Какого цвета Солнце на самом деле?

Строение светила

Как выглядит Солнце и из чего состоит. В своей основе это многослойная плазменно-газовая сфера, внутренний объем которой можно разделить на несколько зон с различным составом, свойствами, поведением и характеристиками вещества.

Строение Солнца можно представить следующим образом:

• ядро гигантская термоядерная печь, которая генерирует тепло и энергию в виде фотонов. Именно они несут свет на Землю. Радиус ядра не превышает четверти общего радиуса небесного светила, температура в центре солнца достигает 14 миллионов Кельвинов,
• радиационная (излучающая) зона, имеет толщину около трехсот тысяч километров и характеризуется высокой плотностью. Здесь энергия медленно перемещается к поверхности. По сути это и есть область термоядерного синтеза,
• конвективная зона, где энергия перемещается значительно быстрее на поверхность или в фотосферу,
• над поверхностью начинается зона вихревых газов солнечной атмосферы.

Сферы и их особенности

Фотосфера самый тонкий и глубинный слой, расположенный выше поверхности Солнца, его можно наблюдать в непрерывном спектре видимого света. Высота фотосферы приблизительно 300 км. Чем глубже слой фотосферы, тем он становится горячее.

Хромосфера внешняя оболочка, окружающая фотосферу. Ее толщина составляет примерно 10 000 км, и она отличается неоднородной структурой. Корона внешняя и потому необычайно разреженная часть атмосферы, которую можно увидеть в период полного затмения. Имеет температуру более миллиона градусов.

Атмосфера подвержена постоянным резонансным колебаниям примерно каждые 5 минут. Распространяясь в верхних слоях атмосферы, волны передают им часть энергии, газы других слоев (хромосферы и короны) нагреваются. Поэтому верхняя часть фотосферы на Солнце оказывается самой холодной.

Внимание! Плотность, температура и давление внутри гигантского термоядерного реактора уменьшаются по мере удаления от ядра. Температура солнца в градусах различна в каждой из его сфер, так температура Солнца на поверхности составляет 5 800 градусов Цельсия, солнечной короны – 1 500 000, температура ядра солнца – 13 500 000

Температура солнца в градусах различна в каждой из его сфер, так температура Солнца на поверхности составляет 5 800 градусов Цельсия, солнечной короны – 1 500 000, температура ядра солнца – 13 500 000.

Сила излучения

Мощность излучения очень большая: примерно 385 миллиардов мегаватт. Почти мгновенно 700 млн тонн водорода превращаются в 695 млн тонн гелия и 5 млн тонн гамма-лучей. Из-за высокой температуры звезды синтез, трансформирующий водород в гелий протекает с формированием солнечной энергии и излучением потока фотонов. Такой поток принято называть солнечным ветром, который распространяется со скоростью более 450 км/с.

Благодаря излучению поддерживается жизненные процессы на Земле, определяется ее климат. Формально свечение имеет практически белый цвет, однако, приближаясь к земной поверхности, становится желтого оттенка — это результат рассеивания света и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли.

Солнечный ветер имеет и другое определение корональные выбросы массы (КВМ), представляющие собой колоссальный фронт радиоактивных ионизированных заряженных частиц, направляемых в космическую бездну и испепеляющих все на своем пути.

Когда фотоны добираются до поверхностных слоев, они заставляют вращаться внешние слои звезды, в результате чего образуются мощные магнитные противостояния и ударные волны.

Разогнавшись до невероятных скоростей газы также генерируют сильные магнитные поля, которые при вращении звезды сталкиваются и вырываются с поверхности.

В космическое пространство извергаются магнитные петли огромного размера. Некоторые из этих образований настолько большие, что Земля смогла бы пройти через них с огромным запасом.

От них отрывается и уносится на огромной скорости сгусток высокорадиоактивной ионизированной плазмы. Это и есть КВМ. Он может повредить космические аппараты и даже угрожать жизни астронавтов. Такой убийственный фронт иногда достигает Земли за 16 часов. Для сравнения: на быстром космическом корабле полет занял бы годы, а солнечному ветру на этот путь нужны всего лишь считанные часы.

Важно! Солнечный ветер представляет смертельную угрозу для существования всего живого на нашей планете. Если бы не было у Земли магнитного поля, создающего непроходимый барьер для частиц, жизнь прервалась бы за пару секунд

Общая информация

Луна и Солнце. Вид с Земли.

