Míg Laplace a fentiekben megbeszélt kutatásaiban naprendszerünkre szoritkozott és Szvedenborg, Wright, valamint Kant is a többi égitestről csak általános nézeteket ád, amelyek között Wrightnak azon véleménye, hogy a tejút csillagai, valamint napunk is, állandóan mozognak, a legjelentékenyebb, addig Herschel (1738–1822) kutatása területét az egész végtelen csillagvilágra terjesztette ki. Már Halleynek (1656–1742) sikerült azt kimutatnia, hogy több csillag az évszázadok folyamán, sőt már Tycho Brahe kora óta a tizenhatodik század végéig megváltoztatta helyzetét. Röviddel azután Bradley (1692–1762) egy addig elérhetetlen pontosságú csillagkatalógust dolgozott ki. Herschel, akinek e katalógus a csillagok helyzetváltozásának kutatásánál már rendelkezésére állott, azt találta, hogy ezen változások elég jelentékenyek. Azt is megfigyelte, hogy az ég némely részén a csillagok közeledni látszottak egymáshoz, míg az ellenkező ponton távolodni látszottak egymástól; ezen jelenséget a látószög változásával magyarázta, amely alatt a tárgyak megjelennek előttünk. Midőn közeledünk egy tárgyhoz, a szög nagyobbodik, midőn távolodunk tőle, kisebbedik. Ezen esetben a «tárgyak» a csillagokat összekötő vonalak. Ebből kiindulva Herschel meg tudta állapítani azon pontot, amely felé a nap és a hozzátartozó égitestek vándorolnak.

A csillagok ezen mozgását, amelyet Halley figyelt meg először, a csillagok «saját mozgásának» nevezik. Ezt rendesen a csillagoknak az ég háttere felé való eltolódásával mérik, amely háttér rendkívül nagy távolságban lévő igen sok csillaggal van telehintve. Az ég hátterét alkotó csillagok mozgását rendkívül nagy távolságuk folytán nem lehet észrevenni.

Nagy felfedezéseket rendesen kétellyel fogadnak. Nem kisebb ember, mint Bessel állította azt, hogy Herschel felfedezése kétséges. Viszont Argelander, aki a csillagok helyzetére és fényük intenzitására vonatkozó gondos méréseivel nagy érdemeket szerzett, Herschelt pártolta és véleményét a későbbi csillagászok megerősítették, akik közül különösen Kapteynt kell kiemelnünk. A következő gondolatok részben Kapteyntől erednek: A csillagképek idők multával lényegesen megváltoznak a csillagok saját mozgása folytán. A csillagok semmiképen sem mozognak párhuzamos pályákon, de nem is egyenlő sebességgel, mégis az ég egy-egy területén egy-egy túlnyomóan uralkodó irány vehető észre e mozgások különböző irányai között. Nevezzük ezeket «eredő irányoknak».

Ha most ezen «eredő irányokat» belerajzoljuk az ég glóbuszába, akkor azt vesszük észre, hogy a különböző irányvonalak a glóbusz egy pontjából látszanak kisugározni, amely pontot «apex»-nek nevezzük; ez nyilvánvalóan az a pont, amely felé a nap közeledik, a csillagok ugyanis onnan minden irányban eltávolodni látszanak. Ez természetesen a csillagoknak csupán az imént említett «eredő irányú» mozgására áll, amely iránytól minden csillag saját mozgása folytán kisebb-nagyobb eltérést mutat. Abból azonban az is kitünik, hogy a csillagok egymáshoz képest is változtatják helyzetüket és nem a nap az egyedüli csillag, amely előre halad. Kapteyn idevágó rajza oly szemléletes képet nyujt, amelyből kétségtelenül következik Herschel véleményének helyessége.

