libere, questo Istituto ottenne il 2 ott. dello stesso anno il decreto reale (num. 1661, Gazzetta Ufficiale del Regno del 31 ott.) con il quale era "istituita in Milano l'U. C. del S. C." e veniva approvato il suo statuto. Da allora in poi, grazie alle benedizioni divine e all'alto ed efficace appoggio dei Pontefici, l'Università progredì ed ebbe nuova magnifica sede in Piazza S. Ambrogio nell'ott. 1930, nell'antico monastero cistercense. L'Apostolico Istituto del S. Cuore a Castelnuovo Fogliani, dovuto alla munificenza di Pio XI, permise di creare una florida sezione per le religiose insegnanti. I cattolici italiani ogni anno celebrano nella domenica di Passione la Giornata Universitaria, stabilita dalla S. Sede. E l'amore d'un popolo intero ebbe la sua espressione più eloquente quando nell'ag. 1943, durante il secondo conflitto mondiale, l'Università fu colpita da bombe dirompenti ed incendiarie, che distrussero o lesero gravemente un terzo dei suoi vari edifici; la generosità dei cattolici italiani permise allora l'immediata e completa ricostruzione, cosicché l'Ateneo del S. Cuore fu il primo tra tutte le università a riparare i danni subiti.
Il programma dell'Università Cattolica è indicato dal nome con il quale fu intitolata per merito di Armida Barelli (m. nel 1952), che dedicò all'Ateneo il meglio delle sue energie.
Quanto alla serietà scientifica, l'Università Cattolica ha cercato di dimostrarla sia attraverso le lezioni e le varie attività di
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studi regolarmente svolte dai suoi docenti, sia attraverso le loro pubblicazioni raccolte in serie numerose di volumi, sia mediante i suoi seminari bene attrezzati ed i suoi laboratori (basterà ricordare il laboratorio di psicologia, oggi di fama europea).
Dopo trent'anni di vita, nell'anno 1951-52 l'Università Cattolica ha un corpo accademico costituito da 156 professori con 7184 studenti. Finora ne sono usciti 7013 laureati, dei quali 5 hanno conquistato cattedre universitarie, 85 sono liberi docenti, 1600 insegnano nelle scuole medie, senza contare i deputati, i senatori, i ministri, i magistrati, i funzionari dei ministeri, i diplomatici ed anche alcuni vescovi. Agli studenti sono dati aiuti di vario genere : borse di studio, sussidi, buoni per la mensa, buoni per acquisto libri, aiuti per frequentare gli esercizi pirituali annui chiusi. Nell'anno accademico 1951-52 sono stati spesi per gli studenti bisognosi più di 29 missioni. Gli studenti trovano serena ospitalità in quattro collegi universitari, in parte gratuitamente in seguito a speciale concorso; ed hanno altresi un edificio a loro disposizione, la «Domus nostra ${ }^{2}$; questa accoglie coloro che vengono dalle città vicine, fornendo ritrovi e la mensa accademica. La Biblioteca dell'Ateneo al termine del 1951, contava 552.787 voll. e più di 2500 riviste ed ha servizio di scambi con accademie e università straniere. Essa ha organizzato un servizio per microfilms.
BibL.: la serie degli Annuari dal 1922-23 in poi (con elenco delle pubblicazioni): A. Gemelli e J. Schrijnen, Annuaire général des Universités Catholiques, Nimega-Utrecht 1927, pp. 183249; P. Bondioli, L'Università Cattolica in Italia, Milano 1929; A. Gemelli, Idee e Battaglie per la Cultura cattolica, $2^{\circ}$ ed., ivi 1940; E. Ruffini, Speranze e realizzazioni dell'Università dei Cattolici Italiani, ivi 1941; G. Dalla Torre, La grande meta: L'Università Cattolica del S. Cuore nei voti e nell'Opera dei Cattolici Italiani, ivi 1945; F. Oigiati, Dopo cinquant'anni, in La Rivista del Clero Italiano, 34 (1953), pp. 531-45 (precedenti servizi dell'U. C.).
Pio Paschini
UNIVERSO. - E l'insieme di tutto ciò che esiste nello spazio e nel tempo; detto anche "mondo", che di per sé significa una parte dell'U.
Nei primi poeti greci il problema principale fu l'origine del mondo, generato dal Caos (Esiodo) o dal Tempo (Orfici). Precisandosi il problema nei primi filosofi ionici, Anassimandro fa generare l'infinita successione dei mondi dall'infinito, énxipon (H. Di. Is, Frag. d. Vors., B.rline 1934, 12, A, 14). Infiniti mondi hanno origine dagli atomi incessantemente in moto nell'infinita dello spazio e del tempo, secondo le dottrine atomistiche (ibid., 34, A, 21). P1itone insegna un mondo, fatto ad imitazione dells idee dal D:miurgo; e fuori di esso sono le idee eterne, mentre Aristotele modella l'U. materiale secondo la sua m-tafisica : unico, eterno, sfaldato in sfere concentrichi in moto intorno alla terra, chiuso dentro la sfera delle st IIs (De Caelo), mosso dal motore immobil;, Dio, che è ad esso esterno (Phys., VIII). Secondo la scuola di Epicuro, n ll'infinita serie dei tempi, dallo sterminato casuale turbinio degli atomi cadenti nello spazio infinito sorgono infiniti mondi (Epicuro, Ad Srod., 45, 73; Lucrezio, De rerum natura, II, 1048 sgg.; V, 528); la Stoa invece pensa un U. ( $\tau \dot{\delta} \pi \tilde{\alpha} v$ ) che comprende il mondo ( $\tau \dot{\delta} \delta \lambda \circ v$ ) unico, finito, rotondo, mobile, compatto, animato e, fuori del mondo, il vuoto infinito, incorporeo (Diogene Laerzio, VII, 140). Unico è l'U. materiale, secondo Plotino, emanato dall'Uno, attraverso l'anima che lo ordina e vivifica; oltre di esso è l'U. spirituale empireo (Sim., III, 2). Il medioevo, fuori dell'ultima sfera dell'U. materiale, pensato secondo lo schema aristotelico, ma creato ed ordinato da Dio, ammette il mondo empireo (s. Tommaso, Dante Alighieri). S. Tommaso afferma necessaria l'unità ed unicità dell'U., perché tutti i corpi debbono avere reciproco ordine spaziale (Sum. Theol., I, q. 47, a. 3); s. Bonsventura invece afferma possibile, almeno in astratto, l'esistenza di due o più U. senza reciproca relazione spaziale (In Sent., I, dist. 37, a. 2, q. 3); la stessa opinione sostenerano i nominalisti G. Buridano, Alberto di Sassonia, Marsilio di Inguen, Paolo Veneto, ecc.