Земля удалена от Солнца на расстояние 1,5·108 км, это и есть примерная величина астрономической единицы. На небе размер диска Солнца почти не отличается от Луны и составляет немногим больше половины градуса.

Солнце, как и любая звезда, представляет собой газовый шар, а значит, не имеет четко определенной границы, которая разделяла бы различные агрегатные состояния вещества. За условную границу поверхности Солнца принимают фотометрический край – точку перегиба в распределении яркости Солнца рядом с лимбом (резко очерченным краем). Расстояние от центра до таким образом определенной границы и есть условный радиус Солнца. Он равен 696 тысячам км. Условная поверхность Солнца близка к ее фотосфере – верхнему слою самой глубокой части атмосферы. Температура фотосферы минимальна, а газы наиболее непрозрачны. Благодаря этому видимый край Солнца резок и хорошо заметен.

Одна из главных характеристик любой звезды – масса – у Солнца равняется 2·1030 кг. Эта величина настолько огромна, что составляет массу практически всей Солнечной системы. Вклад всех остальных объектов – всего лишь около 1%. Средняя плотность вещества Солнца – 1,41 г/см³.

Солнце излучает колоссальное количество энергии во всех диапазонах. Еще одна важнейшая звездная характеристика – светимость – для нашей звезды составляет 3,828·1026 Вт. Солнце синтезирует свою энергию в недрах, где происходят термоядерные реакции. Однако при прохождении сквозь космическое пространство, особенно через атмосферы планет, большая часть энергии теряется. Мощность энергии, достигающей нашей планеты, – всего 1000 Вт/м². Но и эта часть энергии – колоссальный ресурс, необходимый для существования жизни, поддержания благоприятного климата, фотосинтеза растений и выработки кислорода, а также альтернативный источник электроэнергии для человека.

Солнце – одна из самых ярких близких к нам звезд, четвертая по яркости. Его абсолютная звездная величина равна +4,83m.

Средняя температура на поверхности Солнца составляет около 6 тысяч кельвинов. Она увеличивается с глубиной, и в недрах достигает 10 миллионов кельвинов.

Основные элементы, из которых состоит Солнце – это водород (70%) и гелий (28%). Остальные элементы составляют всего 2%, и в эту часть входят кислород, углерод, азот, сера и множество металлов. Спектральный состав Солнца говорит нам о том, что оно является типичной звездой главной последовательности, а также относится к желтым карликам (спектральный класс G). Видимое солнечное излучение имеет непрерывный спектр с десятками тысяч линий поглощения.

Наша звезда расположена на периферии Млечного Пути, в рукаве Ориона (Местном рукаве). Солнечная система находится около его внутреннего края, в Местном межзвездном облаке, имеющем высокую плотность, находящемся в более разреженном Местном пузыре – области горячего межзвездного газа. Расстояние от Солнца до центра Галактики – 26 тысяч световых лет. Солнце вместе со своей системой движется вокруг центра Млечного Пути со скоростью 217 км/с и обращается полностью примерно за 250 млн. лет.

Предполагается, что Солнце возникло после взрыва одной или даже нескольких сверхновых, произошедшего около 4,6 млрд. лет назад. В пользу этого предположения говорит высокое содержание металлов в звезде. Они могли образоваться в результате ядерных реакций, сопровождавших взрыв. Жизнь Солнца должна продолжаться примерно 10 миллиардов лет. В настоящее время звезда «прожила» почти половину своей жизни. Впоследствии оно должно превратиться в красного гиганта, поглотив близлежащие планеты, а после вновь сжаться, став белым карликом. Масса Солнца недостаточно велика для того, чтобы его жизненный цикл завершился взрывом сверхновой.

Солнце обладает очень мощным магнитным полем, напряженность которого подвержена временным изменениям. Направление поля тоже меняется с периодом в 11 лет. Изменения магнитного поля порождают различные эффекты, такие как солнечные вспышки, пятна, магнитные бури, полярные сияния и геомагнитные бури на Земле и другие. Совокупность всех этих явлений называется солнечной активностью.

Коллапс

Независимо от того, как именно произошел коллапс, что послужило ему толчком и сколько рождалось звезд по соседству, дальнейшие события развивались стремительно. За какую-то сотню тысяч лет облако сжалось, что — в соответствии с законом сохранения момента импульса — ускорило его вращение. Центробежные силы сплюснули вещество в довольно плоский диск диаметром в несколько десятков а. е. — астрономических единиц, равных среднему расстоянию от Земли до Солнца сегодня. Внешние области диска стали быстрее остывать, а центральное ядро — еще сильнее уплотняться и нагреваться. Вращение замедляло падение нового вещества к центру, и пространство вокруг будущего Солнца расчистилось, оно стало протозвездой с более или менее различимыми границами.