Wright azon állítását, hogy a tejút csillagai, mint a bolygók a naprendszerben, ugyanazon irányban mozognak, Schőnfeld és Kapteyn vizsgálat alá vették. Semmiféle alapot sem találtak ily szabályszerűség feltételezésére. Viszont Kapteyn más szabályszerűséget figyelt meg. A csillagok saját mozgása két különböző csillagraj létezésére látszott utalni, amelyek közül az egyik az Orion csillagzat Xi csillaga felé, míg a másik ellenkező irányban mozog. Ezen törvényszerűség további vizsgálata valószínüleg új, érdekes magyarázatra fog vezetni.

Ezen jelenségek még érdekesebbé váltak azáltal, hogy sikerült több állócsillagnak a naptól való távolságát meghatározni, még pedig az égen leírt évi látszólagos mozgásaikból. Arisztarchosz és Kopernikusz szerint a föld a térben kering, azért kell, hogy az év valamely szakában közelebb álljon egy bizonyos csillaghoz, mint az év bármely más szakában. Eszerint joggal várhatnánk bizonyos időszakos változásokat, és remélhetnők, hogy némely csillagképet az év folyamán növekedni, majd ismét csökkenni fogunk látni.

Azonban ily változásokat megfigyelni nem sikerült, ezért már Arisztarchosz fölvette, hogy a csillagok oly távol vannak tőlünk, hogy a látószög változása észre nem vehető. Kopernikusz is osztotta e véleményt; de Tycho Brahe e változásokat annyira valószinütleneknek tartotta, hogy ez nála egy okkal több volt arra, hogy a földet a térben mozdulatlannak és a világegyetem középpontjának tételezze fel. A csillagászok azonban fáradhatatlanul kutattak tovább ez irányban, míg végül Arago és Bessel csillagászoknak 1809-ben, illetőleg 1838-ban sikerült megállapítaniok a Hattyú csillagkép 61-es csillagán gyönge előre-hátra tartó évi mozgást. Ezen mozgásból számították ki a csillag távolságát; az oly nagynak bizonyult, hogy a fénynek tíz év kell, míg e csillagról a naphoz jut; e távolság tehát tíz fényévet tesz ki. Egy fényév 9×10¹², vagyis körülbelül tízbillió kilométer, vagy a föld naptól való távolságának 63,000-szerese.

Más csillagok távolságát mindjobban tökéletesedő műszerekkel határozták meg. Az Alfa Centauri csillag áll legközelebb a naphoz, bár a kettő közötti távolság még mindíg 4·3 fényévet tesz ki. Nyolc csillag, közöttük a Sziriusz, 10, vagy kevesebb fényévnyi távolban van. A mi földrészünk feletti csillagos ég-részleten a csillagok közti középtávolság kissé több, mint 10 fényév. Huszonnyolc szomszédos csillagot ismerünk, melyek tőlünk való távolságai 20 fényévnél kisebbek, és 57 csillagot 30 fényévnél kisebb távolsággal. Arisztarchosznak és Kopernikusznak tehát igaza volt. Ezzel a legutolsó kételyt is elhárították, amelyet a földnek pályáján való mozgása ellen felhoztak. Ha már ismerjük a csillag saját mozgását, azaz a látószög változását és a csillag távolságát, akkor kiszámíthatjuk a valódi sebességet. Ezen módszerrel azonban a sebességnek jobban mondva csak azon összetevőjét nyerjük, amely a látóvonalra merőleges. A következő sebességeket példaként közöljük: a Véga sebessége 10 km, az Alfa Centaurié 23, a Kapelláé 35, a Hattyú 60-nal jelzett csillagáé 61, az Arkturuszé 400 km másodpercenkint.

