hosszú időtartamú diffuzió szükséges, tehát kis cseppekben nem jöhet
létre. A meteoritek összes tulajdonságai, még a nagyon gyakori szemcsés
felépítés is, melyet chondrikus felépítésnek neveznek, könnyen
megmagyarázhatók a kis cseppekből való kialakulással. Hogy olykor nagy
kristályok is előfordulnak bennük, az vagy valamely oldóanyag jelenlétén
(szénoxid, a vas és nikkel számára) alapul, vagy azon, hogy a meteorit
egy része hosszabb időn át nagy hőnek volt kitéve, amint az azon
üstökösöknél előfordul, amelyek közel jutnak a naphoz. Schiaparelli
klasszikus kutatásai e téren bebizonyították, hogy az üstökösök,
különösen ha közel állanak a naphoz, meteorrajokká oszlanak fel.
Ezek a nap által kitaszított kis csöppek főleg a ködfoltok legkülsőbb
részeinek kiterjedt gáztömegein gyülnek össze, amelyek a gyakran
elektromos kozmikus por hatására felvillannak. Ezen fény jellemző a
ködfoltok sajátos gáz spektrumára. A ködfoltokban nagy hideg uralkodik,
azért a csöppek gázaik egy részét, különösen a szénhidrogéneket és a
szénoxidot a felületükön összesűrítik és azáltal, ha összeütköznek,
egymáshoz tapadnak. Ily módon a csöppek lassanként meteoritekké
növekednek és folytatják útjukat a térben.
Ezeken a sugárzási nyomás által kidobott részecskéken kívül, a napok
gáztömegeik egy részét is kicserélik; e gáztömegek a napok
összeütközésénél a térben mindenfelé kiterjednek. Azáltal is juthat
anyag egyik naptól a másikra, hogy a ködfoltok külső részeinek
gázmolekulái távoli napok átvett sugárzása folytán oly gyors mozgásba
jutnak, hogy elválnak a ködfoltoktól és kirohannak a térbe. Ezért tehát
Maxwell azon véleményét, hogy semmiféle anyag sem juthat egyik
csillagból a másikba, tovább nem fogadhatjuk el.
Az utolsó húsz év alatt a hősugárzás törvényeire vonatkozó ismereteink
rendkívül bővültek. Erre vonatkozólag Stefan és Wien felfedezései a
legfontosabbak. Stefan törvénye azt mondja, hogy az a test, amely
sugarakat sem vissza nem ver, se át nem bocsát, oly meleg mennyiséget
sugároz ki, amely abszolut hőmérsékletének negyedik hatványával arányos
(−273° C-tól mint nulla ponttól számítva). Wien törvénye azt mutatja
meg, hogyan van valamely test teljes sugárzása különböző fajú
hősugarakból összetéve a spektrum szineinek megfelelően. A szilárd kérgű
bolygók és holdak hőmérséklete az első törvény segítségével
kiszámítható. Ezt először Christiansen számította ki. Azon hőmennyiség
ismeretes, melyet valamely égitest a naptól nyer. Ha kemény kérge van,
csaknem ugyanannyi hőt sugároz ki a térbe mint a mennyit a naptól nyer,
ezért hőmérséklete megközelítőleg állandó. Az említett sugárzási
törvények segítségével tehát kiszámítható a hőmérséklet. A légkör
nélküli bolygóknál és holdaknál, amilyen a Merkur és a mi holdunk, ezen
számítások helyes értékeket eredményeztek.
Ha a testeknek van légkörük, az a viszonyokat némely tekintetben
megváltoztatja, amire már Fourier utalt a tizenkilencedik század
kezdetén. Tény az, hogy a légkör a behatoló napsugarakat más, általában
nagyobb mértékben engedi át, mint azon hősugarakat, amelyek sötét testek
felületéről indulnak ki. Fontos szerep jut ebben a vízgőznek és a
szénsavnak, amint azt már más alkalommal kifejtettem. A legtöbb geológus
megegyezik abban, hogy a váltakozó geológiai koroknak, amelyekről az
akkor élő szervezetek maradványai tanuskodnak, alapja főleg a levegő
szénsavtartalmának változása volt, ez viszont az akkori vulkáni működés
fokától függött.
