Negli ultimi decenni c'è stato un grande progresso nello studio delle popolazioni di stelle giovani, a cui hanno contribuito in modo sostanziale le osservazioni in raggi X. Infatti, sin dalle prime osservazioni di Einstein, si evidenziò che l'emissione X è strettamente legata all'età stellare (Stern et al. 1981, ApJ 249, 647; Caillault & Helfand 1985, ApJ 289, 279; Micela et al. 1985, ApJ 292, 172; Micela et al. 1988, ApJ 325, 798; Micela et al. 1990, ApJ 348, 557). Stelle molto giovani, in fase di pre sequenza (PMS) sono facilmente identificabili nei raggi X, come mostrato originariamente da Walter et al. (198a,8 AJ 96, 297): una grande quantità di stelle, giovani come le T Tauri classiche (CTTS), che non presentano l'estrema attività cromosferica e i grandi eccessi infrarossi delle T Tauri classiche, possono essere identificate dalla loro emissione X. Queste stelle, chiamate Weak T Tauri (WTTS) sono coeve con le classiche T Tauri. Molte di esse sono state scoperte da ROSAT
Le osservazioni in raggi X e in EUV hanno anche identificato per la
prima volta una popolazione più vecchia delle T Tauri, ma ancora
giovane (con età minore di 
anni) di stelle di sequenza
principale, attive, con fotosfere indistinguibili dalle stelle più
vecchie e meno attive. Questa popolazione risulta spazialmente
concentrata vicino al Piano Galattico (Favata et al. 1988, ApJ 324,
1010; Micela et al. 1993, ApJ 618, 412; Tagliaferri et al. 1994, A&A
285, 272; Jeffries 1995, MNRAS 273, 559; Sciortino et al. 1995, A&A
296, 370) ed è luminosa in raggi X grazie alla grande efficienza
della dinamo in stelle giovani, probabilmente causata dalla maggiore
rotazione. Mentre si può prevedere che queste stelle esistano, la
loro identificazione da dati ottici è estremamente difficile.
In prima approssimazione ci si aspetta che la distribuzione spaziale delle stelle giovani, appena giunte sulla sequenza principale, segua il Disco galattico, con una concentrazione sul Piano e una rapida caduta della densità ad alte latitudini. Per piccole distanze dal Sole (poche centinaia di parsec) la distribuzione sarà indipendente dalla longitudine, mentre a distanze maggiori la densità di queste stelle sarà maggiore verso il Centro Galattico e minore verso l'anticentro. A distanze ancora maggiori, parte di questa popolazione, dovrebbe seguire il pattern delle braccia a spirale.
Per studiare le proprietà delle popolazioni stellari giovani, il
gruppo dell'Osservatorio Astronomico di Palermo, insieme con
ricercatori di ESA/ESTEC, ha sviluppato un modello di Galassia (XCOUNT,
Favata et al. 1992, A&A 256, 86) in grado di predire il numero di
sorgenti stellari X a un certo flusso limite e le loro proprietà
(colore, magnitudine, 
, etc.). Questo modello ha consentito
di ottenere dei risultati importanti fra cui l'identificazione di
un'eccesso di stelle dG e dK nelle osservazioni, rispetto alle
predizioni (Sciortino et al. 1995, A&A 296, 370). Osservazioni
spettroscopiche di follow up hanno mostrato che si tratta di una
popolazione giovane, come confermato dallo studio delle loro abbondanze
di Litio (Favata et al. 1993, A&A 277, 428). La limitata dimensione
del campione non permette comunque di ricavare la densità e l'altezza
di scala di questa popolazione.
Il confronto fra le predizioni e le osservazioni è basato sul
confronto fra distribuzioni (colore, magnitudine, ) o sulla
forma dei log(N)-log(S). La mancanza delle distanze individuali delle
controparti delle sorgenti X, impedisce l'analisi diretta della loro
distribuzione spaziale tridimensionale così come l'esatta
determinazione del loro stato evoluzionario. Comunque l'analisi del
sottocampione osservate da Hipparcos ha permesso di determinare che la
maggior parte di queste stelle si trovano molto vicino alla sequenza
principale di età zero (Micela et al. 1997, A&A 326, 221), ma la
piccola dimensione del campione (84 stelle) e i possibili effetti di
selezione presenti non permettono di inferire la distribuzione spaziale
della popolazione parente, nè la distribuzione alle masse più
piccole.
I campioni di stelle giovani, selezionati per la loro attività, possono essere usati per determinare il tasso di nascita stellare nell'intorno solare nell'ultimo miliardo di anni, come è stato fatto per esempio da Soderblom et al. (1991, ApJ 375, 722), usando i dati cromosferici del Ca II. In raggi X questo è stato fatto, confrontando il numero delle stelle rivelate in raggi X con le predizioni da modello (Micela et al. 1993, ApJ 618, 412, Guillout et al. 1996, A&A 316, 89). Gli ingredienti cruciali includono la distribuzione spaziale delle stelle di diverse masse e possibilmente età, un modello di gas interstellare, necessario per tenere conto dell'assorbimento interstellare dei raggi X soffici, e una funzione che descriva l'evoluzione del tasso di nascita stellare, in particolare nell'ultimo miliardo di anni. Il risultato principale di quest'analisi suggerisce che il tasso di nascita stellare nell'ultimo miliardo di anni è rimasto costante o è cresciuto entro un fattore due (Micela et al. 1993, ApJ 618, 412).
L'attività del gruppo dell'Osservatorio di Palermo si è svolta in diverse aree complementari fra di loro che si avvantaggiano dei nuovi dati ottenuti da Chandra e XMM/Newton, adesso disponibili, e che permettono di affrontare il problema dello studio della struttura galattica nelle vicinanze del Sole attraverso le osservazioni in raggi X. In particolare, abbiamo usato sia dati di archivio che dati proprietari confrontandoli con le predizioni ottenute dal nostro modello XCOUNT allo scopo di determinare alcune proprietà della distribuzione spaziale delle stelle nell'intorno solare e della storia della formazione stellare negli ultimi miliardi di anni.