Основным источником энергии для него еще оставалась гравитация, но в центре уже начались осторожные термоядерные реакции. Первые 50−100 млн лет своего существования будущее Солнце еще не запустилось на полную мощность, и в нем не происходило характерное для звезд главной последовательности слияние ядер водорода-1 (протонов) с образованием гелия. Все это время оно, видимо, было переменной типа Т Тельца: сравнительно холодные, такие звезды весьма неспокойны, покрыты крупными и многочисленными пятнами, которые служат сильными источниками звездного ветра, раздувающего окружающий газопылевой диск.

На этот диск действовала с одной стороны гравитация, а с другой — центробежные силы и давление мощного звездного ветра. Их баланс вызвал дифференциацию газопылевого вещества. Тяжелые элементы, такие как железо или кремний, оставались на умеренном удалении от будущего Солнца, а более летучие вещества (прежде всего водород и гелий, но также азот, углекислый газ, вода) выносились к окраинам диска. Их частицы, оказавшиеся в медленных и холодных внешних областях, сталкивались друг с другом и понемногу слипались, образуя зародыши будущих газовых гигантов внешней части Солнечной системы.  

13,8 млрд лет назад

Большой взрыв. Рождение, эволюция и гибель звезд предыдущих поколений. Образование молекулярного облака, «звездной колыбели» Солнца.

4,6 млрд лет назад

• В плотном центре туманности появляется протозвезда.

• Возможный взрыв сверхновой запустил коллапс протосолнечной туманности. Около 50 млн лет до рождения Солнца.

• Солнце — звезда типа Т Тельца. Аккреция протопланетного диска.

4,6−4,55 млрд лет назад

Появление будущих планет — газовых гигантов. Солнцу — от 10 тыс. до 50 млн лет.

4,6−4,5 млрд лет назад

Образование каменистых планет, Земли и Луны.

4,5 млрд лет назад

В возрасте около 100 млн лет Солнце становится звездой главной последовательности.

4 млрд лет назад

Изменение орбит планет-гигантов. Поздняя тяжелая бомбардировка внутренних областей Солнечной системы.

3,8 млрд лет назад

Первая жизнь на Земле. Возраст Солнца — около 800 млн лет.

… Наше время …

1,4 млрд лет вперед

Солнцу 6 млрд лет. Оно увеличивается в размерах, и Земля оказывается вне «зоны обитаемости», зато в ее пределы попадает Марс.

2,4 млрд лет вперед

Слияние галактик Млечный Путь и Туманность Андромеды. Ничтожно малая вероятность того, что приблизившаяся звезда нарушит орбиты планет.

5−7 млрд лет вперед

В возрасте 10−12 млрд лет Солнце становится красным гигантом — яркой и холодной звездой. Увеличиваясь, оно поглощает Меркурий, Венеру, Землю. В «зоне обитаемости» — спутник Сатурна Титан.

7 млрд лет вперед

Солнце отбрасывает внешние оболочки, превращаясь в белый карлик массой около трети нынешней и теряя планеты. Солнечной системы не существует, остывшая звезда может существовать еще триллионы лет.*

Какого цвета свет излучает солнце?

Цвет, который исходит от солнца — это белый свет, который представляет собой смесь всех цветов радуги.

Когда солнечный свет попадает в атмосферу Земли, он рассеивается во всех направлениях газами и частицами воздуха.

Исаак Ньютон обнаружил, что призму можно использовать для разделения разных цветов и формирования спектра.

Он также доказал, что это не призма, окрашивающая свет, преломляя свет вместе.

Каждый оттенок цвета состоит из разных длин волн.

Красный имеет самые длинные волны, а фиолетовый имеет самые короткие волны. Короткие волны рассеиваются сильнее, чем длинные волны.

