Mihelyt a tisztán tapasztalati tudomány oly álláspontra vergődött, hogy az inductiv módszereken kívül haszonnal már a deductiót is fölveheti segédeszközei sorába, e tudományról mint szorosabb értelmű exact vizsgálódásról beszélhetünk. A míg a vegytan az anyag elemeibe való szétbonthatásához, az elemekből való előállithatóságához kötötte haladását, a deductio methodusok birtokával dicsekedő physikus e tudomány létjogáról sem volt meggyőződve; de az ujabb gázelmélet, a hő erőműtani magyarázata, a törekvés a tűnemények nagy számát parányrezgésre vezetni vissza, közelebb hozza e két tudományt egymáshoz, s míg a vegytan a testek fajtulajdonságait mint a paránysuly, a parányszám fűggvényeit törekszik kifejezni, a physika is nem csak érdekkel követi ezen lépéseket, de a nyert eredményeket hasznothozó módon feldolgozni is siet.
Az astrophysika gyorsabban fejlődött, egy negyed évszázad alatt oly eredményeket mutat fel, melyek ezen tudománytól elvártakkal összevetve kecsegtető kilátásokat engednek már a legközelebbi jővőre is. Kisértsük most meg, kijelölni a módszereket, melyekkel a csillagászat ezen ága élt eddig; egy tárgyilagos fejtegetés meg fogja mutatni, mily útakat fog még követhetni, s ki fogja deríteni, mily összefüggésbe állhat majd ezen ujabb a régi törzszsel, mely évezredek haladásában vett részt, fejlődve is és fejlesztve egyaránt.
Eddigi tudomásaink szerint a fény az égi testek egyedüli hatása, mely földünkíg ér, de mindenesetre az, mely intensitásánál fogva legkönnyebben vizsgálható. Tapasztalataink az objectiv igazság majdnem bizonyosságával tanúskodnak egy szoros és könnyen felismerhető összefüggésről, mely a fényforrás vegytani összetétele és a kibocsátott fény minősége között áll fenn, s következik ebből önkényt, hogy az égi testek fényelemzése azonos azok vegyelemzésével, feltéve, hogy saját fényben tündökölnek. A fényelemzésre szolgáló műszer a spectroskop: az astrophysika legelső, s legfőbb segédeszköze. Mihelyest Kirchhoff 1860-ban kimondta alapvető törvényét, hogy egyenlő hőmérséklet mellett, egyenlő hullámhosszaságnál a fénykibocsátó és fényelnyeletési képesség az izzó testtől független állandó viszonyban áll egymással, az elnyeletési spectrumokból ép oly biztosan lehetett következtetni a fényforrás vegytani alkatára, mint emissióspectrumból, a mi azért fontos, mert az előbbiek a természetben az utóbbiakat számban messze túlhaladják. De nyujtson most egy fényforrás akár fényes, akár sötét vonalakból álló spectrumot: annyi bizonyos mindkét esetben, hogy a testet egy gázréteg veszi körül, és ennek tulajdonságait hordozza a fény magában. A mennyiben a spectralelemzés tehát az astrophysika keretébe tartozik, mondhatjuk, hogy csupán gázokkal kell foglalkoznunk, hogy csupán a csillagokat környező gázrétegek természetéből következtethetünk maguk a testek természetére. De miután minden gáz egyensulyi állapotja teljesen jellemezve van hőmérséklete és nyomása által, az astrophysika feladatát oda magyarázhatjuk: kipuhatolni a csillagokat környező photosphärák egyensulyi feltételeit.
Ezen cél elérésére sokféle módszer áll rendelkezésünkre, mely egyenként vagy egyesítve használható. Említem először a gyakorlatiakat, majd az elméletiekre térek át.
