lato Bassino, Waldhausen e Martinez (2000) sostenevano l’idea di ammasso aperto poiché le stelle che lo costituivano seguivano un rapporto colore-luminosità tipico di queste strutture, dall’altro Carraro (2000) riteneva che fosse un semplice asterismo. Quando Odenkirchen e Soubiran (2002) pubblicarono i risultati di un’indagine spettrale ad alta risoluzione delle sei stelle più brillanti poste al centro del Messier 73, rivelando distanze differenti rispetto alla Terra e moti completamente non correlati tra di loro, il dibattito si concluse ritenendo tale oggetto un semplice asterismo.

Messier 78: è una nebulosa diffusa, ossia un’ampia nebulosa con limiti non definiti che può essere una nebulosa a riflessione (nube di polvere interstellare in grado di riflettere la luce delle stelle vicine) o ad emissione, come la M 42. M78 è la più brillante nebulosa a riflessione posta nella costellazione di Orione. Scoperta da Pierre Méchain nel 1780, appartiene al complesso di Orione, nube di gas e polveri all’interno della Nebulosa di Orione (di cui ne parleremo più avanti). La nebulosa in questione, di estensione pari a 4 a.l., brilla della luce riflessa delle due luminose stelle blu di magnitudine 10 vicino ad essa. L’indagine nel campo dell’infrarosso ha evidenziato come M78 sia una regione in cui sta avvenendo la formazione di giovani stelle, contandone al suo interno 192. Sono stati notati  inoltre, dei getti di materiale che vengono espulsi, molto probabilmente, da giovani stelle intrappolate nella nube di gas entro la quale è avvenuta la loro formazione. Questi getti vengono chiamati oggetti Herbig-Haro e ne sono stati rilevati almeno 17. M78 può essere osservata, in assenza di inquinamento luminoso, anche con un semplice binocolo anche se quello che si può notare attraverso le lenti è un oggetto che presenta una forte somiglianza con una cometa.

The Orion Nebula is a picture book of star formation, from the massive, young stars that are shaping the nebula to the pillars of dense gas that may be the homes of budding stars. Credit: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Orion Nebula (Messier 42): è la nebulosa diffusa in emissione più brillante nel cielo, visibile anche ad occhio nudo in condizione moderatamente favorevoli ed è la regione di formazione stellare più vicina a noi. Situata nella costellazione di Orione, è un oggetto che si estende per oltre 1 grado, ossia quattro volte lo spazio occupato dalla luna piena. La nebulosa di Orione fu molto probabilmente scoperta nel 1610 da un legale francese, Nicholas-Claude Fabri de Peiresc, ma rimase celata tra i suoi appunti fino al 1916, quando l’astronomo Bigourdan li rese noti. Altri astronomi però, nel corso dei secoli, la individuarono indipendentemente l’uno dall’altro. E’ alquanto strano che questa nebulosa si trovi all’interno della lista Messier perché questi annotava nel suo catalogo gli oggetti di luminosità moderata che potevano essere scambiati per delle comete. La spiegazione può risiedere nel fatto che Messier abbia registrato questa nebulosa semplicemente per raggiungere facilmente un numero di 45 oggetti nel suo catalogo e pubblicarne così una prima edizione nel 1771, superando la lista di 42 oggetti celesti dell’emisfero australe pubblicata da Lacaille nel 1755.

Questa nebulosa è posta ad una distanza di 1500 a.l., ha un diametro di circa 30 a.l. e nella parte nord essa è troncata da un’evidente linea scura. A nord-est vi è una nebulosa più piccola, anch’essa a emissione (M 43) la cui luminosità è dovuta ai suoi stessi atomi che vengono eccitati dalla radiazione altamente energetica proveniente dalla calda e massiva stella giovane al suo interno. In queste stesse plaghe celesti vi è una regione di formazione stellare, la più giovane finora conosciuta, chiamata Trapezium cluster. Questa, costituita da caldo e luminoso gas ionizzato non è altro che un sottile strato all’interno di una più estesa nube di materiale più denso nominata Orion Molecular Cloud 1 (OMC1).