Цветовое пространство sRGB

Наиболее распространённое цветовое пространство с использованием модели RGB — sRGB. Поэтому, когда говорят про RGB без уточнений, подразумевают именно цветовое пространство sRGB, которое является стандартом представления цветового спектра с использованием модели RGB. Данный стандарт был создан Международным консорциумом по цвету (англ. International Color Consortium, ICC) в 1996 году для унификации использования модели RGB в мониторах, принтерах и Интернет-сайтах. Давайте разберём этот стандарт, описание которого доступно по адресу []. Преобразование XYZ в sRGB происходит в три этапа. Сначала координаты XYZ преобразуются в линейные координаты RGB, затем линейные координаты преобразуются в нелинейные координаты RGB, и в конце нелинейные координаты преобразуются в 8-битные координаты RGB, которые, собственно, являются координатами цветового пространства sRGB.

Преобразование координат XYZ в линейные координаты RGB происходит следующим образом:

а обратное – так:

Интересно, откуда же взялись эти странные числа в квадратных матрицах? А взялись они из рекомендации ITU-R BT.709 []. Обозначим первую квадратную матрицу через XYZ_to_RGB

, а вторую – черезRGB_to_XYZ . Очевидно, они взаимно обратны. В рекомендации ITU-R BT.709 заданы требования, которые должны выполняться для второй матрицы. Из этих требований можно однозначно вычислить вторую матрицу, а первая равна обратной матрице второй.

Введём следующие функции:

Тогда требования рекомендации ITU-R BT.709 принимают следующий вид: Имеем 8 уравнений, когда у нас 9 неизвестных элементов матрицыRGB_to_XYZ , т. е. не хватает ещё одного уравнения. А не хватающее уравнение задано неявно, мне пришлось самому догадаться до него. Суть этого уравнения состоит в том, что для белого цвета визуальная яркость Y должна быть равна 1: Я нашёл точное решение этих уравнений в рациональных числах:

Если округлить числа в моём результате до четырёх знаков после запятой, то получатся как раз те самые странные числа в стандарте Международного консорциума по цвету. Я же в своих расчётах использую не округлённые матрицы, а вышеуказанные точные (насколько позволяют числа с плавающей запятой двойной точности).

Итак, линейные координаты RGB на основе таблицы функций цветового соответствия (cmf), спектральной плотности излучения (illumination) и отражательной способности (albedo) я вычисляю следующим образом:

Также я применяю линейные координаты RGB, усреднённые по 2-градусному и 10-градусному полю зрения:

Из линейных координат RGB визуальная яркость Y вычисляется по такой формуле (по умолчанию массивы Mathcad нумеруются с нулевого элемента):

Продолжаем разбирать стандарт. Каждая линейная координата RGB преобразуется в нелинейную с помощью нелинейной функции lin2bit, а обратно – bit2lin, которые определены следующим образом:

Графики этих функций выглядят так:

Обратите внимание, 0 преобразуется в 0, 1 в 1. В конце нелинейные координаты RGB преобразуются в 8-битные умножением на 255 с последующим округлением до целых чисел

В конце нелинейные координаты RGB преобразуются в 8-битные умножением на 255 с последующим округлением до целых чисел.

Таким образом, я определил следующие функции для преобразования линейных координат RGB в 8-битные и обратно:

Теперь мы готовы решить задачу из введения. Напоминаю условие.

Пусть задан цвет rgb(120,80,100). 1) Какие значения RGB имеет цвет, который в 2 раза темнее заданного? 2) Какие значения RGB у серого цвета такой же яркости, как у заданного?

Решение:

Ответы: 1) rgb(86,56,71); 2) rgb(92,92,92).

Интересные факты о Солнце

Давайте изучим самые интересные факты о Солнца — единственной звезде Солнечной системы.

Внутри поместится миллион Земель

Если мы заполняем нашу звезду Солнце, то внутри поместится 960000 Земель. Но если их сжать и лишить свободного пространства, то количество увеличится до 1300000. Поверхностная площадь Солнца в 11990 раз больше земной.

Вмещает 99.86% массы системы

По массе превосходит земную в 330000 раз. Примерно ¾ отведено на водород, а остальное – гелий.

Почти идеальная сфера

Разница между экваториальным и полярным диаметрами Солнца составляет всего 10 км. А значит, перед нами одно из наиболее приближенных к сфере небесных тел.

Температура в центре поднимается до 15 млн. °C

В ядре Солнца такая температура возможна благодаря синтезу, где водород трансформируется в гелий. Обычно горячие объекты поддаются расширению, поэтому наша звезда могла бы взорваться, но удерживается мощной гравитацией. При этом температура поверхности Солнца равна «всего» 5780 °C.

