вже не є такий помітний, білі ж зорі ледви на нього лише натякають. Рессель відразу дав космогоничне пояснення цьому фактові, базуючись на поглядах Ріттера та Локіера.
Зоря має певну температуру, правдивіш середню температуру на протязі свого життя двічи — в молодости, коли вона нагрівається і в другому періоді, коли вона повільно, але неухильно наближається до теплової смерти. В цих 2-х випадках зоря, маючи однакову температуру, має також однакові зверхні яскравости, але розміри її ріжні. У перший раз — молодою — вона страшенно обрідна, її щильність є незначна, а діаметр дуже великий;, у другий раз вона вже досить збіглась, щільность її є багато більша, а діаметр менший. В перше це «велетень», що має велику абсолютно яскравість, у друге — це «карлик». За молодости всі зорі «велетні»; старістю всі вони «карлики». Чим нижче температура стадії, що її спостерігаємо, тим виразніш повинен бути поділ їх на дві групи, як це й має місце.
Таким чином, ріжниця двох груп зовсім не є наслідком ріжниці що до маси, а тільки що до щільностей. Рессель робить розрахунки цих щільностей, базуючись на дуже правдоподібних припущеннях. Виявляється, що щільність червоних «велетнів» в 2.500 разів менша, ніж середня щільність сонця (остання в 1,4 раза більша від щільности води при нормальних умовах), щільність жовтих «велетнів» вже більша, вона тільки в 400 разів переважає щільність сонця. Сонце, таким чином, є типовим «карликом», як то можна було припускати й раніш. Ці гипотетичні розрахунки що до щільностей було стверджено працями других дослідників — Шаплі, Едінгтона та инших.
Маючи остільки незначні щільности, «велетні» повинні мати розміри, що в багато разів переважують розміри нашого сонця. Визначення через одні тільки спостереження діаметрів їх, без ніяких гипотез, таким чином рішуче розвязало б це запитання. Коли б зорі мали видимі диски (помітні кутові діаметри), то простий вимір останніх, в звязку зі знанням віддалення до зорі, дозволив би нам знайти її розміри в звиклих для нас одиницях довжини, напр., у кілометрах. Одначе, цього немає, через величезні від нас віддаленням зорі здаються нам крапками без помітних видимих діаметрів. Це, звичайно, не визначає, що завдання не надається до розвязаня — справа лише в методі. Треба винайти такий об'єктивний, незалежний від властивостей ока спосіб, який дав би нам змогу робити виміри видимих нам діаметрів зір, невважаючи на їх, як здається, цілком незначну величінь. Цю проблему після багатьох невдач розвязав американський фізик Майкельсон, той самий, славнозвісний експеримент якого з верцадлами дав життя сучасній теорії відносности. Користуючись одним явищем, так званою інформацією світла, за допомогою самого могутнього в світі астрономичного верцадла обсерваторії Моунт Вільсон в Каліфорнії, Майкельсон в 1920 р. уперше зміряв видимі діаметри декількох
