XIX. Кино 28 страница

Звёзды, как бы прикреплённые к небесному своду и вместе с ним совершающиесуточное вращение, практически не меняя взаимного расположения, были названы неподвижными. В их неправильных труппах пытались найти сходство с животными, мифологич. персонажами, предметами домашнего обихода. Так появилось деление звёздного неба на

созвездия, различные у разных народов. Но, кроме таких неподвижных звёзд, уже в незапамятные времена стали известны 7 подвижных светил: Солнце, Луна и 5 планет, к-рым были присвоены имена римских божеств.-Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. В честь Солнца, Луны и 5 планет были установлены 7 дней недели, названия к-рых в ряде языков до сих пор отражают это. Проследить движение по звёздному пути Луны и планет было нетрудно, т. к. они видны ночью на фоне окружающих звёзд. Установить такое движение Солнца помогли наблюдения ярких звёзд, к-рые появлялись перед восходом Солнца на фоне утренней зари (т. н. гелиакические восходы). Эти наблюдения в сочетании с измерением полуденной высоты Солнца над горизонтом с помощью простейших приспособлений позволили довольно точно•определить путь Солнца среди звёзд и проследить его движение, совершающееся с годичным периодом по наклонному к экватору большому кругу небесной сферы, названному эклиптикой. Расположенные вдоль него созвездия получили название зодиакальных (от греч. zoon - животное), т. к. многие из них имеют имена живых существ (Овен, Телец, Рак, Лев и др.). В Др. Китае звёздное небо было подробно изучено и разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Составленный там список 807 звёзд на неск. столетий опередил звёздный каталог греч. учёного Гиппарха. Но убольшинства народов было 12 зодиакальных созвездий, и Солнце в течение года проходило каждое созвездие примерно в течение месяца. Луна и планеты также движутся по зодиакальным созвездиям (хотя и могут отходить от эклиптики на несколько угловых градусов в обе стороны).

В то время как движение Солнца и Луны всегда происходит в одном направлении - с запада на восток (прямое движение), движение планет гораздо сложнее и временами совершается в обратном направлении (попятное движение). Причудливое движение планет, не укладывавшееся в простую схему и не подчинявшееся элементарным правилам, казалось, говорило о существовании у них личной воли и способствовало их обожествлению древними. Это, а также такие " устрашающие" явления, как лунные и особенно солнечные затмения, появление ярких комет, вспышки новых звёзд, породили лженауку - астрологию, в к-рой расположения планет в созвездиях и упомянутые явления связывались с происшествиями на Земле и служили для предсказания судьбы народов или отдельных личностей. Не имея ни малейшей науч. основы, астрология, используя суеверия и невежество людей, тем не менее получила распространение и надолго удержалась у многих народов. Так, многие правители, военачальники и знатные люди держали специальных астрологов, с к-рыми советовались при принятии важных решений. Для того чтобы по правилам астрологии составлять гороскопы, по к-рым производилось мнимое предсказание будущего, нужно было знать расположение зодиака относительно горизонта в данный момент, а также положения планет, что повело к усилению астрономич. наблюдений, уточнению периодов движения светил и созданию первых, хотя и очень несовершенных теорий движения планет. Т. о., астрология, несмотря на всю свою абсурдность, способствовала на определённом этапе развитию науки А.

Геоцентрическая система мира. Дляусовершенствования теорий движений планет потребовалось основательное знание геометрии, разработанной в Греции (не раньше 4 в. до н. э.). В это время Евдокс Книдский, предшественник Аристотеля, создал теорию гомоцентрических сфер (дошедшую до нас лишь в пересказе Аристотеля), согласно к-рой планета прикреплена к поверхности полой сферы, равномерно вращающейся внутри другой сферы, тоже вращающейся вокруг оси, не совпадающей с осью вращения первой сферы. В центре этих сфер находится Земля. Для представления сложного движения нек-рых планет потребовалось несколько таких концентрич. сфер, общее число к-рых доведено учеником Евдокса Калиппом до 55. Позже, в 3 в. до н. э., греч. геометр Аполлоний Пергский упростил эту теорию, заменив вращающиеся сферы кругами, и этим положил основу теории эпициклов, получившую своё завершение в сочинении др.-греч. астронома Птолемея (2 в. н. э.), известном под назв. " Альмагест". Принималось, что все небесные светила движутся по окружностям и притом равномерно. Неравномерные движения планет, изменения направления их движения объясняли, предполагая, что они одновременно участвуют в неск. круговых равномерных движениях, происходящих в разных плоскостях и с разными скоростями. Земля, о шарообразности к-рой учила уже Пифагорейская школа в 6 в. до н. э., считалась покоящейся в центре Вселенной, что соответствовало непосредственному впечатлению, создаваемому видом звёздного неба; окружность земного шара измерил в 3 в. до н. э. Эратосфен в Александрии.