Однажды Солнце поглотит Землю

Когда Солнце израсходует весь водородный запас (130 млн. лет), то перейдет к гелию. Это заставит ее увеличиваться в размерах и поглощать первые три планеты. Это этап красного гиганта.

Однажды достигнет земного размера

После красного гиганта оно рухнет и оставит сжатую массу в шарике земного размера. Это стадия белого карлика.

Солнечный луч добирается к нам за 8 минут

Земля отдалена от Солнца на 150 млн. км. Скорость света – 300000 км/с, поэтому лучу требуется 8 минут и 20 секунд

Но важно также понимать, что ушли миллионы лет, прежде чем фотоны света перешли с солнечного ядра на поверхность

Скорость движения Солнца – 220 км/с

Солнце отдалено от галактического центра на 24000-26000 световых лет. Поэтому на орбитальный путь тратит 225-250 млн. лет.

Дистанция Земля-Солнце меняется в течение года

Земля движется по эллиптическому орбитальному пути, поэтому удаленность составляет 147-152 млн. км (астрономическая единица).

Это звезда со средним возрастом

Возраст Солнца – 4.5 млрд. лет, а значит оно уже сожгло примерно половину водородного запаса. Но процесс будет продолжаться еще 5 млрд. лет.

Наблюдается мощное магнитное поле

Солнечные вспышки выделяются в период магнитных бурь. Мы видим это в качестве формирования солнечных пятен, где скручиваются магнитные линии и вращаются словно земные торнадо.

Звезда формирует солнечный ветер

Солнечный ветер представляет собою поток заряженных частичек, проходящих сквозь всю Солнечную систему на ускорении в 450 км/с. Ветер появляется там, где распространяется магнитное поле Солнца.

Наименование Солнца

Само слово произошло от древнеаглийского, обозначающего «юг». Есть также готические и германские корни. До 700 года н.э. воскресенье называли «солнечный день». Свою роль сыграл и перевод. Изначальное греческое «heméra helíou» перешло в латинское «dies solis».

Какого цвета Солнце на самом деле

Так можно совсем запутаться – видим Солнце желтым или зелёным, а в космосе оно выглядит белым. Где правда и какого цвета Солнце на самом деле? Ответ прост – Солнце белое, именно потому что излучает во всём видимом спектре. То, что зеленого чуть больше, особой роли не играет и не заметно в обычных условиях.

Но почему мы видим Солнце желтым? Потому что мы находимся на планете Земля, под слоем атмосферы, и смотрим через неё. Атмосфера рассеивает фиолетовую и синюю часть спектра, поэтому небо голубое, а цвет Солнца выглядит более жёлтым, так как красная часть спектра в атмосфере рассеивается хуже. А к ней близко находится и оранжевая и желтая часть.

На закате Солнце выглядит и вовсе красным, потому что лишь излучение с большей длиной волны может пробиться через толстый слой атмосферы. Ведь, когда Солнце низко над горизонтом, свет от него к нам идет не сверху, где воздушная прослойка тоньше, а под углом, и преодолевает толстый слой воздуха.

Причём воздух этот вовсе не так чист, как кажется – в нём много пыли, водяных паров и прочих включений. Поэтому, чем толще воздушная прослойка, тем сильнее она поглощает и преломляет свет. И Солнце на закате выглядит красным и не очень ярким – иногда на него даже можно спокойно смотреть.

Иногда условия преломления складываются идеально, и Солнце может выглядеть зелёным – испустить тот самый зелёный луч. Длится это недолго и бывает нечасто.

Зеленая часть спектра, хотя доля её в общем излучении Солнца велика, также рассеивается в атмосфере, придавая небу не чисто синий цвет, а с уклоном к зелёному. Мы не видим его зелёным лишь потому, что воспринимаем не отдельные цвета, а всю сине-зелёную часть спектра, где синий и фиолетовый в сумме преобладают. И когда мы смотрим на дневное небо, работают колбочки сетчатки глаза, восприимчивые и к синему, и к зелёному, и к жёлтому цвету. И небо выглядит голубым.

А настоящий цвет Солнца – белый. Именно таким оно и выглядит, если на него смотреть из космоса, где атмосфера не мешает. В пустыне белый цвет Солнца тоже хорошо виден — воздух там сухой, в нём мало водяных паров, поэтому преломление и искажение света происходит не так сильно.

В пустынной местности Солнце белое.

