a meteorikus anyag kondenzációs elmélete és kozmológiai jelentősége

a csillagrendszerek felépítéséről és fejlődéséről szóló elmélettel összefüggésben nemrégiben felhívtam a figyelmet1 a csillagközi gáz és a szilárd csillagközi részecskék közötti nagy hőmérsékletkülönbség jelentőségére, mint a meteorikus részecskék eredetének és növekedésének magyarázatára. Ha Sir Arthur Eddington2-nél feltételezzük, hogy a csillagközi gáz hőmérséklete 10 000 Ft, Az alacsony energiasűrűség miatt pedig a szilárd részecskék hőmérséklete körülbelül 3 ft, akkor azt kell feltételezni, hogy ez utóbbi a felszínükön lévő szublimált anyag kondenzációjával nő. Ez a következtetés összhangban van az I. Langmuir3 által a fémgőzök szilárd anyagokon történő kondenzációs folyamatának jellegéről levont következtetésekkel. Jelen esetben az atomok ütközési energiája a részecske felületén gyorsan kisugárzik az űrbe, vagy esetleg kis mértékben átalakul szubatomi energiává, így a részecske hideg marad. Feltételezzük, hogy a csillagközi gáz valójában tartalmazza az összes elemet a földkéregben és a napban képződött arányokban, és hogy a kalcium és a nátrium látszólagos túlsúlya az ezen elemek miatt nagyon erős spektrális vonalak könnyű hozzáférhetőségének köszönhető, nevezetesen a H és K vonalak és a D vonal. Az 50 atomtömegre a hőmérséklet 10 000 6 km-es átlagos atomsebességet ad. másodpercenként, és feltételezve, hogy a képződött szilárd részecskék sűrűsége 5, könnyen megkapjuk a

képletet