A csillagászatot, mint a tudományok mintaképét szokás emlegetni, mert ötrvényeit évszázadok megfigyelései igazolták a megkivánható legnagyobb pontossággal. Az égitestek helyéthosszu idővel előre teljes biztonsággal meg tudjuk állapítani és már nem is gondolunk arra, hogy a csillagok ne tartanák be az évkönyvekben előre kiszámolt menetrendet.
Megszűnik azonban ez a biztosság, ha az égitesteknek nem csak mozgásával, hanem physikai alkotásukkal: alakjukkal, hőmérsékletükkel, anyagukkal kezdünk foglalkozni. Ezen a téren ismereteink azon a feltevésen alapulnak, hogy a physikának azok a törvényei, amelyeket a mi földi viszonyaink között felismertünk, az egész világmindenségben egyetemes érvényűek.
De ismereteink ebben az irányban már jóval hézagosabbak és tisztán okoskodással kell kitölteni a hiányzó tapasztalatokat. Így történik aztán meg, hogy az okoskodással nyert eredmény ellentmondásba jut egy újabb tapasztalattal, így keletkeznek a csillagászati ellentmondások.
Ha feltételezzük – a mint régen természetesnek gondolták – hogy az állócsillagok nagysága és fénye körülbelül egyenlő, akkor ebből az következik hogy a legfényesebb csillagok vannak hozzánk legközelebb és a gyengefényűek csak a nagyobb távolságmiatt láthatók kevésbé.
A mint azonban sikerült néhány állócsillag távolságának meghatározása, kiderült, hogy például egy 7 ½-ed rendű csillag (Lalande 21185) köelebb van hozzánk, mint a Sirius és az elsőrendü Capella ötször messzebb van, mint az ötödrendü Cygni.
De ez az ellnetmondás megszünik, ha elejtjük azt a feltevést, hogy az állócsillagok nagysűga és fényessége körülbelül ugyanaz, hanem e helyett az állócsillagok seregét úgy tekintjük, mint rendszertelenül elosztott legkülönbözőbb nagyságu égitestek halmazát.
A kettős csillagokról legújabb időkig természetesnek gondolták, hogy a fényesebb csillag egyszersmind a nagyobb tömegű is, hiszen ha a két alkotó közös eredetű, azaz ugyanazon tömegnek két darabja, akkor a kisebb tömegűnek kellene hamarabb hülnie és igy fényének csökkenni. De legújabban ennek a következtetésnek ellene mondanak a tapasztalatok.
A Pegazus 85 csillagjánál a fényesebb alkotó 40-szer fényesebb és tömege mégis négyszer kisebb. A Contaurus alphájánál az alkotók tömege egynelő s az egyik mégis háromszor fényesebb. Ezek egyelőre érthetetlen tények maradnak.
De még ott is, a hol a fényesebb alkotó a nagyobb tömegű, nehezen érthető viszonyokkal találkozunk. Például a Sirius tömege kétszer akkora, mint kisérőjéé, de fénye 40,000-szer nagyobb! Talán egy kihülőfélben levő nap, vagy egy ködszerü tömeg ez a kisérő?
Első hallásra meglepő talán az a tétel is, hogy az ugyanakkorának látszó ködfoltok közül az gyakorol nagyobb vonzást Naprendszerünkre, a melyik messzebb van.
Tényleg, ha egy ködfolt – tegyük fel az egyszerüség kedvéért, hogy gömbalaku – kétszer olyan messze van, mint egy másik és mégis ugyanakkorának látszik, akkor a valóságban átmérője kétszer akkora, mint a közelebbié, tehát ha egyenlő sűrűségű anyagból vannak, tömege nyolczszor nagyobb.
A vonzás azonban a távolság négyzetével fogy, kétszer akkora távolságban négyszer kisebb, és így a távolabbi test vonzása még mindig kétszer nagyobb marad.
A ködfoltok távolságát eddig nem sikerült megállapítani, de nagyon valószinű, hogy nincsenek közelebb, mint az ismert távolságú állócsillagok. De akkor ennek az óriási távolságnak megfelelőleg oly nagy ködfoltoknak, mint az Orion, az Andromede ködjei kimutatható vonzást kellene gakorolni Naprendszerünkre és mivel ilyet nem ismerünk, a ködöket alkotó anyag sűrűségét kell iyen kicsinek feltételeznünk.
Így arra vezet a számolás, hogy az Orion-köd sűrűsége valószínűleg kisebb, mint annak a levegőnek a sűrűsége, a mi a legkitünőbb légritkitó burájában visszamarad. Hogy lehetséges azonban, hogy ilyen ritka gáz annyira intensiv fényü legyen, hogy oly óriás távolságról számunkra még látható? Talán phosphoreskálás vagy elektromos okok létesítik a fényét?
Látszólagos ellentmondás az is, hogy a tejút fényessége független a távolságától. Valóban, gondoljuk el, hogy a tejút egy darabját kétszer akkora távolságra vinném, mint most van, akkor a tejtat alkotó csillagsereg látszólag négyszer kisebb területre sürüsödik össze, de minden egyes csillag fénye is negyedrész akkora lesz, úgy hogy végeredményben a tejút fényessége ugyanaz marad.
Némely üstökös a napközelben oly közel jut a Naphoz, hogy keresztül halad a koronán, a Nap légkörén. Ez a közeg az amúgy is kis tömegű üstököst hátráltatja mozgásában és az elhamarkodott következtetés arra vezetne, hogy ennélfogva az üstökös sebessége csökkenvén,még közelebb jut a Naphoz és pályája megváltozik, úgy hogy az új pályát már rövidebb idő alatt futja be. Példa erre az Encke-féle üstökös, melynek keringésideje minden visszatéréskor rövidebbé válik.
A Nap is, a Hold is jóval nagyobbaknak látszanak, ha alacsonyan a láthatár közelében állnak, mint mikor magasan, a zenith táján mozognak; ha azonban műszerrel mérjük meg pontosan átmérőjüket, azt találjuk, hogy éppen akkor kisebbek, mikor a láthatár közelében vannak, a mint azt a sugártörés elmélete is követeli.
Hogy mégis a látszat éppen ennek ellenkezője, annak élettani okai vannak, az egyik neme az optikai csalódásoknak.
Meglepő talán az az állitás, hogy valamely égitestet látni és felfedezni nem ugyanaz. Adams és Lavellier felfedezték A Neptunt, mielőtt látták volna, tisztán számolással, ellenben Lalande már 1795-ben látta a Neptunt, de nem fedezte fel benne a bolygót, hanem az állócsillagok közé sorolta.
(J. E. Gore. Sorne astronomical paradoxes Knowledge.)