Nel Rinascimento N. Cusano dice l'U. "contrazione della divinità" (De docta ignor., II, 4) e nega, con G. di
Occam, la materia celeste incorruttible dell'aristotelismo; Dio è centro e circonferenza del mondo, che ha centro ovunque e circonferenza in nessun luogo, perchè Dio è ovunque e in nessun luogo (ibid., II, 12); percio l'U. è infinito in senso privativo, in quanto non ha limiti (ibid., II, i). Il Cusano ha influito su Giordano Bruno, per il quale l'U. è infinito, con innumerevoli mondi (De immenso et innumerabilibus, I. II), è un "animal magnum ", di cui l'anima è Dio; e su R. Descartes, che chiama il suo U. meccanicistico indefinito, ma di fatto è infinito (Princ. Phil., II, 21). In seguito il concetto di U. infinito domina nelle concesioni realistiche, sino a tutto il sec. xix.
Nella Critica di E. Kant, l'U. o mondo è la seconda idea della ragion pura, è "il tutto matematico di tutti i fenomeni e la totalità della loro sintesi" (Crit. d. rag. pura, Bari 1945, p. 343), e contiene, secondo H. Maier, quattro elementi, il concetto del reale, il sistema delle leggi dell'essere, il sistema delle individualità reali ed il sistema dell'origine degli individui (H. Maier, Wahrheit und Wirklichkeit, Tubinga 1926, p. 491).
Nella teoria della relatività, l'U. è l'insieme di tutte le possibili quadruple dei valori delle coordinate $x, y, z$, t (cioè, di tutti i punti) dello spazio-tempo (O. Minkowski), oppure la varietà a quattro dimensioni costituita dagli insiemi degli avvenimenti fisici (P. Langevin). E illimitato ma finito, curvo in quattro dimensioni, come analogamente una superficie sferica è in tre dimensioni.
Nella logica A. De Morgan (Formal logic or the calculus of inference, Londra 1847) intro:lusse il concetto di $U$. del discorso: l'insieme degli elementi e delle classi logiche prese in considerazione in un discorso; p. es., il cavallo alzto è oggetto dell'U. del discorso del mito e non della zoologia.
BibL.: S. Arrhenius, L'évolution des mondes, Parigi 1910; H. Poincaré, Lesons sur les hypothèses cosmologiques, ivi 1911; P. Dubors, Le système du monde, 5 voll., ivi 1913-17; E. Bobe L'origine dualiste des mondes, ivi 1924; A. S. Eddington, The nature of the physical world, Nuova York-Cambridge 1931; J. Sageret, Le système du monde de Pythagore à Eddington, Parigi 1931; G. Lemaitre, L'univers, Lovanio 1950; J. De Tonquedec, Questions de cosmologie et de physique chez Aristote et st Thomas. Parigi 1950; A. Einstein, Il significato della relativita, Torino 1950; J. Moreau, L'idée d'univers dans la pensée antique, in Giorn. di metaf., 8 (1953), p. 88 sgg.
Roberto Masi
Scienza. - Dal significato ristretto che aveva nei tempi antichi, con particolare riferimento alla Terra, la parola U. ha progressivamente esteso il suo significato per includervi tutti gli oggetti celesti, di cui comunque sia accertata l'esistenza. Tuttavia è opportuno distinguere subito tra contenente e contenuto. Il contenente è la piattaforma spazio-temporale, o il substrato, in cui è distribuita la materia che ne costituisce il contenuto. Quindi, se con la parola U. si volesse intendere soltanto questa piattaforma spaziale, l'argomento riguarderebbe essenzialmente la matematica e la metafisica, e su di esso sarebbe possibile fare tutte le ipotesi che la logica e il raziocinio permettono. Sempre con l'intesa, naturalmente, che nell'U. che essi si ricava sia possibile identificare lo spazio fisico che ci circonda.
La prima e più naturale ipotesi che si possa fare è che questo spazio fisico sia euclideo, cioè tale che la linea che rappresenta il più breve cammino tra due punti (ossia la geodetica di questo spazio) sia data dalla linea retta, come è considerata dall'ordinaria geometria, detta appunto "euclidea". In tal caso la somma degli angoli interni di un triangolo è proprio uguale a due angoli retti; da un punto si può condurre una ed una sola parallela ad una retta data, ecc.; cioè sussistono in questo spazio tutte le proprietà che si deducono dal "quinto postulato" di Euclide. In tal caso lo spazio è infinito e illimitato; la retta pure vi è infinita. La geometria euclidea si adatta benissimo allo studio del mondo fisico. Gli astronomi se ne sono valsi e se ne valgono ancora.
Le deduzioni che essi fanno con l'uso di questa geometria si accordano pienamente con i risultati delle osservazioni. D'altra parte, però, lo spazio degli astronomi,
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cioè quella parte dello spazio che gli astronomi hanno potuto esplorare, è assai piccola cosa rispetto all'intero spazio costituente l'U. E forse per questa sua piccolezza che ci appare euclideo, cosi come in un golfo o in un'insonatura l'acqua calma appure piana, mentre si sa che quella di tutto il mare, al quale il golfo appartiene, è sEarica. Perciò si potrebbe dire che la geometria euclidea va bene in piccolo, ma non si adatterebbe forse ugualmente bene in grande, dando al grande e al piccolo il significato ora detto.
Se l'intero spazio non è euclideo, bisogna pensare che ad esso si debba adattare una delle altre due geometrie non-cuclidee che si possono ottenere, quella iperbolica o quella ellittica. Nella prima la somma degli angoli interni di un triangolo geodético è minore di due retti, nella seconda è maggiore; nella prima, da un punto si possono condurre infinite geodetiche parallele ad una geodética data; nella seconda, da un punto non si può condurre alcuna parallela ad una geodetica data. Lo spazio iperbolico è infinito, come infinita vi è la geodetica; mentre nella geometria ellittica lo spazio è illimitato ma finito, come pure finita vi è la geodetica. Si tratta di vedere a quale di questi tipi di spazi, pensati dai matematici, corrisponda lo spazio fisico in cui siamo immarsi.