Ha ismernők továbbá a csillagoknak a látóirányba eső sebességi összetevőjét, ki tudnók számítani az egész mozgását. A szinképelemzés, mely 1859 óta ismeretes és egészen átalakította a csillagászatot, valamint Doppler elve segítségével azt is meghatározhatjuk. Ezen sebességek az imént említett öt csillagnál rendre a következők: −19, −20, +20, −62, −5 km másodpercenkint. A plusz azt jelzi, hogy a csillag távolodik a naptól, a minusz, hogy közeledik feléje. E számok azt mutatják, hogy a csillagoknak nagy a sebességük, mivel a földé a pályáján körülbelül 30 km másodpercenkint.

A csillagoknak a látóvonal irányába eső mozgásából könnyebben lehetett az ég azon pontját kiszámítani, amely felé a nap közeledik, mint a csillagok úgynevezett saját mozgásából. Campbell egy ilyen számításánál azt találta, hogy a nap másodpercenkint 20 km-nyi sebességgel közeledik oly pont felé, amely igen közel egybeesik a csillagok saját mozgásából kiszámított hellyel. Tehát tovább nem kételkedhetünk abban, hogy e jelenségeket helyesen magyarázták. Igen érdekes volna azt meghatározni, hogy a nap az égnek mindig ugyanazon pontja felé közeledik-e, azaz egyenes irányban mozog-e, vagy pedig görbül-e kissé pályája? A görbülés nagyságából meg tudnók azt határozni, hogy minő erők befolyásolják a napot pályájában. Ilyféle megfigyelésekre azonban még sokkal rövidebb idő állott rendelkezésünkre, semhogy ezen kérdésre ma felelhetnénk.

Az azonban bizonyos, hogy nem áll az, amit Kant és Wright hittek, hogy t. i. minden látható csillag ugyanazon középponti égitest körül mozog. Valójában mozgásaik teljesen szabálytalanoknak látszanak. Ezért tehát nem valószinütlen, hogy a nap kalandos útjaiban valamikor beleütközik egy más csillagba, vagy ködfoltba. A napnak százezerbillió évig kellene előrehaladnia, míg ugyanoly nagyságú és fényű csillaggal ütközhetne össze. De ezen zavartalan előrehaladási időköz nagyon megrövidülhet, mivel valószínűleg sokkal több kihűlt nap lebeg a térben, mint fénylő. A nap azonban igen könnyen belekerülhet valamely ködfoltba, aminő igen sok van az égen. Sok ködfolt óriási területet foglal el, holott a legfényesebb csillagok legnagyobb távcsöveinkben aránylag csupán pontoknak látszanak. Gyakran vetik fel azon eszmét, hogy a napot útjában ily ködfolt fogja feltartani, és hogy az összeütközés következtében hőfoka az izzásig fog emelkedni. Így úgynevezett új csillaggá válna, amilyen volt az 1901-ben fellángolt Perzeusz. A következő fejtegetés kimutatja majd, hogy ez utóbbi következtetés nem lehet helyes. Laplace szerint a naprendszer tömege egykor ködfolt volt, amely lapos korong alakjában a Neptun pályájáig terjedt ki. Ha felvesszük, hogy e korong vastagsága átlag nem volt nagyobb, mint a mostani napátmérő tízszerese, akkor e ködfolt sűrűsége megközelítőleg 420 milliószorta kisebb volna, mint a napé. Ha a nap ily ködfoltba jutna, 28·3 km6) átlagos sebességgel, akkor egy év alatt áthatolna e gáztömegen, amelynek súlya nem lehet nagyobb, mint a nap súlyának kétmilliomod része. A nap gyorsasága megfelelően csökkenne, középhőmérséke pedig körülbelül 0·2°-al emelkedne. A hőemelkedés igen lassú volna, és nem eredményezne hirtelen föllángolást, aminő új csillagoknál tapasztalható. Valamely csillag ily kis fényváltozása alig vonná magára figyelmünket. A nagykiterjedésű ködök anyaga oly ritkának látszik, hogy aligha idézhetné elő az esetleg behatoló égitest fellángolását.