Álljon valamelyik égi test spectruma fényes vonalakból, akkor tudjuk, hogy a fényforrás izzó gáz. Állítsuk elő ugyanezen gázt mesterségesen, tegyük ki egy bizonyos nyomásnak, s egy meghatározott hőmérsékletnek (villámszikra segítségével) s változtassuk akár a nyomást, akár a hőmérsékletet vagy mindkettőt addig, míg a földi s égi fényforrás spectrumai tökéletesen egyenlők; akkor nyilván ott mint itt a gáz egyenlő körülmények alatt van, feltéve, hogy a gáz mennyisége nem döntene a spectrum kinézése fölött is. De ez nem úgy van, mert Zöllner szerint az izzó gázréteg vastagsága is jő tekintetbe, még pedig úgy, hogy egyenlő körülmények alatt egy kétszer vastagabb réteg körülbelül kétszer nagyobb fényhatást szül mint az egyszerű réteg. A «körülbelül» szó arra magyarázandó, hogy az említett viszony csak akkor volna szigorúan helyes, ha a gáz elnyeletési képessége=0, vagy, ha a gáz tökéletesen átlátszó. Ha tehát két fényforrás spectruma tökéletesen egyezik, akkor a kettőnek vagy nyomása, vagy hőmérséklete oly viszonyban áll egymáshoz, mint fordítva az izzó rétegek vastagsága. Miután ez utóbbit csak a legritkább esetekben lehetne kiszámítani, minden egyéb alkalommal pedig csak durván becsülni: ezen módszer látszólagos egyszerűsége mellett is, nem állhatja ki a tudományos kritikát.
Alig kell fejtegetnem, mi az imént említettekben alattomban rejlik: hogy a spectrum ugyanis az izzó gáznak hőmérsékletével és nyomásával változik. A vonalok intensitása, száma, szélessége a legkülönbözőbb módon variál, de ezen változások melyikét okozza főleg a hőmérséklet, melyikét a nyomás, még végleg eldönteni kisérleti úton nem lehetett.
A Kirchhoff-féle tétel szerint az emissió az absorptióval bizonyos visszonyban [sic] áll; jelölje E egy test emissió, A ezen test absortiótehetségét és legyen e egy absolut fekete test emissióképessége, akkor ezen tételt képletileg így lehet írni:
E=eA.
Mivel egy test legfölebb az összes, reá eső fényt nyelhet el, A-nak értéke tehát legfölebb=i (1?) lehet (a midőn aztán a testet asolut feketének nevezzük), úgy E legnagyobb értéke legfölebb e; szavakban: egy gáznak spectruma nem lehet fényesebb, mint egy ugyanily hőmérsékletű fekete test spectruma, vagy megfordítva: ha, valamely izzó test spectruma ép oly fényes, mint egy egszen fekete test spectruma, akkor előbbi mindig magasabb hőmérséklettel bír. Ha most e, az ugynevezett Kirchhoff-féle függvény értékét vagy kísérletileg határozzuk meg a különböző hőmérsékletek és hullámhosszuságok számára, vagy ha ezen függvény mathematikai kifejezését találtuk, akkor a hőmérsékletet legalább határok közé szoríthatjuk. Hogy ily módon eddig hőmérsékleti meghatározások nem történtek, abban találja megfejtését, hogy sem absolut fekete testtel nem rendelkezünk, sem az e függvény alakja nem ismeretes.
Fontos adatokat az égi testek physikájáról várhatunk az erőműtani gáz és hő elmélettől. Zöllner volt az első, ki ezen tanok felhasználása mellett a nap hőmérsékletét határozta meg, s ugyanezen alapon állapította meg legujabb időben Hirn a nap belső hevét. A legszebben kezeli azonban ezen probblémákat Ritter Ágost, ki az állócsillagok korát, fejlődésük egész folyamatát színét, spectrumát s fényváltozását magyarázza egyaránt szerencsésen. Nem lehet tagadni, hogy számításaiban ezen tudós a kezelés nehézségeit kikerülendő, majd mindig csak idealis eseteket vesz fel, melyek azután a valóságnak csak megközelítőleg fognak megfelelhetni. Ne rójuk azt fel hibául, de kérdezzünk inkább: mikor fogunk mi pontosab adatokat nyujthatni neki, mikre alapítsa kutatásait?
Alig állhatnék ellene a vágynak, ezen dolgozatok legalább némelyikét ismertetni; de most jelentek meg kivonatban a «Naturforscher»-ben «Untersuchungen über die Constitution gonförmiger Weltkörper» cím alatt, melyekre utalni legalább nem mulaszthatom.
Kövesligethy Radó
A Haza és Külföld folyóirat 1888/5. számában megjelent írás másodközlése