Nella teoria di relatività, Einstein ha suggerito un tipo di spazio cosiddetto "riemanniano" (dal nome del matematico Riemann), a quattro dimensioni, in cui anche il tempo vi è considerato come una dimensione (una seconda profondità), ed ha mostrato che, mentre in prima approssimazione la geometria in questo spazio si confonde con la geometria cuclidea, cosicché non contraddice alle numerose ed ottime deduzioni fatte con essa, in seconda approssimazione darebbe la chiave per la spiegazione, non prima data, di taluni fenomeni e per il collegamento di molti altri, fra i quali non appariva dapprima relazione alcuna. Da un punto di vista concettuale, vi sarebbe un semplice esperimento per decidere se questa geometria di Einstein è la buona, ossia se è quella che veramente si adatta alla descrizione dell'U., e consisterebbe nel misurare i tre angoli interni di un triangolo cosmico, avente i vertici in tre punti del nostro U., e vedere se la loro somma è minore, uguale, maggiore di due retti. Ma praticamente tale esperienza (già tentata del resto da Gauss) è forse illusoria. Risulta infatti da considerazioni geometriche che la differenza tra la somma dei tre angoli di un triangolo e due retti è proporzionale all'area del triangolo ed è inversamente proporzionale al quadrato del raggio di curvatura dello spazio. Poiché tale raggio di curvatura (che sarebbe infinito per lo spazio euclideo) è immensamente grande, si dovrebbero adoperare triangoli aventi i lati estremamente grandi, affinché la differenza considerata possa acquistare valori tali da essere sensibili ai nostri strumenti di misura (senza contare, inoltre, la difficoltà di portare questi strumenti in altri punti «fissi» dell'U. cosmico). In definitiva, sembra che, per adesso almeno, non vi sia alcuna possibilità di decidere alcunché sulla natura dello spazio fisico in cui siamo immersi, ossia del "contenente", mentre gli astronomi sono in condizione di dire qualche cosa di più sicuro e positivo sulla seconda parte della questione, cioè sul "contenuto" e quindi sulla costituzione dell'U. cosmico.
r. L'U. metagalattico. Le galassie. - Se fino a pochi anni or sono l'indagine degli astronomi era stata limitata solo al nostro proprio sistema stellare (la Via Lattea, o G (lassia; v. appresso), attualmente si parla anche dell'U. metagalattico o metagalassia, e cioè di quello che c'è al di fuori e al di là, fino alla distanza di un miliardo di anni-luce (o forse addirittura di a miliardi di anni-luce, come sembra apparire dalla «nuova scala delle distanze cosmiche " [7053], che raddoppierebbe tutte le distanze extragalattiche) dove arriva il telescopio con specchio di e metri di diametro del Monte Palomar in California. Nella metagalassia l'unità è appunto costituita dai giganteschi sistemi stellati, simili al nostro, che nel cannocchiale o sulla lastra fotografica appaiono come nebulose (nebulose extragalattiche), ma sono più modernamente dette galassie, dal nome greco della Via Lattea, la Galassia per eccellenza.
L'U. metagalattico è apparso finora riempito uniformemente di galassie, le quali sono tuttavia tra di loro a distanze notevolmente grandi. Il numero medio di stelle di una galassia sembra essere dell'ordine di ro miliardi, per quanto si abbiano grandissime dispersioni. Vi sono galassie supergiganti, come la Via Lattea, che possono contenere più di 100 miliardi di stcll3, mentre vi sono anche galassie nane che non ne hanno più di 10 milioni. Le distanze medie tra le stclle nella galassie sono relativamente assai più grandi rispetto ai loro diametri che non le distanze tra le galassie rispetto alle loro dimensioni. In una regione normale della metagalassia, la distanza tra una galassia e l'altra è dell'ordine di roo diametri di galassia (in qualche regione più ricca la distanza media scende anche al di sotto dei ro diametri), mentre la distanza media tra stella e stella nei dintorni del Sole è superiore ai 10 milioni di diametri solari (la densità delle stelle in una galassia è come quella di un bosco in cui gli alberi siano distanti 15 km l'uno dall'altro). Scrisse Newton: "Colui che ha ordinato l'U. ha separato le stelle fisse con distanze immense, temendo che, per la forza di gravitazione, esse dovessero cadere le une sulle altre».
Per quanto la distribuzione media delle galassie nello spazio (almeno nella parte finora esplorata) sia sensibilmente uniforme, in qualche regione della metagalassia molte galassie appaiono strettamente avvicinate fra loro, formando veri e propri "ammassi di galassie». Nella parte nord della costellazione della Vergine vi è un gruppo di ca. 200 galassie brillanti, che in cielo copre un'area di oltre $10^{\circ}$ quadrati. Ancora più numerose sono, nella stessa regione di cielo, le galassie meno brillanti : oltre 80 mila in $360^{\circ}$ quadrati del cielo fino alla grandezza stellare 17,6 e ancora parecchie migliaia più deboli. A nord del gruppo della Vergine vi è un altro ben distinto e diffuso ammasso di galassie, nelle costellazioni della Chioma di Berenice fino a quelle dell'Orsa Maggiore e dei Cani da caccia. L'ammasso di galassie più esteso si trova nel cielo australe, nella costellazione del Centauro, e sembra abbia dimensioni effettive maggiori di 5 mi lioni di anni-luce.
Anche la Via Lattea fa parte di un "gruppo locale" di galassie, a cui appartiene la nebulosa di Andromeda (alla distanza di 1 milione e mezzo di anni-luce [secondo la nuova scala], che è l'unica galassia appena appena visibile ad occhio nudo, dato che è una galassia supergigante) ed un'altra diecina di nebulose più piccole. Di tutto il gruppo, almeno una metà sono gilassie irregolari (non spirali) e 5 di esse sono molto brillanti. Tra queste ultime sono da comprendersi le due Nubi di Magellano, che sono le galassie più vicine a noi (a 100 mila anni-luce la Grande Nubi ed a 200 mila anni luce la Piccola Nube), tanto che da qualche astronomo erano ritenute addirittura galassie satelliti della Via Lattea.
Le galassie appaiono all'osservazione assai varie per dimensioni e per organizzazione strutturale; tuttavia la inaccessibilità della più gran parte di esse, e quindi la scarsa conoscenza che ancora se ne ha, fa sì che esse vengano classificate in un numero relativamente esiguo di tipi: ellittiche, sferiche, spirali e irregolari. Ma la grande maggioranza appare, anche nelle fotografie a lunga posa ottenute con i maggiori strumenti, come piccole macchiette indistinte; onde gli oggetti più lontani possono venir classificati solo in base alle loro dimensioni apparenti e in base all'esistenza o no di una certa condensazione centrale. Per fortuna, le poche migliaia di galassie più vicine, osservabili quindi con maggiori dettagli, hanno permesso l'analisi e una classificazione abbastanza dettagliata di questi oggetti celesti. E poi naturale pensare che esse costituiscano un campione veritiero di tutte le galassie esistenti entro un miliardo di anni-luce. Si pensa che alla massima distanza finora raggiunta, il numero delle galassie fotografabili sia almeno di 200 mi lioni (in una sfera di 100 milioni di anni-luce dalla Terra almeno un milione di galassie).