Fellobbanás csak akkor állana elő, ha a nap más csillaggal ütközne össze, vagy pedig, ha a köd középső, összesűrűdött részeibe kerülne. Fénye akkor a mainak több száz-, vagy ezerszeresére emelkedne és «új csillagnak» mutatkozna. Másrészt azonban a ködök a napok közötti összeütközéseket – úgy látszik – meggyorsíthatják. Ugyanis igen sok anyag gyűlik bennük össze, amely az ég minden részéből oda kerül: kis meteorok, üstökösök és mindenek fölött kozmikus por. Ezen égi vándorok oly kis tömegüek, hogy fennakadnak a ködben, a ködszerű anyag összesűrűsödik körülöttük, és ily módon nagyobb testekké növekednek. Ennek következményekép az összehúzódás folytán kiss izzó csillagok válnak belőlük. Ha most a nap útjában ilyen testekre akad, és azokkal összeütközik, akkor a sebessége csökken. A ködön való áthatolása még nehezebbé válna. A napok ilyen módon, ha hosszú időszakon keresztül hatalmas kiterjedésű ködtömegeken vándoroltak át, fennakadhatnak a ködtömegben. Sokkal nagyobb annak a valószínűsége, hogy egy ködfoltba került nap összeütközik egy már ott előbb megakadt nappal, semmint annak, hogy a csaknem üres térben két nap összeütközzék.

Mindezen oknál fogva lényegesen csökkentenünk kell a nap szabad térben való száguldásának időtartamát; az előbb kiszámított idő század része, tehát körülbelül 1000 billió év nem lesz túlsok. Nem szükséges kiemelnünk, hogy az ilyen becslések egész bizonytalanok, és hogy csak megközelítő képet akarunk adni ezzel az égitestek lehető élettartalmáról. A napunkhoz hasonló tömegű két égitest összeütközéséből támadható valószínű következményeket «Világok keletkezése» című művemben kimerítően leirtam. Két óriási gázáramlat tör ki az egymásra rohanó napokból, és a határtalan térben mérhetlen messze elnyúló kettős spirálist alkot, amely a ködfoltok legjellemzőbb alakja. A kiáramló anyagok főleg a nehezen sűríthető gázak, leginkább hélium és hidrogén, valamint könnyebben sűrűsödő kis részek, amelyek mind oly nagy sebességre tesznek szert a kitörésnél, hogy a középponti tömeg vonzási területétől el tudnak távolodni. Aztán elvesztik sebességüket és hosszú időn át csaknem változatlan helyzetben maradnak, anélkül, hogy spirális alakjukat változtatnák. A kisebb erővel kitaszított tömegek visszahullnak a kitörés helye felé; útközben találkoznak más, később kitaszított részekkel, főleg gázakkal. Végül az egész anyag egy középponti tömeg körül, amely (amint már Buffon felvette) a lökés következtében heves forgásba jut, messzire kiterjedő, szilárd és folyékony részektől áthatott gázködöt alkot. Legbelül van egy erősen izzó középponti test, ennek a térfogata az ütközés után lényegesen nagyobbodott és fokozatosan átmegy a körülötte forgó gáztömegbe.

Ilyennek képzelte Laplace azon ködfoltot, amelyből a naprendszer keletkezett. Ha Laplace eszméit a későbbi megfigyelésekhez képest módosítjuk, akkor képet nyerhetünk arról, hogy kezdődhet újra egy naprendszer fejlődése a ködfoltból. Ezen felfogásban Buffon és Laplace nézetei némiképen összeolvadtak.