Для практич. применения теория эпициклов нуждалась в значениях величин, определяющих периоды обращения планет, взаимные наклоны их орбит, длины дуг попятных движений и т. п., к-рые можно было получить только из наблюдений, измеряя соответствующие промежутки времени и углы. Для этого были созданы различные приспособления и инструменты, сначала простейшие, такие как гномон, а затем и более сложные - трикветрумы и армиллярные сферы. Последние позволяли определять эклиптич. координаты " неподвижных" звёзд. Их списки (каталоги) были составлены в древности Ши Шэнем (Китай, 4 в. до н. э.), Тимохарисом (Греция, 3 в. до н. э.) и Гиппархом на полтораста лет позже (Греция, 2 в. до и. э.). Каталог Гиппарха содержит 1022 звезды с указанием их эклиптич. широты и долготы и оценкой блеска в условной шкале звёздных величин, применяемой и поныне. При сравнении своего каталога с каталогом Тимохариса он обнаружил увеличение долгот всех звёзд и объяснил его движением точки весеннего равноденствия, от которой долготы отсчитываются. Так было открыто явление пре-цессии.

Астрономия всредние века." Альмагест" Птолемея, в котором были подытожены астрономические знания того времени, оставался в течение многих веков фундаментом геоцентрич. системы мира. Возникновение христианства с его догматизмом, нашествия варваров привели к упадку естествознания и, в частности, А. в средние века. В течение целого тысячелетия в Европе было мало прибавлено, но много позабыто из того, что было известно о строении Вселенной благодаря трудам учёных античного мира. Священное писание явилось каноном, из которого черпались ответы на все вопросы, в том числе и из области А.

Лишь арабы и соприкасавшиеся с ними народы сделали попытку если не реформировать А., то по крайней мере уточнить новыми наблюдениями старые теории. Багдадский халиф аль-Мамун распорядился в 827 перевести сочинение Птолемея с греческого на араб. язык. Арабский учёный аль-Баттани в конце 9 -нач. 10 вв. произвёл многочисл. наблюдения, уточнив значения годичной прецессии, наклона эклиптики к экватору, эксцентриситета и долготы перигея орбиты Солнца. В том же 10 в. арабский астроном Абу-ль-Вефа открыл одно из неравенств (неправильностей) в движении Луны. Большие заслуги в развитии А. принадлежат Абу Рейхану Вируни (Хорезм, кон. 10-11 вв.), автору разнообразных астрономических исследований. А. процветала у арабских народов и в Ср. Азии вплоть до 15 в. Многие крупнейшие учёные наряду с другими науками занимались уточнением астрономич. постоянных геоцентрич. теории. Особенно известны астрономич. таблицы, составленные в 1252 еврейскими и мавританскими учёными по распоряжению Кастильского правителя Альфонса X и поэтому называвшиеся альфонсовыми. Наблюдательная А. получила развитие в Азербайджане, где Насирэддин Туси соорудил большую обсерваторию в Мараге. По размерам, количеству и качеству инструментов

выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420 - 37был составлен новый большой каталог звёзд. Арабы сохранили от забвения классич. А.греков, обновили планетные таблицы, развили теорию, но, следуя Птолемею, не внесли в А.коренных реформ. В эту эпоху астрономич. наблюдения производились также в Китае и Индии.

В 12 - 13 вв. некоторое оживление естествознания стало замечаться также ив Европе. Постепенно, не без влияния арабов, наиболее просвещённые люди знакомились с наукой и философией древних греков, сочинения к-рых переводили (часто с арабского) на лат. язык. Учение Аристотеля было признано согласным с церковной догмой: геоцентрич. система мира не противоречила священному писанию. В Италии, а затем и вдр. странах Зап. Европы учреждались университеты, к-рые, хотя и находились под сильным влиянием церковной схоластики, всё же содействовали развитию естествознания.