Beehive Cluster (Messier 44): è un ammasso aperto di stelle nella costellazione del Cancro facilmente visibile ad occhio nudo e per questo motivo, già noto nell’antichità. I greci e i romani vedevano in esso, ritenuto all’epoca una nebulosa, una mangiatoia in cui vi erano due asini a cibarsi, l’Asino Boreale (rappresentato dalla stella γ Cancer) e l’Asino Australe (ossia la stella δ Cancer). Non a caso, questo ammasso è noto anche con il nome di Praesepe, che in latino significa “mangiatoia”. Galileo fu il primo a smascherare la sua vera natura di ammasso stellare riuscendo a risolvere all’interno 40 stelle. Oggigiorno si sa che a questo ammasso appartengono con certezza almeno 200 tra le 350 stelle ipotizzate. Messier 44, distante 577 a.l. e con un’età stimata di 730 milioni di anni presenta una comportamento analogo ad un altro ammasso stellare facilmente visibile ad occhio nudo, le Iadi. Questo, con un’età stimata di 790 milioni di anni, pur non facente parte del catalogo Messier e abbastanza distante da Praesepe, presenta molte similitudini con esso, tanto che si è ipotizzata un’origine comune tra i due ammassi. Un’ulteriore conferma di questa ipotesi è la popolazione stellare al loro interno. Entrambi presentano giganti rosse e alcune nane bianche.

M45: The Pleiades Star Cluster Image Credit & Copyright: Robert Gendler

Pleiadi (Messier 45): è un ammasso aperto nella costellazione del Toro, distante circa 380 a.l.. Ad occhio nudo si riescono a distinguere, a circa 10 gradi a nord-ovest dalla stella gigante rossa Aldebaran, almeno sei membri del gruppo, in condizioni abbastanza favorevoli se ne individuano nove e in zone in cui il cielo è completamente scuro e privo di inquinamento luminoso il numero delle componenti raggiunge la dozzina. Le Pleiadi erano già note ad Omero il quale le cita nelle proprie opere, l’Iliade (in cui adornano lo scudo di Achille) e l’Odissea (le quali aiutano Ulisse ad orientarsi nel cielo durante la sua navigazione per tornare ad Itaca) e sono conosciute con il nome alternativo di “Sette sorelle”. In effetti gli antichi greci riconoscevano in questo ammasso le sette sorelle figlie del padre Atlas e della madre Pleione: Alcyone, Asterope, Electra, Maia, Merope, Taygeta e Celaeno.

E’ stato dimostrato che le stelle all’interno di questo ammasso si muovono nello spazio in gruppo, con un moto comune, confermando l’ipotesi di un ammasso fisico e non di un semplice raggruppamento ottico. Si è notata la presenza di una nebulosa a riflessione nella zona in cui vi sono le Pleiadi, che presenta un colore bluastro poiché riflette la luce proveniente dalle stelle poste nelle vicinanze o al suo interno. Si ritiene però che non vi sia alcun legame tra l’ammasso delle Pleiadi e questa nebulosa a riflessione. L’età stimata di questo ammasso è di 100 milioni di anni e alcuni studi sostengono che le Pleiadi continueranno a mantenere tale aspetto per altri 250 milioni di anni per poi separarsi l’una dall’altra e proseguire per il proprio percorso individuale. Le Pleiadi hanno una velocità di rotazione molto elevata (evidenziata da righe di assorbimento dello spettro elettromagnetico molto spesse) e perciò, molto probabilmente hanno una forma oblata e non sferica. La stella che ruota più velocemente è Pleione, una stella variabile con una magnitudine che varia da 4.77 a 5.50. Una stranezza all’interno di questo ammasso relativamente giovane è la presenza di nane bianche, stelle nell’ultima fase della loro vita e perciò molto vecchie. Molto probabilmente queste stelle, un tempo molto massive, si sono generate all’interno dell’ammasso stesso e non sono state catturate dall’esterno, ma per qualche causa ancora da chiarire hanno perso la maggior parte della propria massa per poi perderne un’altra rilevante percentuale sotto forma di nebulosa planetaria. Le Pleiadi sono situate in prossimità dell’eclittica (il percorso apparente compiuto dal Sole in un anno proiettato sulla sfera celeste) e molto spesso sono occultate dalla Luna fornendo una spettacolare immagine del nostro satellite immerso nella luce emanata dalle “Sette Sorelle”. Dopo questo breve viaggio all’interno del Braccio di Orione ci si rende conto che facciamo parte di un meccanismo complesso e allo stesso tempo affascinante che non possiamo fare altro che ammirare e cercare di comprendere. La nostra indagine si è limitata, però, solo all’interno della Via Lattea; chissà se riusciremo mai a conoscere del tutto l’immenso universo a cui apparteniamo.  