Nelle galassie non tutta la materia si trova condensata in stelle; questo dipende dallo stadio evolutivo in
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cui la galassia si trova, cioè dalla sua età. Nella Via Lattea si pensa che oltre i 100 miliardi di stelle si trovi ancora materia diffusa, sotto forma di gas e di minutissime particelle cosmiche, per una massa totale forse maggiore di quella condensata in stelle. Ma la Via Lattea è una galassia gigante; una galassia media avrà una massa di 10 miliardi di volte quella del nostro Sole (che è una stella media). Onde si può indurre che la densità media della materia dello spazio metagalattico finora esplorato sia dell'ordine di $10^{-36}$ a $10^{-31}$ grammi per centimetro cubo. Tale valore ha naturalmente solo significato di ordine di grandezza; qualche astronomo infatti lo ritiene troppo piccolo, assegnando in definitiva alla densità media della materia di tutto lo spazio il valore di $10^{-18}$ $\mathrm{gr} / \mathrm{cm}^{3}$. Cioè l'U. è in media sostanzialmente vuoto, enormemente più vuoto di quanto non sia possibile ottenere nei laboratori terrestri.
2. La Via Lattea (Galassia). - Come si è già accennato, è il sistema stellare, una delle galassie dell'U., a cui appartiene il nostro Sole. Tale sistema galattico si presenta come un agglomerato di stelle e di materia diffusa (gas e fumo interstellare) di forma grossolanamente sferoidale e con fortissimo schiacciamento, il quale ruota intorno a un asse perpendicolare al piano galattico, definito dall'anello luminoso della Via Lattea. Essa si disegna in cielo come una fascia debolmente luminosa secondo un cerchio massimo che forma con l'equatore celeste un angolo di ca. $62^{\circ}$.
Sul cannocchiale, la Via Lattea appare costituita da una moltitudine di stelle, individualmente invisibili ad occhio nudo; la fotografia vi rivela in effetti vere e proprie nubi stellari. Tale concentrazione apparente delle stelle nel piano mediano della Via Lattea è però dovuta soltanto ad un effetto di prospettiva, dipendente dalla posizione del Sole in seno al sistema stesso. Il Sole si trova infatti press'a poco nel piano equatoriale del sistema, ma molto lontano dal centro ad una distanza da questo di ca. 30.000 anni-luce. In cielo, il centro della Galassia si proietta nella direzione delle costellazioni dello Scorpione-Sagittario, dove infatti la Via Lattea appare più ricca e fittamente popolata di stelle. Le dimensioni della Galassia ritenute più probabili sono le seguenti : diametro di ca. 100.000 anni-luce, spessore al centro ca. 10.000 anni luce. In realtà sono state trovate ancora un certo numero di stelle che dovrebbero essere situate al di fuori di tale sistema lenticolare, costituendone come una sorta di aureola; quindi il diametro equatoriale di tutto il sistema verrebbe ad oltrepassare i 150 mila anni luce e lo spessore i 120 mila, cioè la Galassia sarebbe in definitiva pressoché sferica.
Le ricerche recenti sembrano anche mostrare che la Galassia abbia in definitiva una forma decisamente spiraliforme, mettendone in evidenza quindi l'analogia con le altre galassie esterne, in cui la forma a spirale predomina. Tali conclusioni sono state recentemente (1952) suffragate dalla scoperta effettiva delle braccia spirali della Galassia, scoperta ottenuta sia direttamente (Bok e collaboratori dell'Osservatorio Harvard) sia mediante l'osservazione delle emissioni idrogeniche, da parte di tali braccia, di onde radioelettriche (nella lunghezza d'onda di 21 cm ), le quali, arrivando fino alla nostra Terra dopo averne oltrepassato la barriera ionosferica, sono state rivelate da opportune apparecchiature radioriceventi.
Tutt'intorno al sistema galattico vero e proprio si trovano poi gli ammassi globulari, singolari grappoli di stelle a forma sensibilmente sferica e a fortissima concentrazione centrale costituiti da un numero grandissimo di stelle, che molte volte, nemmeno con i più grandi cannocchiali, si possono separare distintamente. Si conoscono ca. un centinaio (esattamente 103) di ammassi globulari e si hanno buone ragioni per ritenere che essi siano tutti gli esistenti. Gli ammassi globulari sembrano accompagnare tutte le galassie: Hubble e Baade hanno provato l'esistenza di almeno 300 simili oggetti intorno alla nebulosa di Andromeda, che è una galassia simile alla Via Lattea (per quanto di dimensioni assai più grandi, secondo la «nuova scala»). Degli ammassi globulari intorno alla nostra Galassia, il più conosciuto è l'ammasso
di Ercole (dal nome della costellazione in cui si proietta in cielo), il quale è anche visibile ad occhio nudo come una piccola macchietta luminosa. I grandi telescopi vi hanno rivelato oltre 40.000 stelle al di fuori del nucleo centrale, estremamente denso ed irresolvibile. In cielo appare sotto un diametro di ca. $30^{\prime}$, e cioè del diametro apparente con cui ci si mostrano il Sole e la Luna. I due ammassi globulari più brillanti si trovano però nell'emisfero celeste australe. Di tutti gli ammassi, i due più vicini si trovano alla distanza di 40.000 anni-luce e i più lontani a 500.000 anni-luce. Essi però sono tutti concentrati intorno alla Galassia, tanto che il centro galattico coincide perfettamente con il centroide (baricentro) degli ammassi globulari (Shapley).