A legnagyobb a sebessége a fényes Arkturusz csillagnak, amely körülbelül 400 km másodpercnyi sebességgel száguld tova. A naptól való távolsága 200 fényév, és kisugárzott fénye igen hasonlít napunk fényéhez. Ezért óriási tömegűnek kell lennie. Sőt kiszámították, hogy a napnál 50,000-szer nagyobb lehet. Elképzelhetjük az ilyen rendkívüli sebességű két óriás-nap összeütközésének következményeit. A kitaszított gáztömegek oly forgórendszerbe terülnének ki, amely valószínűleg határtalanul, minden irányban, majdnem ugyanazon síkban terjedne ki. Azt képzelhetnők, hogy a tejút ily módon keletkezett, ha nem merülne fel az a nehézség, hogy a rendszeren belül nem ismerünk középponti testet (l. lentebb Ritter véleményét). Ily óriási ködtömegben az évek milliói folyamán nagyszámú kis csillag gyülhet össze, amelyek valószínűleg összeütköznek és új forgórendszereket alkotnak. Csaknem minden új csillag a tejút közelében merül fel, amelyben a csillagok összehasonlíthatatlanul sűrűbbek és gyakoriabbak, mint az ég más részében. Új csillagok kihülése után csak gáztömegeket látunk, aminő gáztömegek jelentékeny számban találhatók a tejút közelében. Ha a ködhalmazok a bevándorolt portömegeken összetömörűlnek, csillagrajok keletkeznek, aminők szintén főleg arrafelé fordulnak elő. A spirális ködfoltok, a színképükből itélve, csillagrajok, amelyek oly távol vannak tőlünk, hogy nem vagyunk képesek bennük csillagokat megkülönböztetni. Ezek különösen az ég azon részein fordulnak elő, ahol aránylag legritkább a csillag, a tejút sarkainál, vagyis tőle legtávolabb. Ott azonban sok van. Így pl. Wolf egyetlen lemezen, amelyre lefényképezte az egyik csillagképet, «Berenike haját», nem kevesebb, mint 1528 ködfoltot talált, amelyek legnagyobb része valószínűleg a spirális alakúak csoportjához tartozik.

A csillagok összetételének kiderítését főleg a színképelemzésnek köszönhetjük. Úgy amint Herschel a ködfoltokat látszólagos fejlődési fokozatuk szerint osztályozta, a csillagokat is aszerint sorozták osztályokba, amelyek a legforróbb állapotban lévőkkel kezdődnek (amelyek fénylő színkép vonalakat adnak és ennélfogva legközelebb állanak a gázszerű ködfoltokhoz, amelyekből valószínűleg keletkeztek) és a kihülőfélben lévő sötétvörösekkel végződnek. Ezen fényes csillagok után következnek a sötét égitestek; ezek között az első csoportba tartoznak a szilárd kéregnélküliek, (ilyen valószínűleg a Jupiter is), aztán következnek azok, amelyeknek, mint a földnek is, kemény kérgük van.

A csillagokban leggyakrabban feltünő elem a legforróbbakban a hélium; az utánuk következő hőfokú fehér csillagokban a hidrogén, azután a közép-hőfokú sárga csillagokban, amelyekhez napunk is tartozik, a kalcium, magnézium, vas és más fémek, végül a legkevésbé izzó vörös csillagokban szénvegyületek, közöttük a cián. Nem helyes az az állítás, hogy a csillagokban nem találtunk oly elemeket, amelyeket a földön nem ismerünk. Pickering például több csillag színképében oly vonalakat figyelt meg, melyeket semmiféle földi elem színképével nem tudott azonosítani. Igaz, hogy ezen vonalakat nagyfokú valószínűséggel a hidrogénnek tulajdonították, de nem sikerült a hidrogént ilyen fajú sugárzásra indítani. A nap szinképében is találtak még fel nem ismert vonalakat. Az aránylag nem rég óta ismert spektrumvonalak között legfontosabbak a hélium vonalai. Az úgynevezett koronium-vonal, amely a napatmoszféra külső részének, a «koronának» legjellemzőbb vonala, szintén még ismeretlen elem színképe. Azonban egészben véve a csillagok és a föld elemeinek színképei megegyeznek. Maxwell 1873-ban a következőket mondja: «A térben fényük segítségével és pedig kizárólag csak azáltal oly csillagokat fedezünk fel, amelyek oly távol vannak egymástól, hogy semmiféle anyag sem vándorolhatott át az egyiktől a másikhoz és ezen fény mégis azt mondja nekünk, hogy mindegyik csillag ugyanazon atómokból van felépítve aminőket a földön találunk.» Érdekes, hogy ugyanaz a nagy kutató még abban az évben meghatározta azon erőt amely az anyagot csillagról-csillagra viszi, a fény nyomását. Három évvel később Bartoli bebizonyította, hogy nemcsak a hő- és a fénysugarak hatnak nyomóerővel, hanem mindennemű sugárzási energia nyomást fejt ki. Azonban ezen új egyetemes erő kozmikus fontosságát nem vették tekintetbe, míg 1900-ban meg nem mutattam, hogy ennek segítségével sok, addig még érthetetlen jelenséget egyszerű módon meg lehet magyarázni.