Bolygórendszerünkre vonatkozó ismereteink lényegesen gyarapodtak a föld
abszolut súlyának meghatározásával, amiből könnyen ki lehetett számítani
fajsúlyát. Ily méréseket először Cavendish végzett 1798-ban.
Összehasonlította azon vonzást, amelyet egy 30 cm átmérőjű nagy golyó
gyakorolt egy inga kis gömbjére, azzal a vonzó erővel, amelyet a kis
gömbre a föld gyakorolt. Kiszámította, hogy a föld fajsúlya 5·45.
Cavendish kisérletét azóta sok kutató megismételte és módosította; a
végeredmény az, hogy a föld középsűrűsége 5·52. Mivel a föld külső
kérgének átlagos fajsúlya 2·6 körüli (a közönséges kőzetek fajsúlya),
fel kell vennünk, hogy a föld belseje annál nehezebb. Mindamellett fel
kell tételeznünk, hogy a föld belseje 50 km mélységben már cseppfolyós,
mivel a fúrt üregekben kilométerenkint 30 fokkál emelkedik a
hőmérséklet. A földrengési hullámok terjedésének, valamint az inga
lengésének megfigyelése megerősítik e feltevésünket. Még mélyebben, 300
km körüli mélységben a föld egész magva valószinüleg gáznemű. Azonban a
mélységben oly rendkívül nagy nyomásnak kell lennie, hogy a sűrűségre
nézve keveset határoz, hogy vajjon szilárd, cseppfolyós, vagy légnemű
halmazállapotban vannak-e az anyagok. Valóban döntő szerepe csak a
hőfoknak van. Ha tehát a naphoz közelebb eső bolygók középsűrűsége
sokkal nagyobb, mint a távolabbaké, vagy mint magáé a napé, akkor annak
valószinüleg az az oka, hogy a naphoz közelebb eső bolygóknak sokkal
alacsonyabb a középhőmérséklete, viszont a a távoli bolygóknak (a
többivel ellentétben) valószinüleg nincs szilárd kérge. A föld nagy
középsűrűsége arra mutat, hogy a magva nehéz fémeket tartalmaz.
Különösen azon feltevésre van alapunk, hogy a vas a föld belsejének
legfontosabb alkatrésze, épúgy, mint a napnak és a fémes meteoriteknek
is.
Rőmer, dán tudós, Cassini, híres párizsi csillagász asszisztense
1675-ben rendkívül fontos felfedezésre jutott; rájött, hogy meg lehet
mérni a fény sebességét. Megfigyelte a Galilei által felfedezett
Jupiter-holdakat. Ezen holdak elsötétülnek, ha a bolygó árnyékába
lépnek, és ezen fogyatkozások igen pontosan megfigyelhetők. És mivel az
égitestek forgási ideje változatlan, azért a fogyatkozások között eltelt
időnek is állandónak kell lennie. Rőmer megfigyelései nem erősítették
meg e feltevést. Ha a föld a Jupiterhez legközelebbi helyzetébe jutna és
mindkét bolygó állana, akkor a fogyatkozások pontosan ugyanazon
időközökben ismétlődnének, mondjuk 1 nap és 18 óránként. Ha a föld a
fogyatkozás után azonnal pályájának az előbbivel ellenkező helyére
menne, akkor a legközelebbi fogyatkozás, amely megint 1 nap és 18 óra
mulva következik be, annyival később vehető észre, amennyi idő kell
ahhoz, hogy a fény befussa a földpálya átmérőjét. Ez átlagosan 997
másodperc. Rőmer sokkal többnek találta ezt az időt, 1320 mp-nek. A föld
azonban oly rövid idő alatt, 1 nap és 18 óra alatt, természetesen nem
futja be pályája felét; amíg ezt megteszi, saját mozgása folytán 105
fogyatkozás következik be; a Jupiter mozgása következtében még 11 járul
hozzá. De az időkülönbség ugyanaz marad. Rőmer e megfigyeléséből,
valamint a föld pályájának valószínű átmérőhosszából, a fény sebességét
másodpercenként 313,000 km-re becsülte. Viszont, ha a földön megtudnók
határozni a fény sebességét, akkor a fogyatkozások késéséből kitudnók
számítani a föld pályájának tényleges átmérőjét. Ezt meg is tették. A
legismertebb méréseket Fizeau, Foucault és Michelson végezték. Szerintük
a fény sebessége az üres térben 300,000 km másodpercenként. Eszerint a
földpálya sugara 149·5 millió km. Közvetlen csillagászati meghatározások
is csaknem ugyanazon számot adták.
