keskmist noorust või lähenevat vanadust, kuid erkvalge osutab jõulisele ja pikaajalisele täiskasvanuelule.
41:3.8 (459.2) Kuigi kõik noorukieas päikesed ei läbi pulsatsiooni etappi — vähemasti mitte nähtavat —, võib kosmost vaadeldes näha paljusid niisuguseid nooremaid tähti, mille hiiglaslikud hingamistsüklid vältavad kaks kuni seitse päeva. Teie oma Päike kannab veel kaasas oma noorusaegade võimsate ülesvoogamiste vähenevat pärandit, kuid see periood on pikenenud endistelt kolme ja poole päevastelt pulseerimistelt praeguste üheteistkümne ja poole aastaste päikeseplekkide tsükliteni.
41:3.9 (459.3) Tähtede muutlikkusel on palju põhjusi. Mõnede kaksiktähtede puhul põhjustavad valguse kiiret perioodilist muutumist loodenähtused, mis on tingitud kiiresti muutuvast vahekaugusest, kui need kaks taevakeha oma orbiitidel liiguvad. Need gravitatsioonilised muutused kutsuvad esile korrapäraseid ja korduvaid sähvatusi, meteooride kinnipüüdmisest pinnale ladestuv energiaaine seevastu tekitaks suhteliselt järsu valgussähvatuse, mis taanduks kiiresti selle päikese tavaliseks ereduseks. Mõnikord püüab täht kinni nõrgenenud gravitatsioonijoonele sattunud meteooridevoo ja siis põhjustavad kokkupõrked vahel tähtedel sähvatusi, kuid enamasti tulenevad need nähtused siiski ainult sisemistest fluktuatsioonidest.
41:3.10 (459.4) Ühes muutlike tähtede rühmas sõltub valguse fluktueerimisperiood otseselt heledusest ja selle asjaolu teadmine võimaldab astronoomidel kasutada neid päikesi universumimajakatena või täpsete mõõtmispunktidena kaugete täheparvede edasiseks uurimiseks. See meetod võimaldab väga täpselt mõõta tähtede vahemaid isegi üle miljoni valgusaasta kaugusel. Paremad mõõtmismeetodid ja täiustuv teleskoobitehnika teeb kunagi Orvontoni superuniversumi kümme suurt alajaotust täielikumalt nähtavaks, vähemalt kaheksat neist tohututest sektoritest tunnete te siis ära hiiglaslike ja küllaltki sümmeetriliste täheparvedena.
4. Päikese tihedus
41:4.1 (459.5) Teie Päikese mass on veidi suurem, kui teie füüsikud arvavad, nende arvutuste järgi on see ligikaudu kaks oktiljonit (1,8 x 1027) tonni. See jääb praegu kõige tihedamate ja kõige hõredamate tähtede massi vahepeale, Päikese aine tihedus on poolteist korda suurem kui vee tihedus. Kuid teie Päike ei ole vedel ega tahke, see on gaasiline. Nii see on, kuigi on raske seletada, kuidas gaasiline aine võib olla nii suure või veelgi suurema tihedusega.
41:4.2 (459.6) Gaasiline, vedel ja tahke olek tulenevad aatomite-molekulide vahekorrast, kuid tihedus sõltub ruumi ja massi suhtest. Tihedus on võrdeline ruumis sisalduva massiga ja pöördvõrdeline massis oleva vaba ruumiga, see tähendab aine tuumade ja nende ümber tiirlevate osakeste vahelise ruumiga ning samuti nende aineosakeste sisemise ruumiga.
41:4.3 (459.7) Jahtuvad tähed võivad füüsiliselt olla gaasilised ja samal ajal ülimalt tihedad. Te ei tunne päikese üligaase, kuid need ja teised ebatavalised ainevormid näitavad, kuidas isegi mittetahked päikesed võivad saavutada rauaga võrdse tiheduse — umbes nagu Urantial — ning jääda siiski ülimalt kuuma gaasilisse olekusse, jätkates oma eksistentsi päikestena. Neil tihedatel üligaasidel on erakordselt väikesed aatomid, need sisaldavad vähe elektrone. Niisugused päikesed on oma vabad ultimaatonlikud energiavarud suures osas kaotanud.
41:4.4 (460.1) Üks teile lähedane päike, mis alustas oma elu umbes samasuguse massiga nagu teie omagi, on nüüd kokku tõmbunud peaaegu Urantia-suuruseks ja muutunud nelikümmend tuhat korda teie Päikesest tihedamaks. Selle kuuma-külma gaasilis-tahke päikese 1 kuupsentimeeter kaalub ligikaudu 55 kilogrammi. Ning see päike särab endiselt nõrga punaka hõõgusega, sureva valgusmonarhi seniilse kumaga.
41:4.5 (460.2) Enamik päikesi siiski ei ole nii tihedad. Üks teie lähemaid naabreid on täpselt samasuguse tihedusega, kui on teie atmosfäär merepinnal. Kui te oleksite selle päikese sisemuses, ei suudaks te eristada mitte midagi. Ja kui temperatuur võimaldaks, võiksite te läbi minna enamikust päikestest, mis öötaevas siravad, ning te näeksite niisama palju ainet, kui tajute seda oma maiste eluruumide õhus.