На рисунках и схемах его намеренно изображают жёлтым, так привычно. На фотографиях, сделанных в телескоп через фильтр, оно выглядит жёлтым по той же причине, что и без телескопа – из-за влияния атмосферы. К тому же, часто фотографии делают с применением различных цветных фильтров, чтобы повысить контраст и выделить детали.

Facebook

Как Солнце освещает планеты

Вильянуэва показывает, как это будет выглядеть, когда Земля, Марс, Венера, Уран и Титан – самая большая луна Сатурна, отвернутся от света Солнца и яркость звезды исчезнет вдали. Закаты выглядят по-разному на каждой планете в результате взаимодействия солнечного света с атмосферой планеты. Солнечный свет рассеивается от молекул, находящихся в атмосфере. Этот процесс рассеяния, также известный как рэлеевское рассеяние, оказывается более эффективным на более коротких длинах волн, которые являются синим концом видимого спектра, или частью электромагнитного излучения, которое может быть видно человеческим глазом.

Вот почему солнечный свет, который рассеивается на Землю, является преимущественно голубым, в результате чего дневное небо имеет голубой цвет. Компьютерное моделирование также показывает разницу в цвете неба во время заката на Земле в обычный ясный день, туманный день и пасмурный день. На Уране солнечный свет взаимодействует с водородом, гелием и метаном, содержащимися в его атмосфере, которые поглощают длинноволновую красную часть света. В результате закат на Уране – насыщенная лазурь, которая постепенно переходит в королевский синий цвет с оттенками бирюзы, сообщает NASA в официальном пресс-релизе.

С другой стороны, закат на Марсе превращается из коричневатого в голубоватый оттенок в результате пыли в марсианской атмосфере, которая эффективнее рассеивает синий цвет. На приведенном выше видео показаны различные закаты бок о бок, причем белая точка представляет положение Солнца, когда оно садится на этой планете.

Вильянуэва создал симулятор заката, разрабатывая инструмент для возможной будущей миссии по изучению атмосферы Урана. Инструмент компьютерного моделирования предназначен для того, чтобы помочь ученым интерпретировать измерения света на других мирах, чтобы выявить химический состав их атмосфер. Точно так же в 2014 году исследователи, работающие с данными миссии NASA «Кассини» представили себе, как будет выглядеть закат на Титане, скрытый дымкой и смогом, окружающими луну. Эти данные должны были помочь исследователям изучить экзопланеты с туманным небом и лучше понять состав их атмосферы.

Парадокс Ольберса

Диггс размышлял о небе, покрытом бесконечным количеством звезд. Он был уверен в своей теории, но его сбивало с толку одно: если на небе множество звезд, которые никогда не заканчиваются, то оно должно быть очень ярким в любое время дня и ночи. В любом месте, куда падает человеческий взгляд, должна быть очередная звезда, но все происходит с точностью до наоборот. Этого он не понимал.

После его смерти об этом временно забыли. В XIX веке, при жизни астронома Вильгельма Ольберса, об этой загадке опять вспомнили. Его настолько взволновала эта проблема, что вопрос о том, почему в космосе темно, если светят звезды, назвали парадоксом Ольберса. Он нашел несколько возможных ответов на этот вопрос, но в конце концов остановился на той версии, которая говорила о пыли в космическом пространстве, которая плотным облаком закрывает свет большинства звезд, поэтому они не видны с поверхности Земли.

После смерти астронома ученые узнали, что от поверхности звезд отходят мощные излучения энергии, которые могут нагреть температуру окружающей пыли до такой степени, что она начнет светиться. То есть облака не могут стать помехой для звездного света. Парадокс Ольберса получил вторую жизнь.

Исследователи космических пространств пытались его изучить, предлагая другие варианты ответа на животрепещущий вопрос. Наиболее популярной была версия о зависимости звездного света от расположения его носителя: чем дальше звезда, тем слабее излучение от нее. Этот вариант не получил продолжения, так как звезд бесконечное множество, от них должно быть достаточно света.

Но каждую ночь небо темнеет. Другое поколение астрономов доказало, что Диггс и Ольберс ошибались в своих предположениях. Эдвард Гаррисон, известный исследователь космических явлений, стал создателем книги «Ночная тьма: загадка Вселенной». Он заложил в нее другую теорию, которой придерживаются по сегодняшний день. Если верить ей, то звезд не хватает для постоянного освещения ночного неба. На самом деле их ограниченное количество, они имеют свойство кончаться, как и наша Вселенная.