Oltre a questi ammassi globulari, generalmente esterni alla Galassia, vi sono poi altri ammassi di stelle, che sono chiamati appunto ammassi galattici, sia perché sono generalmente dentro il sistema (il più lontano è a ca. 40.000 anni-luce, e cioè sensibilmente alla distanza del più vicino ammasso globulare), sia perché sono generalmente vicini al piano equatoriale della Galassia. Essi sono chiamati anche ammassi aperti, per la loro costituzione meno densa e serrata degli ammassi globulari, dai quali si distinguono anche per la "qualità" delle stelle che li compongono e per il numero di queste stelle, che sono in generale soltanto qualche decina o al più qualche centinaio. Tali stelle presentano inoltre caratteristiche fisiche comuni e sensibile uguaglianza dei loro movimenti nello spazio. Si conoscono più di 300 ammassi galattici; il più vicino alla terra è quello delle Jadi nella costellazione del Toro, il quale si trova a 108 anni-luce. Notissimo è poi l'ammasso delle Pisiali, ben visibile anche ad occhio nudo. Lo studio degli ammassi galattici è sempre molto interessante, e da esso si sono in diversi tempi ottenute scoperte fondamentali, come quella (1930) dell'assorbimento della luce nello spazio interstellare, che ha condotto poi alla scoperta della materia amorfa interstellare.
La materia interstellare si trova diffusa pressoché generalmente in tutta la Galassia, ma particolarmente in vicinanza del suo piano equatoriale, dove forma uno strato più denso e sensibile dello spessore di alcune centinaia di anni-luce. Tale materia è costituita da gas e polvere. L'esistenza del gas interstellare è dimostrata dagli spettri delle stelle lontane, che presentano caratteristiche righe di assorbimento, dette appunto «righe interstellari», o «stazionarie» dato che presentano uno spostamento per effetto Doppler diverso delle altre righe dovute alla stella stessa, essendo naturalmente il movimento radiale del gas interstellare generalmente diverso da quello delle stelle. Con tali metodi sono stati identificati il calcio, il sodio, il potassio, il titanio, e poi anche composti molecolari formati da carbonio, idrogeno, azoto. Ma l'elemento più abbondante nella materia interstellare (come pure nella materia già condensata in stelle) è l'idrogeno, il quale tuttavia è stato rivelato solo recentemente (1939), poiché le sue righe di assorbimento cadono tutte nelle regioni ultraviolette dello spettro, che la nostra atmosfera assorbe totalmente, e anche perché l'idrogeno interstellare deve generalmente trovarsi privato del suo unico elettrone a causa dell'irraggiamento ultravioletto delle stelle più calde che sono diffuse nella Galassia. Però, se un nucleo di idrogeno incontra un elettrone, la ricombinazione sarà accompagnata dall'emissione di radiazione, la quale può essere osservata. Inoltre, dall'idrogeno interstellare proviene anche buona parte dei cosiddetti radiorumori galattici che sono ricevuti con gli appositi «radiotelescopi» (V. appresso). O. Struve dà le seguenti abbondanze relative per la materia cosmica: nelle stelle, 6 atomi di calcio, azoto e ossigeno, rispetto a 500 atomi di elio e a 5000 di idrogeno; nella materia interstellare, in un milione di pollici cubi, 10 milioni di atomi di idrogeno, 100 di calcio, 60 di sodio, 4 di potassio, 2 di titanio.
Per quanto riguarda poi la presenza della polvere interstellare (fume), se ne ha la prova attraverso l'assorbimento generale e selettivo che essa esercita sulla luce degli oggetti celesti lontani. Benché le misure siano estremamente difficili e delicate, nelle regioni dove la materia interstellare è più abbondante (piano galattico), si trova
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in media che il $50 \%$ della luce è assorbito dopo un percorso di 3000 anni-luce. Inoltre l'assorbimento selettivo (arrossamento degli astri lontani) dipende dalle dimensioni delle particelle assorbenti, il che ha condotto ad attribuir loro un diametro dell'ordine di un decimo di micron. Secondo alcuni astronomi, tali particelle sarebbero costituite di corpuscoli metallici, come il ferro. La densità media della materia interstellare è estremamente bassa, dell'ordine di $10^{-24} \mathrm{gr} / \mathrm{cm}^{3}$. Un volume grande come la Terra rappresenterebbe appena il peso di un chilogrammo. Nell'insieme, un atomo di materia interstellare per centimetro cubo. Ma siccome le distanze tra le stelle sono immensamente grandi, in definitiva, la massa totale della materia diffusa nella Galassia sarebbe press'a poco uguale alla massa di tutte le stelle. In essa, la massa della polvere interstellare (che si troverebbe solo in posti limitati) sarebbe un poco superiore alla massa dei gas.
Molte volte questi gas interstellari si trovano raccolti e condensati sotto forma di nebulose, che appaiono oscure se non sono eccitate da alcuna stella, e costituiscono in tal caso sprase nubi di materia assorbente; non sono altro che i numerosi "buchi neri " che appaiono qua e là nella faccia luminosa della Via Lattea. Sono state finora contate più di 1500 nubulose oscure, tra cui il Sacco di carbone nel ciclo australe, presso la Croce del Sud, che si trova a soli 50 anni-luce ca., e poi le nubi oscure nella costellazione di Ofiuco, anch'esse molto vicine, e ancora le nebulose oscure del Cigno a 250 anni-luce.
Molte volte queste nubi gassose diventano luminose perché il gas viene eccitato da alcune stelle brillanti che si trovano in vicinanze e diventano luminose per luminescenza. Sono queste le nebulose galattiche o nebulose diffuse, che appaiono sotto forma di più o meno vaste e più o meno dense macchiette luminose. La più importante è la nebulosa di Orione, visibile anche ad occhio nella costellazione omonima. Lo spettro delle nebulose diffuse è costituito generalmente da un certo numero di righe brillanti appartenenti all'idrogeno, all'elio, al carbonio, all'azoto.
L'origine di alcune righe è rimasto per molto tempo sconosciuto e misterioso, tanto che fu attribuito ad un ipotetico elemento, il "nebulio ", che non si trova sulla Terra. Poi fu scoperto (Bowen, 1929) che queste righe misteriose sono dovute all'ossigeno una o due volte ionizzato, e precisamente alle cosiddette "righe proibite", che non si ottengono nelle condizioni abituali di laboratorio, perché richiedono l'assenza assoluta di urti con atomi di materia e quindi una densità del gas estremamente debole. Alcune nebulose diffuse, come quella che circonda le stelle delle Pleiadi, dànno invece uno spettro di assorbimento, analogo a quello delle stelle. Si tratta in questo caso di "nebulose a riflessione", perché esse riflettono semplicemente la luce di una stella centrale, che non è abbastanza calda da emettere radiazione ultravioletta che provochi la luminescenza del gas.