41:4.6 (460.3) Massiivsel päikesel Veluntial, ühel suurimal Orvontonis, on tihedus vaid üks tuhandik Urantia atmosfääri tihedusest. Kui sellel oleks teie atmosfääriga sarnane koostis ning see ei oleks ülikuum, valitseks seal niisugune vaakum, et inimolendid lämbuksid selle sees või pinnal väga kiiresti.
41:4.7 (460.4) Veel ühel Orvontoni hiiglasel on pinnatemperatuur praegu veidi alla kolme tuhande kraadi. Selle diameeter on üle neljasaja kaheksakümne miljoni kilomeetri — see mahutaks nii teie Päikese kui ka maakera praeguse orbiidi. Ja vaatamata oma tohutule suurusele — nelikümmend miljonit korda suurem teie Päikese mõõtmetest — on selle mass vaid ligikaudu kolmkümmend korda sellest suurem. Neil hiiglaslikel päikestel on nii ulatuslikud kroonid, et need ulatuvad peaaegu ühest päikesest teiseni.
5. Päikese kiirgus
41:5.1 (460.5) Seda, et kosmosepäikesed ei ole väga tihedad, tõendab ka neist pidevate vooludena eralduv valgusenergia. Ülisuure tiheduse läbipaistmatus hoiaks valgust kinni, kuni valgusenergia rõhk jõuab plahvatuspunktini. Päikese sees tekkiv tohutu valguse- või gaasirõhk paiskab välja sellise energiavoo, mis tungib läbi kosmose miljonite ja miljonite kilomeetrite kaugusele, et varustada energia, valguse ning soojusega kaugeid planeete. Viis meetrit Urantia tihedusega pinnast tõkestaks tõhusalt kogu röntgenikiirguse ja valgusenergia väljapääsu päikesest, kuni aatomite lõhustumise tagajärjel toimuv energia kogunemine põhjustaks siserõhu tõusu, nii et see ületaks lõpuks gravitatsiooni tohutu väljapoole suunduva plahvatusega.
41:5.2 (460.6) Valgus, mis kõrgetel temperatuuridel on läbipaistmatute seinte vahele surutud, on tõukavate gaaside mõjul väga plahvatusohtlik. Valgus on reaalne. Kui lähtuda sellest, mil viisil te arvutate energia ja võimsuse väärtust oma maailmas, oleks päikesevalgus väärtusega kaks miljonit dollarit kilogrammi eest ikkagi odav energia.
41:5.3 (460.7) Teie Päikese sisemus on hiiglaslik röntgenikiirguse generaator. Päikesi hoiab seestpoolt koos nende võimsate kiirguste lakkamatu voog.
41:5.4 (460.8) Röntgenikiirtega kiirendatud elektronil kulub üle poole miljoni aasta, et jõuda keskmise päikese keskpunktist tema pinnale, kust see suundub kosmose-seiklusele; võib-olla hakkab ta soojendama asustatud planeeti või jääb mõne meteoori haardesse, osaleb aatomi sünnis, tõmbub tugeva laenguga tumedasse kosmosesaarde või lõpetab oma kosmoselennu samasuguse päikese pinnal nagu see, millelt ta väljus.
41:5.5 (461.1) Päikese sisemusest lähtuvad röntgenikiired laevad väga kuumi ja ergastatud elektrone energiaga, millest piisab nende kandumiseks läbi kosmose, mööda segava aine hulgalistest pidurdavatest mõjudest ja kõrvalekallutavatest gravitatsioonitõmmetest edasi kaugete süsteemide sfäärideni. Päikese gravitatsioonihaardest pääsemiseks vajalikust suurest energiakiirusest piisab, et kindlustada päikesekiire edasilevimine muutumatu kiirusega, kuni ta kohtab suuremaid ainemasse; siis muundub see teiste energiate vabanedes kiiresti soojuseks.
41:5.6 (461.2) Energia, kas siis valgusena või muus vormis, liigub läbi kosmose otse edasi. Ainelise eksistentsi tegelikud osakesed läbivad ruumi nagu kuulirahe. Nad liiguvad sirge ja katkematu joone või voona, kui neid ei mõjuta tugevamad jõud ning kui nad ei allu aine massi lineaarsele gravitatsioonitõmbele ega Paradiisisaare ringja gravitatsiooni kohalolekule.
41:5.7 (461.3) Näib, et päikeseenergiat pannakse liikuma lainetena, kuid see tuleneb mitmesugustest samaaegsetest mõjudest. Ükski korrastatud energia vorm ei kulge laineliselt, vaid sirgjoont mööda. Jõuenergia teise või kolmanda vormi kohalolek võib põhjustada vaadeldava voo näilist liikumist laineliselt, nii nagu tugeva tuulega kaasneva pimestava rajuvihma ajal langeb vesi mõnikord alla ojade või lainetena. Vihmapiisad