Laplace ideje óta két nagy bolygót fedeztek fel, az Uranuszt (1781-ben)
és a Neptunuszt (1846-ban), továbbá sok kis bolygót, amelyek a Marsz és
a Jupiter között keringenek (ilyen most körülbelül 600 ismeretes). A
legelsőt közülök Piazzi fedezte fel 1801 január 1-én, a Cereszt. Mind
balról jobbra kering, pályáik síkja különböző hajlású. A legnagyobb
hajlásszögük 34.83°. Pályáik excentricitásai is igen különbözők, a
maximum 0·383.
Különösen érdekesek a kettős csillagok. Nagy buzgalommal foglalkozott
velük Herschel Vilmos, később Struve és legutóbb See. Több esetben
sikerült meghatározni e csillagok mozgását közös súlypontjuk körül; így
lehetővé vált, hogy pályájuk excentricitását kiszámítsuk. Legutóbb a
csillagok színképének tanulmányozásával jutottak rá arra, hogy a
csillagok nagy része előre és hátra mozog. Ebben az esetben is sikerült
az excentricitásukat meghatározni. Ezek igen különböznek bolygóink
pályáitól, amelyek csaknem köralakúak. A közvetlenül megfigyelt
csillagpályák excentricitásai 0·13 és 0·82 között ingadoznak.[7]
Néhány kettőscsillagnál sikerült a két égitest tömegét is meghatározni.
Ha napunk tömegét egységnek vesszük, akkor az Alfa Centauri két
csillagának tömege 1 és 1, a Sziriuszé 2·2 és 1, a Prokioné 3·8 és 0·8,
az Ofiuchusz 70-es csillagáé 1·4 és 0·34, a Pegázus 85-ös csillagáé 2·1
és 1·2. Látjuk ezen számokból, hogy e csillagok csaknem mind nagyobbak a
napnál. A «spektroszkópikus kettős csillagok» megfigyelései hasonló
eredményre vezettek. Több esetben a két csillag egyike oly gyenge fényű,
hogy nem látható, ezért sötét kísérőnek nevezik. Az Algol aránylag kis
tömegű és sajátságosan változó csillag, melyet néha részben elfed sötét
kisérője. Az Algol átmérőjét 2.130,000 km-re becsülték, kisérőjét
1.700,000 km-re. Mindakettő tetemesen nagyobb a napnál, melynek átmérője
1.391,000 km. Mindamellett keringési idejük alapján kiszámított tömegük
a nap tömegének csak 0·36, illetőleg 0·19 részének adódik. Fajsúlyuk a
napénak csak 0·1 része. Egy másik változó csillag a Herkules Z csillaga,
Hartwig megfigyelései szerint, két óriás-napból áll, amelyek egymás
körül 45 millió km távolságban keringenek; átmérőjük 15, illetőleg 12
millió km; tömegeik 174, illetőleg 94-szerte nagyobbak, mint a napé;
fajsúlyuk 0·138 és 0·146. Különös, hogy a kisebb, sötét égitestnek
majdnem oly kicsi a sűrűsége, mint a nagyobbnak; de a nap és a nagyobb
bolygók sűrűsége között is hasonló a viszony. A Pegázusz U-val jelzett
kettős csillagának a középsűrűsége Myers szerint a nap sűrűségének
mintegy 0·3 része. Roberts becslése szerint a Puppisz V nevű kettős
csillagának tömege a napnak 348-szorosa, de sűrűsége a napénak csak egy
ötvened része. Myers kiszámította, hogy a Lira Béta nevű változó
csillaga is 30-szor nagyobb tömegű a napnál, de fajsúlya 1600-szor
kisebb, mint a napé.