Oltre alle nebulose diffuse, nella Galassia si trovano ancora le nebulose planetarie (di cui caratteristica è la nebulosa anulare della Lira), così chiamate perché hanno l'aspetto di un piccolo disco luminoso, ellittico o sensibilmente circolare, molto simile all'aspetto di un pianeta. Si conoscono un centinaio di questi oggetti, tutti di debole luminosità. Al loro centro si trova generalmente una stella molto calda. Ancora misteriosa è l'origine di questi singolari oggetti celesti; alcuni pensano che esse siano i residui di antiche stelle nuove, i gas attuali essendo stati espulsi dalla stella all'epoca della loro esplosione.
3. Le stelle. - Ma i costituenti fondamentali della Galassia sono le stelle, che sono costituite da colossali globi gassosi prodotti dalla concentrazione e condensazione del gas cosmico, e nel cui interno si produce tutta l'energia che esse irradiano nello spazio.
Dal punto di vista dell'apparenza (dalla nostra Terra), le stelle (come del resto anche gli altri oggetti galattici ed extragalattici), pur partecipando al movimento diurno della sfera celeste, non presentano spostamenti sensibili nelle loro rispettive posizioni e nelle configurazioni che presentano in cielo (costellazioni). Come tali, furono dagli antichi chiamate stellae fixae per distinguerle dai pianeti
o a astri erranti" (gli antichi consideravano tra questi anche il Sole, che invece è anch'esso una stella).
Le stelle, in cielo, si distinguono ancora dai pianeti per la loro luce generalmente più viva e brillante, per la maggiore scintillazione e per non presentare - qualunque possa essere la grandezza del cannocchiale - un disco apparente o un diametro sensibile (astrazione naturalmente fatta dall'inevitabile disco di diffusione). Questo perché, data la loro grandissima distanza (la stella più vicina, la Proxima Centauri, è alla distanza di 4,3 anniluce, essendo l'anno-luce la distanza percorsa dalla luce in un anno, cioè ca. 10 mila miliardi di km , esattamente $9,461,10^{12} \mathrm{~km}$ ), i pur fortissimi ingrandimenti possono solo aumentare la luce che esse inviano. In effetti le stelle non sono fisse nello spazio, ma sono dotate, oltre ai moti apparenti (diurno di rotazione e annuo di rivoluzione), di piccoli movimenti angolari (detti moti propri stellari; il primato è detenuto dalla "Stella freccia" di Barnard, il cui moto proprio è di $10^{\prime}, 2$ per anno), che corrispondono, date le grandi distanze stellari, a velocità spaziali talvolta elevatissime.
Lo splendore apparente delle stelle è misurato in grandezze stellari, contrassegnate da numeri in scala decrescente a partire dalle più luminose ( $-2 . \sim 1,0,1$, 2, 3...). Il rapporto di luce tra una grandezza e la successiva equivale a ca. due volte e mezzo (precisamente $2,2 \pm 2$ ). Ad occhio nudo (per una vista acuta e in una notte buia) si vedono le stelle fino alla $6^{\circ}$ grandezza. Col massimo telescopio ( 5 m di Palomar) e mediante la fotografia a lunga posa si è arrivati fino alla $23^{a}$ grandezza.
Per quanto riguarda la nomenclatura delle stelle, solo le più luminose (un centinaio) hanno ricevuto un nome proprio (di origine generalmente araba, egiziana o orientale), mentre le altre si indicano con le lettere dell'alfabeto greco seguito dal nome delle costellazione cui appartengono, ad es. $\alpha$ Orionis (Sirio). Anche questo vale soltanto per le stelle visibili ad occhio nudo (ca. 5500 in tutt'e due gli emisferi celesti); per tutte le altre si indica il catalogo stellare in cui sono contenute e il rispettivo numero d'ordine, oppure si dànno le loro coordinate celesti (ascensione retta e declinazione, riferite ad un dato equinestie), aggiungendo generalmente il simbolo della costellazione che le contiene.
Tutte le conoscenze che si hanno sulle caratteristiche fisiche delle stelle dipendono dai risultati dell'analisi spettrale, la quale, inaugurata da G. Donati (1860) con prismi oculari a visione diretta, subito dopo che G. R. Kirchhoff con la scoperta delle righe di Fraunhofer aveva aperto la via all'analisi chimica dei corpi celesti (1859), ebbe poi un impulso decisivo dal p. A. Secchi S. J., a cui si deve la prima classificazione spettrale delle stelle. Gli spettri stellari presentano generalmente (come il Sole) un fondo continuo lucido solcato da righe nere, le quali provengono dall'assorbimento della luce operato dai gas contenuti nell's atmosfera " delle stelle, mentre lo spettro continuo è generato dallo strato più profondo, aperto alla nostra indagine diretta e denominato, come nel Sole, "fotozfera ". Fin dai primi esami del p. Secchi, si aspettava di trovare per ogni stella uno spettro differente, ma presto ci si accorse che tutti gli spettri potevano classificarsi in pochi "tipi" o "classi spettrali", che mostrano variazioni progressive di certi caratteri, queste essendo poi legate direttamente con le caratteristiche fisiche (colore, temperatura, ecc.) delle stelle. Le classi spettrali sono designate arbitrariamente con lettere maiuscole, che sono nell'ordine O, B, A, F, G, K, M, avendosi poi in ogni classe delle successive suddivisioni che si esprimono con i numeri da 0 a 9 .
In linea generale, la classe spettrale di una stella dipende essenzialmente dalla sua temperatura superficiale. Così, mentre gli antichi astronomi credevano che l'intensità relativa delle righe spettrali dipendesse dall'abbondanza degli elementi, e che c'erano quindi stelle a elio, stelle a idrogeno o stelle con componenti metallici, si sa oggi che le variazioni spettrali indicano variazioni di temperatura - e, in minor grado, variazioni di pressione piuttesto che una reale differenza di costituzione chimica. Questo dipende dal fatto che, ad es., le righe del-
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l'idrogeno appaiono intense solo quando gli atomi di idrogeno che le producono sono in condizioni fisiche tali da produrre un intenso assorbimento, e ciò avviene solo quando la temperatura è sufficientemente elevata. In generale, la temperatura fotosferica delle stelle decresce progressivamente dalla classe O alla classe M ; mentre aumenta il numero delle righe di assorbimento.
Alcune stelle mostrano, sovrapposte allo spettro continuo, righe brillanti o "righe di emissione " al posto delle usuali righe nere di Fraunhofer. Generalmente si tratta di righe dell'idrogeno, e queste righe si trovano sia fra le stelle più calde e sia fra quelle più fredde, mentre sono assolutamente eccezionali fra quelle intermedie.