A sugárzási nyomás következtében a nap légkörének összesűrűsödött kis csöppjei messzire eltávoznak a naptól és a térben oly sebességgel haladnak, hogy elérik a fény sebességének néhány százalékát. Oly csillagok közelében, amelyeknek sugárzása fölülmulja a napét, a kisebb csöppek gyorsasága igen erősen megnövekedhet, ámbár a fény sebességét sohasem érheti el. Sőt úgy látszik, hogy nagy sebességük gyakori jelenség, mivel a legtöbb csillag fehér fényű, míg napunk fénye sárga és azért amazok erősebben sugárzanak. E végtelen időn át kitaszított kis részek segítségével a napok állandóan anyagot cserélnek. Ennek következtében a felépítés minden eredetileg létező különbsége kiegyenlítődhetett. Ezen folyamatban, mint a természetben általában, a hidegebb testek, ez esetben a hidegebb csillagok a melegebbek rovására növekednek.

Nem valószínütlen, amint azt a «Világok keletkezésé» című munkámban jeleztem, hogy a meteoritek, más világok e különös hirnökei, az ilyen a térbe kikerült cseppekből alakulnak ki. A meteoritek egészen sajátos felépítésükben és összetételükben lényegesen különböznek a földön ismert ásványoktól és kőzetektől, úgy a plutóiaktól, amelyek a föld folyékony belsejének megmerevedése folytán keletkeztek, mint a neptuni eredetű kőzetektől, amelyek a víz hatása alatt tengerek fenekén jöttek létre. A meteoritek gyakran tartalmaznak üvegszerű részeket, melyekből arra lehet következtetni, hogy gyorsan hültek le. Mások nagy kristályokat tartalmaznak, amelyek azt mutatják, hogy hőmérsékletük hosszú időn át egyenletes lehetett. Ugyanazon meteorit szomszédos részei feltünő különbségeket mutatnak összetétel és felépítés tekintetében, ami arra vall, hogy anyagának különböző eredetűnek kell lennie. Nem tartalmaznak vizet, sem hidrátokat (víztartalmú vegyületeket) és az egész természetes, mivel részecskéik a nap közelében jöttek létre, ahol a hidrogén és oxigén még nem egyesültek vizzé. Azonban szén és hidrogén vegyületeit tartalmazzák, amelyek a gyönge fényű csillagok és a napfoltok spektrumaiban gyakoriak, továbbá a földön könnyen bomló kloridokat, szulfidokat és foszfidokat, amelyek csupán oly légkörben támadhattak, amely víz- és oxigénmentes volt. Viszont hiányzanak azon ásványok, melyek a mi plutói eredetű kőzeteinkben általánosak, így a kvarc, ortoklász, savas plagioklázok, csillám, amfibol, leucit és nefelin, amelyek a föld belsejéből jövő magma differenciálódása által jönnek létre.

Hogy ezen differenciálódás létrejöhessen, nagy megolvadt tömegekben való 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:

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.