Ha ezen számítások még nemis egészen megbizhatók, mégis világosan
bizonyítják, hogy a nap, tömegét tekintve, a kisebb csillagok közé
tartozik, és hogy a sűrűség elég magas fokát érte el, tehát aránylag
előrehaladt fejlődési stádiumban van. Hogy csak gyöngén világító
csillag, azt akkor ismerték fel, amidőn a csillagok távolságát meg
tudták határozni. Az Arkturusz és Beteigeuze távolságában nem is
láthatnók szabad szemmel, és oly távolságban, amely az elsőrendű
csillagoknak felel meg, napunk ötödrendűnek látszanék, ami azt jelenti,
hogy a leggyöngébben látható csillagokhoz tartozna.
Hogy a napot ily aránylag jelentéktelen égitestnek tartják, annak az az
oka, hogy főleg a legfényesebb és a legnagyobb csillagokat
tanulmányozták. Kapteyn igyekezett ezt kiegyenlíteni, amennyiben
kiszámította, hogy hány különböző fényességű csillag található – ahol a
nap fénye az egység – egy a nap körül képzelt 560 fényévnyi sugárral
biró gömbben.
Az eredmény a következő:
1 csillag fénye több mint 10,000
26 « « 10,000 és 1000 között van
1300 « « 1000 « 100 « «
22,000 « « 100 « 10 « «
140,000 « « 10 « 1 « «
430,000 « « 1 « 0·1 « «
650,000 « « 0·1 « 0·01 « «
Ezen táblázat a csökkenő fényű csillagok igen nagy számbeli túlsúlyát
mutatja. Ezért feltételezhetjük, hogy a sötét égitestek jóval
felülmúlják a fényesek számát. De nem kell feltétlenül kisebb
tömegüeknek lenniök, ámbár azt tapasztaljuk, hogy a legfényesebb
csillagok a legnagyobb térfogatúak, és nagy tömegűek, dacára annak, hogy
sűrűségük magas hőmérsékletük folytán igen kicsi.
Azon körülményből, hogy a kettős csillagok pályái a bolygópályákkal
ellentétben rendkívül excentrikusak, arra következtettek, hogy
bolygórendszerünk nagy szabályszerűsége kivételes eset. Ez azonban
egyáltalában nem szigorú bizonyíték. Az a ködfolthoz hasonló korong,
amely két csillag összeütközésénél a középpontot elfoglaló test körül
kiterjed, az egész tömegnek általában csak kis része. A legnagyobb rész
a középponti testben marad. A kitaszított részek sebessége folytán a
középponti testen kívüli anyag szétszóródik az űrben. A legnagyobb
sebességű molekulák elszabadulnak, míg a forgó korong a világűrből
átvett sugárzás által állandóan nagyobbodik. Ha most az űrből idegen
test jut a forgó korongba, két eset lehetséges. Ha ezen testnek, pl.
valamely üstökösnek a tömege a koronghoz viszonyítva kicsi, akkor az
utóbbi kényszerítheti arra, hogy forgómozgását átvegye. Bolygó
keletkezik, amely csaknem köralakú pályán mozog a korong síkjában. Ha
azonban a behatoló test tömege a korongéhoz képest nagy, akkor ez
mindamellett annyira csökkentheti a behatoló égitest sebességét, hogy a
ködfolt középponti tömegét nem tudja ujra elhagyni. A korong anyaga
azonban csak kevéssé változtathatja meg a behatoló égitest pályáját,
amely emiatt excentrikussá válik és a korong síkjához képest mindennemű
hajlást vehet fel. Az utóbbi eset teljesen megfelel, Laplace szerint, az
üstökösök magatartásának naprendszerünkben. Az előbbi esetet szemügyre
véve, mivel az újonnan keletkezett bolygó aránylag kicsi, a lehűlés
folytán gyorsan elveszti kis fényét és nem látható közvetlenül. Kis
tömegénél fogva befolyása a középponti test mozgására csak igen csekély,
és az általa előidézett mozgásváltozás sokkal jelentéktelenebb, semhogy
abból a sötét kisérő jelenlétére következtetni lehetne. Ilyen eset
valószinüleg gyakrabban fordul elő, mint az, hogy nagy égitestek
kerülnek a rendszerbe, már azért is, mivel a kis égitestek, pl. az
üstökösök aránylag gyakoriak, «oly sokan vannak, mint hal a tengerben»,
mondja Kepler. A nagy égitestek legtöbbje képes lesz a ködfoltokon
áthatolni, anélkül, hogy a térben való előrehaladásában akadályozva
volna. Ilyféle eseteket azonban ritkán figyelhetünk meg. Ha a fejlődő
kettős csillag rendszerébe valamely nagy égitest összetevő gyanánt
belép, akkor a már esetleg ott lévő bolygók igen bonyolult pályákon
fognak mozogni.