L'analisi spettrale delle stelle permette di indagarne non sole la struttura qualitativa ma anche quella quantitativa, cioè di valutare le abbondanze relative dei diversi elementi chimici. Per quanto i risultati non siano ancora definitivi, due forti importanti sembrano accertati in modo conclusivo: 1) nelle stelle, come nel Sole, si trovano solo gli elementi chimici conosciuti sulla Terra: per quelli fra questi che non sono stati ancora trovati direttamente, la loro assenza viene spiegata considerando che si tratta o di elementi molto rari o di elementi pesanti (e quindi situati probabilmente nelle regioni centrali degli astri), oppure anche di elementi le cui righe spettrali cadono in regioni ancora inaccessibili dello spettro; 2) l'idrogeno è nelle stelle l'elemento di gran lunga preponderante, formando nella maggioranza di esse almeno $130 \%$ di tutti gli atomi. Inoltre sembra che non vi sia alcuna ragione per pensare che la composizione chimica delle stelle varii dall'una all'altra, e quindi essa dovrebb'essere analoga a quelle abbastanza bene accertata per il nostro Sole, che naturalmente - data la sua grande vicinanza è la stella meglio studiata e meglio conosciuta. Tuttavia qualche scarto sembra sussistere, ma è limitato a qualche stella molto calda (della classe spettrale O) oppure a stelle fredde (classe M, e le altre classi speciali N, R, S caratterizzate da bande spettrali analoghe a quelle della classe M). In definitiva, sarebbe erroneo dedurre dall'esame di uno spettro stellare che un dato elemento è preponderante nello spettro di una stella per il solo fatto che le sue righe spettrali vi sono molto intense; tuttavia, l'intensità di queste righe dipende, almeno in parte, dall'abbondanza dell'elemento corrispondente. Ed ecco, brevemente, le caratteristiche principali delle diverse classi spettrali, cominciando dalla classe B, poiché la prima classe O comprende solo un piccolo numero di stelle ancora più calde della B.
Classe B: stelle azzurre, con temperature superficiali dell'ordine di $30.000^{\circ}$; le righe spettrali, poco numerose, appartengono all'idrogeno e all'elio. Le righe metalliche sono deboli o assenti, perché a causa della temperatura elevata, i metalli si ionizzano e potrebbero dare righe intense solo nelle regioni dell'ultravioletto lontano, non osservabile. Es.: Rigel ( $\beta$ Orionis), le tre stelle della cintura di Orione, Spica ( $\alpha$ Virginia).
Classe A: stelle bianche, con temperatura superficiale da $16.000^{\circ}$ a $20.000^{\circ}$; lo spettro è caratterizzato dalle righe dell'idrogeno, che appaiono larghe e diffuse. Es.: Sirio ( $\alpha$ Canis Maioris), Vega ( $\alpha$ Lyrae), Castore ( $\alpha$ Geminorum).
Classe F: stelle bianco-piallastre, con temperature dell'ordine di $10.000^{\circ}$. Le righe idrogeniche sono meno intense che in A e cominciano ad apparire le righe metalliche; le più intense sono le due righe ultraviolette del calcio ionizzato, che, secondo la nomenclatura di Fraunhofer adoperata nella spettroscopia solare, si designano con le lettere H e K. Es. : Procione ( $\alpha$ Canis minoris), Canopo ( $\alpha$ Argus).
Classe G: stelle gialle con temperature prossime ai $7000^{\circ}$; il Sole appartiene a questa classe (temperatura ca. $6000^{\circ}$ ). Lo spettro è caratterizzato dalle righe metalliche molto intense : alcune, come le H e K, sono nettamente più intense delle righe idrogeniche. Es. : il Sole, Capella ( $\alpha$ Aurigae).
Classe K: stelle giallo-arancione, con temperatura dell'ordine di 40000 e spettro analogo a quello di G; però le righe dei metalli nêutri crescono di intensità rispetto a quelle dei metalli ionizzati. Inoltre cominciano
a comparire alcune "bande" spettrali, tipiche di molecole non dissociate in atomi. Es.: $\alpha$ Bootis, Aldebaran ( $\alpha$ Tauri).
Classe M : stelle rosse con temperature di ca. $3000^{\circ}$. Lo spettro ha un'apparenza "cannellata" (aspetto "a colonne " di p. Secchi), dovuta alla presenza di numerose bande di assorbimento. L'estremità violetta dello spettro è molto debole. Es.: Betelgeuse ( $\gamma$ Orionis), Antares ( $\alpha$ Scorpii).
Varia è la luminosità intrinseca delle stelle; essa viene espressa mediante la loro grandezza assoluta, cioè la grandezza stellare che avrebbe ciascuna stella ove fosse portata ad una data distanza, uguale per tutte, scelta arbitrariamente a 10 parsec (il parsec, abbreviazione di parallasse uguale a un secondo [d'arco], è un'unità di misura per le grandi distanze celesti, pari a quella che avrebbe una stella che avesse una parallasse [angolo sotto cui dalla stella sarebbe visto il semiasse maggiore dell'orbita terrestre] di un secondo d'arco: un parsec è quindi uguale a 3,26 anni-luce, e cioè a ca. 30 mila miliardi di km ). Il Sole ha perciò una grandezza assoluta di - 4,85 , il che equivale a dire che, se esso si trovasse alla distanza di 10 parsec, apparirebbe solo come una stella piuttosto debole, appena visibile ad occhio nudo. Molte altre stelle sono intrinsecamente più luminose del Sole; il primato è detenuto da una stella che è oltre un miliardo di volte più luminosa del Sole, e in senso inverso da una stella con grandezza assoluta - 19 e cioè ca. un milione di volte meno luminosa del Sole.
Tuttavia, le luminosità delle stelle non sono distribuite a esso; infatti, mettendo in relazione queste luminosità (oppure le corrispondenti grandezze assolute) con le rispettive classi spettrali, si ottiene una singolare caratterizzazione definita dal cosiddetto "diagramma di Hertzsprung-Russell", in cui la maggioranza delle stelle si distribuiscono sopra una striscia piuttosto stretta che attraversa la figura pressoché in diagonale, e a cui si dà il nome di "sequenza principale". Un numero relativamente piccolo di stelle si distribuisce poi lungo una seconda striscia pressoché orizzontale tra le classi spettrali F e M. Questa seconda striscia si congiunge con la prima verso il punto che corrisponde alla stella Sirio di classe A o. Poiché tali stelle sono intrinsecamente più luminose di quelle, della stessa classe spettrale, appartenenti alla sequenza principale, esse sono chiamate stelle giganti, mentre le corrispondenti della sequenza principale (almeno quelle delle classi da F ad M) sono denominate stelle nane. Il Sole, che appartiene alla sequenza principale e si trova pressoché al centro del diagramma, deve quindi essere considerato come una stella nana gialla. Lo scarto fra giganti e nane è principalmente notevole per le stelle più fredde: così il rapporto di luminosità fra le stelle nane della classe M o. come la Proxima Centauri, e le giganti rosse della stessa classe raggiunge un milione. Questo diagramma di Hertzsprung-Russell è sostanzialmente verificato per le stelle che si trovano nelle regioni della Galassia dove si trova il Sole, e cioè nelle regioni delle "braccia" nebulari. Esse sono dette popolazione stellare I (Baade), per distinguerle da un'altra categoria di stelle (popolazione II), che predominano invece nelle regioni centrali (nucleo) della Galassia, negli ammassi globulari, ecc., e che presentano un "diagramma spettro-luminosità " differente da quello classico di Hertz-sprung-Russell.
