Астрономия в XIX веке
XIX век — время бурного развития астрофизики. Эта область астрономии занимается принципами устройства и эволюции небесных тел, а также физикой процессов, происходящих в космическом пространстве.
Стержнем астрофизики является спектральный анализ. В 1802 г. английский физик Уильям Хайд Волластон (1766– 1828) построил первый спектроскоп, в котором впереди стеклянной призмы параллельно ее ребру располагалась узкая щель. С его помощью он определил, что солнечный спектр пересекают узкие темные линии, которые в 1814 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер (1787–1826) объяснил поглощением лучей света газами атмосферы Солнца.
С помощью спектроскопа на Солнце были обнаружены различные химические элементы: в 1859 г. — натрий, железо, магний, кальций, хром и другие металлы (Густав Кирхгоф (1824–1887) и Роберт Бунзен (1811–1899)), в 1862 г. — водород (Андрес Ангстрем (1814–1874)), в 1868 г. — гелий; Пьер Жансен (1824–1907)), который на Земле был впервые найден только в 1895 г. Успехи спектроскопии Солнца стимулировали ученых применять спектральный анализ к изучению звезд.
Первая классификация звездных спектров была проведена в 1863–1868 гг. итальянским астрофизиком Анджело Секки (1818–1878), она применялась до введения в начале XX в. Гарвардской классификации. Соотечественник Секки Джованни Донати (1826–1873) изучал спектры Солнца, звезд, солнечных хромосферы и короны, а также полярных сияний, первым получил спектр открытой им в 1858 г. яркой кометы и отождествил наблюдаемые в нем полосы и линии.
Уильям Хеггинс (1824–1910) установил сходство спектров многих звезд со спектром Солнца, впервые получил и исследовал спектры газовых туманностей, состоящие из отдельных линий излучения впервые, изучил спектр новой звезды, а именно Северной Короны, вспыхнувшей в 1866 г., и обнаружил существование вокруг звезды расширяющейся газовой оболочки.
В 1842 г. австрийский физик Кристиан Доплер (1803–1853) теоретически доказал, а французский физик Арман Физо (1819–1896) в 1848 г. проверил для лучей света в лаборатории, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, зависит от скорости приближения или удаления их источника. Физо предложил использовать этот эффект для определения скоростей звезд по лучу зрения, так называемых лучевых скоростей, по смещению спектральных линий к фиолетовому концу спектра (в случае приближения источника) или к красному (в случае его удаления). В 1868 г. Хеггинс таким способом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он приближается к Земле со скоростью примерно 8 км/с.
С помощью принципа Доплера–Физо директор Гарвардской обсерватории (США) Эдуард Чарлз Пикеринг (1846–1919) в 1889 г. по раздвоению и смещению линий в спектре звезды Мицар понял, что это, скорее всего, тесная двойная система: ее звезды настолько близки друг к другу, что их нельзя различить ни в один телескоп, но спектральный анализ позволяет это сделать. Поскольку скорости обеих звезд пары направлены в разные стороны, то их, а также период обращения звезд в системе, можно определить, используя принцип Доплера–Физо. В 1900 г. пулковский астроном Аристарх Аполлонович Белопольский (1854–1934) использовал этот принцип для определения скоростей и периодов вращения планет.
Кроме того, он доказал, что участки колец Сатур на обращаются вокруг планеты по законам Кеплера, а значит, состоят из множества отдельных, не связанных между собой мелких частиц. Одновременно с Белопольским такой же результат получили американский астроном Джеймс Эдуард Килер (1857–1900) и французский астроном Анри Деландр (1853–1948). В 1890 г. Гарвардская астрономическая обсерватория выпустила большой каталог звездных спектров, содержавший 10 350 звезд до 8-й звездной величины и до 25° южного склонения.
После введения в 1857 г. английским астрономом Норманом Робертом Погсоном (1829–1891) употребляемой и поныне шкалы звездных величин, в которой разности в одну звездную величину соответствует отношение блеска, составляющее 2,512 раза, начались точные определения блеска звезд. Для этого применялись специальные приборы — фотометры. Благодаря этим методам стали возможными точные наблюдения изменений блеска переменных звезд.
Применение фотографии в астрономии
В 1839 г. французский изобретатель Луи Жак Манде Дагер (1787–1851) придумал способ получения скрытого изображения на металлической пластинке из йодистого серебра, которое он проявлял затем парами ртути. Появились первые портреты людей (дагеротипы). Уже в 1840 г. были получены первые дагеротипы Солнца и Луны, затем звезд, солнечной короны, спектра Солнца. В 1850 г. Уильям и Джордж Бонды, отец и сын, впервые сделали фотографию звезды (Веги). В 1872 г. Генри Дрэпер получил ее первую спектрограмму, на которой были видны линии поглощения.
В 1851 г. англичанин Ф. Скотт-Арчер придумал значительно более перспективный способ, мокрый коллоидный, когда пластинки незадолго до употребления заливались слоем коллоида, содержащим светочувствительный материал — йодистое серебро. Время экспозиции сократилось более чем в 100 раз, изображения содержали многочисленные детали. В 1891 г. с помощью фотографии была открыта первая малая планета — 323 Бруция. Постепенно совершенствовалась техника фотографирования, улучшались фотоматериалы. Для фотографирования стали доступны желтая, красная и инфракрасная области спектра.