Wien törvényét a spektrum szineinek a hőmérséklettel való
összefüggéséről a csillagok hőmérsékletének meghatározására is
alkalmazták. Itt azonban igen szigorú kritikát kell gyakorolni, mert az
általunk észrevett csillagfény nem a teljes sugárzása a csillagnak,
hanem annak külső légkörében elnyeletés folytán gyöngült.
Valamely csillag hőmérsékletét szinképvonalai erősségéből is meg lehet
itélni. Némely vonal a gázok elnyelési színképében emelkedő
hőmérsékletnél intenzivvé válik, mások ismét megfelelően gyöngülnek.
Hale és munkatársai Kaliforniában a Mount Wilsonon oly fémek színképeit
vizsgálták, amelyeket 110 volt feszültségű fényívben egy ízben 2, máskor
30 ampère-nyi erősségű árammal légneművé alakíttattak át. Az utóbbi
fényív természetesen melegebb volt és így meg tudták állapítani a
színkép vonalainak a hőemelkedés által előidézett változását. Két
színképet összehasonlítva meg tudták határozni, hogy melyik tartozik a
magasabb hőfokhoz és így például meg tudták állapítani, hogy egy
csillagnak, vagy napfoltnak fénye a napénál magasabb, vagy alacsonyabb
hőfoknak felel-e meg? Hale azt találta, hogy a napfoltok fényét elnyelő
gázak alacsonyabb hőmérsékletüek, mint azok, amelyek a napkorong fényét
elnyelik. Ennek oka kétségkívül a napfoltok körüli gázak nagyobb
sűrűségében rejlik, ez azonban nem bizonyítja azt, hogy a napfoltfenék
sugárzó területe alacsonyabb hőfokú, mint a fotoszferafelhőké, amelyek a
napkorong fényét kisugározzák. Hale laboratoriumában összehasonlító
tanulmányok alapján kimutatták, hogy az Arkturusz és a Beteigeuze
szinképe csak annyiban különbözik a napétól, mint a napfoltoké. Ebből
arra következtethetünk, hogy az ezen óriási csillagok fényét elnyelő
gázoknak, különösen a Beteigeuzeben alacsonyabb a hőfokuk, mint a nap
fotoszférája felett lévőknek. Azonban e csillagok sugárzó rétegeinek nem
kell azért hidegebbeknek lenniök a napnál. Ellenkezőleg, valószínűnek
látszik, hogy ezen esetekben a külső gázburok alacsonyabb hőfokának az
elnyelő gáztömeg nagy sűrűsége az oka.
Az árapály, amint azt G. H. Darwin egyik klasszikus művében kifejti,
nagy befolyást gyakorolt bolygórendszerünk fejlődésére. Darwin
kimutatja, hogy a hold közvetlen azután, hogy elválott a földtől,
valószínűleg igen kis távolságban keringett körülötte, és hogy ennek az
egész rendszernek forgási időtartama nem egészen négy óra volt. Az
árapály hatása folytán, amelynek ereje ily körülmények közt rendkívül
nagy volt, a föld tengelykörüli forgási ideje mindinkább nagyobbodott és
az elveszett forgási energia részben arra fordíttatott, hogy a holdat
lassan jelen helyzetébe vigye. Hasonló árapály-hatást gyakorolt a nap is
a fejlődés első stádiumában lévő bolygókra, amikor azoknak még nagy
átmérőjük volt, mert e hatás erőssége arányos az átmérő harmadik
hatványával.