Estate è sinonimo di serate all’aperto, di chiacchiere con gli amici e, per gli appassionati di Astronomia, di caccia al tesoro celeste lungo la Via Lattea. Il Sistema Solare fa parte di un grande ammasso di stelle, materiale interstellare e polveri, noto come galassia, che nel nostro caso specifico è, appunto, la Via Lattea. Questa è una galassia a spirale barrata con un diametro maggiore di 100000 a.l. (anni luce); il Sole con i pianeti che gli ruotano attorno, è localizzato in uno dei suoi bracci. La Via Lattea attraversa il nostro cielo notturno come una banda biancastra, poiché le stelle che la compongono le conferiscono la debole nebulosità che ha dato origine al suo nome. Con una estensione di circa 30° nella nostra sfera celeste, la debole luce della Via Lattea può venire facilmente mascherata dall’inquinamento luminoso o dalla luce della Luna. Vi sono, inoltre, alcune zone scure all’interno della banda dovute alla presenza di materiale interstellare che blocca la radiazione luminosa proveniente dalle sorgenti luminose retrostanti.

La conferma che la nostra galassia è composta da stelle si è avuta nel 1610 quando Galileo Galilei puntò il proprio telescopio e scoprì che l’aspetto nebuloso era in realtà prodotto da una moltitudine di astri molto vicini tra loro, ben al di sotto del potere risolutivo dell’occhio nudo. Indagini moderne stimano la presenza di un numero compreso tra 100 e 400 miliardi di stelle al suo interno. Agli inizi del XX secolo le osservazioni condotte dall’astronomo e astrofisico statunitense Edwin Hubble hanno dimostrato che la Via Lattea è solo una delle tante galassie presenti nell’Universo.

La reale struttura della nostra galassia è ancora oggetto di discussione. Si è certi che questa sia una galassia con un nucleo barrato dalla quale si dipartono dei bracci a spirale logaritmica che racchiudono gas, polveri e stelle, dando origine, così, al disco galattico ed in particolare alla regione denominata thin disk, laddove avvengono i maggior processi di formazione stellare. Nella parte centrale del disco vi è il centro galattico, formato da una gran quantità di vecchie stelle disposte in maniera sferoidale, le quali generano una protuberanza (bulge). Visto dalla Terra il centro galattico, che risulta essere la regione più luminosa della Via Lattea, si trova in corrispondenza della costellazione del Sagittario, in prossimità della sorgente denominata Sagittarius A* caratterizzata da una forte emissione radio. Il moto dei corpi attorno ad essa tradisce la sua natura di oggetto compatto ma con una massa di 4.1-4.5 milioni di volte la massa del Sole, ossia un buco nero supermassivo. L’anticentro galattico, la parte opposta al centro galattico, si trova nella costellazione dell’Auriga.

Gli studi per comprendere la struttura della Via Lattea iniziarono negli anni ‘50 tramite l’indagine spettrale di alcune stelle di tipo O e B (stelle con elevate temperature superficiali) presenti nei bracci a spirale di alcune galassie esterne. I risultati maggiormente soddisfacenti si sono ottenuti però, con le osservazioni nella banda radio. Il mezzo interstellare presente nella nostra galassia è prevalentemente costituito da Idrogeno allo stato neutro, otticamente non osservabile, ma visibile nel radio. Lo stato neutro dell’Idrogeno corrisponde ad un protone e ad un elettrone che occupa lo stato più basso in energia corrispondente al livello 1s. Dall’interazione tra lo spin dell’elettrone e quello del protone tale livello 1s si sdoppia in due sottolivelli: quello con energia maggiore è descritto da elettrone e protone avente lo spin nello stesso verso (Spin totale pari a 1), quello con energia inferiore presenta elettrone e protone con spin opposto (Spin totale nullo). L’elettrone transitando dal livello con energia maggiore a quello con energia minore emette un quanto di energia (fotone) alla lunghezza d’onda pari a 21 cm. Questo è ciò che fu osservato dai radiotelescopi, permettendo così di evidenziare la presenza di Idrogeno e mappare la struttura della nostra galassia. Questa transizione è molto rara, ma essendo lo spazio interstellare costituito da una gran quantità di atomi di Idrogeno, tale riga è facilmente osservabile. La riga di emissione a 21 cm dell’Idrogeno ha permesso di identificare i due bracci principali che costituiscono la Via Lattea: il Braccio di Perseo e il Braccio Scudo-Centauro. Vi sono dei bracci complementari, come il Braccio del Cigno (parte esterna del Norma Arm) e il Braccio del Sagittario ed alcuni secondari, come Carina, e il Braccio di Orione, sede oltre che della Nebulosa di Orione da cui prende il nome, anche del Sistema Solare, il quale giace nella parte interna del braccio ad una distanza di circa 30000 a.l. dal centro galattico.