Alcune stelle, infine, presentano caratteristiche che non corrispondono né alla sequenza principale né al ramo delle giganti del diagramma. Esse sono o stelle ancora più luminose delle giganti ( $40-50$ volte di più), e alle quali si dà il nome di supergiganti (es., Antares della classe M o e Rigel della classe B 8); oppure anche stelle (abbastanza numerose e diffuse) assai singolari, che hanno un colore bianco e materia estremamente densa raccolta in piccolo volume, onde sono dette nane bianche (p. es., il satellite di Sirio). La massa delle nane bianche è dell'ordine di quella del Sole mentre il loro volume è piuttosto simile a quello di un pianeta. La loro densità è pertanto elevatissima, raggiungendo addirittura 100.000 volte quella dell'acqua. Tale materia iperdensa, costituita
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da nuclei atomici ed elettroni strettamente assuccati tra loro, presenta proprictà caratteristiche assai diverse dalla ordinaria materia stellare. Questa materia (detta materia "degenerata" o anche "gas di Fermi ", dal nome del fisico che per primo l'ha studiata) risulta compressibile nonostante la sua grande densità, e la pressione nel suo interno non è più data, come nella materia stellare ordinaria, dall'equazione dei gas perfetti, ma invece è sensibilmente indipendente dalla temperatura. Questa materia, inoltre, non irraggia energia; ma il debole irraggiamento che da queste stelle riceviamo è dovuto ad un sottile involucro esterno di materia normale che circonda il nocciolo interno, da cui deriva la debole luminosità di queste stelle, che ne ha reso finora piuttosto difficile la scoperta. Tuttavia, le ricerche statistiche eseguite in questi ultimi tempi, pensando doversi ragionevolmente estendere a tutta la Galassia la percentuale delle nane bianche osservate nelle vicinanze del nostro Sole (dove è più facile naturalmente scoprirle) darebbero per questa singolare classe di stelle un numero enorme, dell'ordine di parcechi miliardi. Questo significa che si avrebbero all'incirca 8-10 nane bianche almeno per ogni centinaio di stelle (Luyten, 1952).
Dalla conoscenza della grandezza assoluta delle stelle e della loro luminosità apparente si può risalire facilmente alla valutazione dei diametri stellari (molte volte d'altronde misurabile anche direttamente mediante gli interferometri stellari). Si sono trovati cosi diametri enormi per le giganti rosse e piccoli diametri per le nane rosse. Tra le prime, Capella della classe G (come il Sole), Arturo della classe K o e Aldebaran della classe K 5 hanno rispettivamente diametri 16,22 e 35 volte superiori a quello del Sole.
Ancor più grandi sono le supergiganti: Antares ha un diametro pari a ca. 400 volte quello del Sole (e quindi un volume di 60 milioni di volte maggiore), tanto che l'orbita della Terra intorno al Sole entrerebbe comodamente nel suo interno. Il primato è detenuto dalla stella e Aurigas, che ha un diametro 2000 volte superiore a quello del Sole, e quindi superiore a quello delle orbite di Giove e di Saturno. Le stelle nane rosse d'altra parte hanno generalmente dimensioni minori del Sole, come la Proxima Centauri, che ha un diametro 30 volte minore. Tuttavia le stelle più piccole sono le nane bianche: il satellite di Siro ha un diametro solo 4 volte quello della Terra. Le stelle nane, gialle e rosse, sono le più numerose, ma le giganti son ben più luminose delle nane e formano la maggioranza delle stelle visibili ad occhio nudo.
La massa delle stelle si può determinare direttamente solo per un piccolissimo numero di esse (ca. 500 ) e precisamente solo per quelle "stelle doppie" (v. appresso) di cui si conoscono bene gli elementi dell'orbita.
Da questi valori osservati è stato però possibile ricavare (Edilington, 1924) una legge generale: la grandezza assoluta delle stelle varia regolarmente in funzione della loro massa (relazione massa-luminosità). Questa legge ha permesso di valutare le masse della maggioranza delle stelle (ad eccezione delle nane bianche), trovando che esse hanno una massa dello stesso ordine di grandezza del Sole, e precisamente compresa tra $1 / 5$ e 5 volte la massa del Sole. Il primato è detenuto dalla stella di Plavskets (scoperta nel 1921) che avrebbe una massa 139 volte superiore a quella del Sole. Ne segue quindi che le stelle giganti rosse, che hanno un cosi grande volume, hanno una densità molto debole. Antares ha una densità 20.000 volte minore di quella dell'aria ordinaria, e cioè pari a un "buon vuoto" ottenuto nei nostri laboratori.
Nonostante che l'analisi spettrale permetta di conoscere solo la costituzione degli strati superficiali delle stelle, le ricerche dell'astrofisica teorica hanno permesso di ottenere informazioni abbastanza soddisfacenti e conclusive sulla costituzione interna delle stelle, poiché la materia stellare gode di proprietà relativamente semplici. Questa materia, data la pressoché completa ionizzazione dei suoi atomi, i quali hanno perduto quasi tutti gli elettroni che circondano il nucleo, si comparta come un gas anche quando la sua densità è uguale o superiore a quella del-
l'acqua. Nella materia stellare, quasi completamente ionizzata, lo spazio occupato dagli atomi è molto piccolo rispetto alle condizioni abituali, onde questa materia deve risultare compressibile fino a densità molto superiori a quelle dei liquidi e dei solidi ordinari e conservare quindi ancora le proprietà di gas. Inoltre, sempre a causa di questa sua ionizzazione molto spinta, la materia stellare presenta la singolare proprietà di avere una densità press'a poco indipendente dalla sua composizione. Infatti la mass