Ezáltal csökkent úgy a nap, mint a bolygók forgási sebessége, és az
utóbbiaknak a naptól való távolsága megváltozott. Darwin azon sajátságos
körülményt, hogy a Marsz egyik holdjának, a Fobosznak keringési ideje
rövidebb, mint a Marsz tengelyforgási ideje, azzal magyarázza, hogy
eredetileg a Marsz periodusának a Foboszénál rövidebbnek kellett lennie.
A nap által előidézett árapály azonban meghosszabbitotta a Marsz
tengelyforgásának idejét, úgy, hogy az most 24 óra és 37 perc, tehát
jóval hosszabb, mint a Fobosz keringési ideje, amely csak 7 óra és 39
perc.
Hasonló eset forog fenn a Szaturnusz gyűrűjénél. A gyűrű legbelsőbb
portömegeinek forgási tartama 5–6 óra, míg magáé a bolygóé 10¼, óra.
Azonban tekintettel arra, hogy a Szaturnusz igen távol van a naptól,
általános az a felfogás, hogy nem lehet itt oly magyarázatot elfogadni,
mint a Marsznál. De nem lehetetlen, hogy a Szaturnusz gyűrűjének
legbelsőbb része közeledett a bolygójához, és ezáltal növekedett forgási
sebessége. Ilyesmi beállhatott a gyűrű anyagának és a bolygó légköre egy
részének surlódása folytán, amint arra már Laplace utalt.
Amint fentebb láttuk, Laplace hipotézisével szemben az a nehézség merül
fel, hogy szerinte épúgy, mint Kant szerint, a bolygók forgási irányának
a napéval ellenkezőnek kellene lennie. Azaz a bolygóknak szerintük
retrográd mozgásuaknak kellene lenniök. Pickering felteszi, hogy
kezdetben minden bolygó valóban retrográd mozgással indult ki, amit
azonban a bolygók a nap árapály-hatása folytán elvesztettek, úgy hogy
végül állandóan ugyanazon oldalukkal fordultak a nap felé, azaz normális
irányú tengely-körüli forgást vettek fel, amelynek tartama a nap körüli
keringési idejükkel megegyezett. Az ezután bekövetkezett összehúzódás
folytán tengelykörüli forgásuk gyorsabbodott. A két legszélsőbb bolygó
azonban, az Uranusz és a Neptunusz oly távol vannak, hogy a nap
összehúzódásuk idején nem gyakorolt rájuk nagyobb árapályt előidéző
befolyást. Mivel tömegük a legközelebbi bolygó, a Szaturnusz tömegének
csak egy hatoda, sokkal gyorsabban kellett lehűlniök. Ezen bolygók
eltérnek tehát az általános törvénytől. Ami a Szaturnuszt illeti, az
első kilenc holdja normális irányban forog; a kilencedik, a Japetusz 3·5
millió km-nyi távolban van tőle. A tizedik ellenben, a Pickering által
felfedezett Főbe, amely 3·5-szer távolabb áll, retrográd irányban forog.
Pickering azt hiszi, hogy ez akkor keletkezett, midőn a Szaturnusz maga
is még retrográd irányban forgott. Nagy excentricitása folytán (0·22)
valószinűbb, hogy a bolygó-rendszer üstökösének felel meg, és a
Szaturnusz vonzó-körébe csak akkor jutott, amidőn ezen táj ködanyaga már
igen meggyérült. A legszélsőbb Jupiter-hold is (a nyolcadik) retrográd.
Minden belső bolygó holdja a szabályos irányban forog.
Az ezen részben tárgyalt felfedezések legtöbbje oly égitestre
vonatkozik, amely naprendszerünkön kívül áll. Csak erős teleszkópokkal,
és különösen a spektroszkóp (1859 óta) segítségével sikerült ezen távoli
képződmények tulajdonságaiba mélyebb betekintést nyernünk. Mégis
Demokritosz már négyszáz évvel időszámításunk előtt tanította azt, hogy
a tejút csillagai hasonlítanak napunkhoz; Giordano Bruno az újkor elején
oly bolygókról álmodozott, amelyek napjai állócsillagok, amelyek körül
keringenek. Azon meggyőződés vezette őket, ami a természettudóst minden
kutatásában kiséri, hogy a részben ismeretlen lényegileg hasonlít a
közelebbről ismerthez, ahhoz, amit behatóan megvizsgáltunk. Demokritosz
és Bruno állításait igazolta a tapasztalat, és azt is, hogy ezen
természettudományi alapelv általában helyes eredményekre vezet. A
csillagok hasonlítanak a naphoz, csakhogy egyesek kisebbek, mások
nagyobbak, egyesek hidegebbek, mások melegebbek, mint a mi nagy,
világító csillagunk.