Dal confronto tra i risultati ottenuti nel campo ottico (utilizzando gli ammassi aperti di giovani stelle che ben descrivono la struttura esterna dei bracci di una galassia a spirale) e quelli acquisiti nell’indagine nelle onde radio (tramite addensamenti di gas molecolare CO, composto da Carbonio e Ossigeno) si è analizzato il Braccio del Cigno e il Braccio di Perseo. Il primo è ben tracciato sia dalle componenti stellari che dagli addensamenti di CO, mentre il Braccio di Perseo è individuato solo dalle componenti CO. La mancanza di tracce stellari nella parte esterna del Braccio di Perseo indica che il braccio Locale, ossia il Braccio di Orione lo stia lentamente perturbando. Si è inoltre notato, in un primo momento, che lungo il piano galattico, ad una distanza di circa 45000 a.l. dal centro galattico, in direzione dell’anticentro, la densità di materiale termina quasi bruscamente. In realtà, osservazioni più dettagliate hanno evidenziato che questa interruzione la si nota in tutte le direzioni; probabilmente tale comportamento è dovuto ad una deformazione del disco galattico. L’assenza di materiale a quelle distanze è solo un’illusione, poiché il disco galattico a circa 43000- 49000 a.l. subisce una deformazione verso il basso. Pertanto per osservare il prolungamento della galassia bisogna considerare latitudini inferiori a 0° rispetto all’equatore galattico. Inoltre, a distanza di circa 65000 a.l. dal centro galattico, sono state osservate stelle giovani, suggerendo che tale zona è una regione attiva di formazione stellare, tutt’altro che priva di materiale.

Gli ultimi risultati, in conclusione, suggeriscono che la nostra galassia abbia in realtà un diametro maggiore di quello sinora conosciuto, circa 130000 a.l..Il disco galattico è circondato da astri e ammassi globulari che si estendono per centinaia di migliaia di anni-luce secondo una disposizione sferica, generando l’alone galattico. Il Chandra X-ray Observatory ha dimostrato che nell’alone galattico vi è una grande quantità di gas caldo con temperature comprese tra 1 milione e 2.2 milioni di gradi Kelvin e una massa confrontabile con la massa delle stelle nella galassia.

Una simulazione al computer molto dettagliata realizzata nel 2011 fornisce una spiegazione soddisfacente sulla struttura a spirale della Via Lattea, che sarebbe prodotta principalmente dall’interazione gravitazionale con la vicina Galassia  Ellittica Nana del Sagittario, che pian piano è distrutta ed assorbita dalla nostra galassia.

La Via Lattea, la Galassia di Andromeda, di cui ci occuperemo in un secondo momento data la sua importanza, e altre 70 galassie circa, formano il Gruppo Locale, che insieme ad altri 5 gruppi di galassie, appartiene all’Ammasso della Vergine, componente di una struttura ancora più complessa ed estesa, nota come Superammasso della Vergine. Attorno alla Via Lattea ruotano due galassie più piccole e delle galassie nane, tra le quali la Grande e la Piccola Nube di Magellano. Nell’Universo locale vi sono delle galassie simili alla Via Lattea, ma ce n’è una in particolare con la quale mostra più di un elemento in comune, NGC 6744 nella costellazione del Pavone a circa 30 milioni di a.l. di distanza. La galassia NGC 6744 ha la stessa struttura a spirale, con un diametro pari a 175000 a.l.. Inoltre, una galassia più piccola, NGC 6744A, confrontabile con la Grande Nube di Magellano, le ruota attorno. Per queste somiglianze la galassia a spirale NGC 6744 viene vista come un “fratello maggiore della Via Lattea”,  il “Big brother to the Milky Way”.