Herschel azt találta, hogy több általa megvizsgált ködfolt fény és
kiterjedés tekintetében igen különbözik a naptól. A színképelemzés azt
megerősítette. Azon ködfoltok oly messze terjedő, ritkult gáztömegekből
állanak, aminővel naprendszerünkben nem találkozunk. Azonban midőn
ezeket más hasonló képződményekkel összehasonlította, a ködfoltok és
napok között átmeneti formákat fedezett fel, amiből arra következtetett,
hogy e formák a világegyetem átalakulásában különböző fejlődési fokok.
Részben ezen alapra építette Laplace a naprendszer keletkezésére
vonatkozó híres hipotézisét. Rendkívül gazdag megfigyelési anyagunk
minden lényeges pontban megerősítette Herschel nézeteit, és egyidejűleg
jelentékenyen tisztázta az égitestekre vonatkozó fogalmainkat.
Valószínű, hogy még most is csupán alapvonalait ismerjük a csillagvilág
tudományának és azért Demokritosz, Bruno, Herschel és Laplace nyomán fel
kell tételeznünk, hogy a még át nem kutatott tér lényegileg hasonló
ahhoz, amelynek átkutatása a tökéletesített műszerekkel már részben
sikerült. A legnagyobb fokban valószínű, hogy a jövő mélyebb belátásával
lényeges dolgokban nem fog tőlünk eltérni, de új és merész
gondolatrendszereket tesz majd lehetővé, aminőkről a mai nemzedék nem is
álmodik. Ismereteink így állandóan tökéletesednek, felfogásunk a
megelőző nemzedékek tudósainak kutatásai alapján logikusan fejlődik
tovább. A felületes szemlélőnek gyakran úgy látszik, mintha az egyik
gondolatrendszer megdöntené a másikat; és gyakran halljuk olyanoktól,
akik a természetkutatástól távol állanak, hogy minden biztos ismeret
szerzésére fordított igyekezetünk hiábavaló. Aki azonban a fejlődés
menetét gondosabban követi, nagy megelégedéssel fogja tapasztalni, hogy
tudásunk, erőteljes fához hasonlóan, jelentéktelen magból nő ki, és
mindig fel fogja ismerni ugyanazon fa további növekedését és fejlődését,
ámbár minden része és különösen külső lombozata állandóan megújul. A
vezéreszmék a megváltozott körülmények dacára évszázadokon és
évezredeken át változatlanul megmaradtak.
VIII. AZ ENERGIA FOGALMA A KOZMOGÓNIÁBAN.
Midőn Laplace a naprendszer stabilitására vonatkozó klasszikus művét
megelégedve befejezte, azon reményének adott kifejezést, hogy a nap
bolygóinkra végtelen időn át fog éltető fényt árasztani. A naprendszeren
belül a viszonyok csaknem változatlanok maradnának eszerint. A nagy
csillagász nem érezte szükségét annak, hogy a nap erős sugárzásának
állandóságát megokolja, amint nála talán még nagyobb kortársa, Herschel
sem.
Hogy azonban a nap melegének és a csillagok fényének oka a kutatásra
érdemes, az nem kerülte el Anaxagorasz figyelmét, aki azt hitte, hogy a
csillagok az éterrel való surlódás következtében tüzesedtek meg.
Leibnitz és Kant szerint a nap melegét égés tartja fenn; a meleg
problémájának ugyanazon magyarázata található Buffonnak azon nevezetes
számításaiban, melyek a bolygóknak izzó állapotból való lehűlése
időtartamára vonatkoznak. Laplace is azt tételezte fel, hogy az anyag,
amelyből a bolygók keletkeztek, eleinte izzó volt, és azután hűlt le.