Гелиоцентрическая система мира. В связи с развивающимися мореплаванием и географическими исследованиями, требовавшими уточнения знаний положений звёзд и планет, неск. выдающихся астрономов, гл. обр. в Германии, возобновили наблюдения для усовершенствования планетных таблиц. В передовых университетах преподавалась геометрия, необходимая для усвоения теории эпициклов, и изучался " Альмагест", несколько переводов к-рого на лат. язык было напечатано в Венеции (1496, 1515 и 1528) вв Базеле (1538). Всё это благоприятствовало тому, что польский астроном Н. Коперник, познакомившийся в Краковском университете и затем в Италии со всеми подробностями теории эпициклов, по возвращении в Польшу произвёл полный переворот в А., вскрыв истинное строение планетной системы с Солнцем вцентре и движущимися вокруг него планетами, в т. ч. и Землёй вместе с еёспутником Луной. Уже древнегреческий астроном Аристарх Самосский в 3 в. до н. э. высказывал мысль, что Земля движется вокруг Солнца, а Гераклит ещё раньше предполагал, что Земля вращается вокруг оси. Но только Коперник во всех деталях разработал иобосновал гелиоцентрич. систему мира ипоследовательно изложил её в сочинении " Об обращениях небесных сфер", напечатанном в Нюрнберге в 1543. Этот труд дал ключ к познанию Вселенной в её действительном строении, а не в виде математич. абстракции, описывающей лишь видимую сторону явлений. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижной Земле как центре Вселенной, разделяемое церковью, долго не уступало места новому учению, к-рое не могли понять даже многие выдающиеся люди того времени. Считалось, что система Коперника лишь гипотеза, предназначенная для вычисления планетных движений, чему способствовало предисловие издателя книги Коперника, напечатанное без ведома автора. Даже крупнейший наблюдатель датский астроном Тихо Браге (16 в.) отказывался принять и даже понять гелиоцентрич. систему. Окончательно утвердил теорию Коперника, получив непреложные доказательства её истинности, итальянский физик, механик и астроном Г. Галилей (2-я пол. 16- 1-я пол. 17 вв.). Другой пламенный проповедник множественности обитаемых миров -Дж. Бруно (16 в.) за это, с точки зрения церкви, еретич. учение после семилетнего заключения был сожжён в Риме на костре. Астрономич. открытия Галилея были сделаны с помощью телескопа, незадолго перед тем изобретённого в Голландии. Галилей, узнав об этом изобретении, летом 1609 в Венеции сделал собственную зрительную трубу и уже в начале следующего года оповестил весь мир о своих удивительных открытиях. На Луне он увидел горы, обнаружил диски у планет, Млечный Путь оказался состоящим из бесчисленных звёзд, невидимых невооружённым глазом, в скоплении Плеяд он насчитал св. 40 звёзд. Затем он открыл 4 спутника Юпитера, к-рые, обращаясь вокруг центральной планеты, представляли уменьшенную копию планетной системы. Обнаруженная им смена фаз Венеры свидетельствовала о том, что эта планета обращается вокруг Солнца, а не Земли. На самом Солнце Галилей увидел пятна, разделив честь этого открытия с нем. астрономами К. Шейнером и И. Фабрициусом. И только тогда, когда гелиоцентрич. система мира получила столь блестящие подтверждения, католич. церковь приняла меры к её запрету, считая, что она подрывает авторитет Священного писания. Перед судом инквизиции Галилей был вынужден отречься от учения Коперника (1633). Само же сочинение Коперника было внесено в список (индекс) запрещённых книг (этот запрет официально был снят лишь 200 лет спустя).

Развитие небесной механики. Совре-менник Галилея И. Кеплер, будучи в Праге ассистентом Тихо Браге, после смерти последнего получил непревзойдённые по точности результаты наблюдений планет, проводившихся в течение более чем 20 лет. Особое внимание Кеплера привлёк Марс, в движении к-рого он обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длит. вычислений ему удалось найти 3 закона движения планет, сыгравших важную роль в развитии небесной механики (т. н. Кеплера законы). 1-й закон, гласящий, что планеты движутся по эллипсам, в фокусе к-рых находится Солнце, разрушил тысячелетнее представление о том, что орбиты планет обязательно должны быть окружностями. 2-й закон определил переменную скорость движения планеты по орбите. 3-й закон установил математич. связь между размерами эллиптич. орбит и периодами обращения планет вокруг Солнца. Таблицы движения планет, составленные Кеплером на основании этих законов, намного превзошли по точности все прежние и оставались в употреблении в течение всего 17 в.

Дальнейший прогресс А. тесно связан с развитием математики и аналитич. механики, с одной стороны, и с успехами оптики и астрономич. приборостроения - с другой. Фундаментом небесной механики явился закон всемирного тяготения, открытый И. Ньютоном в 1685 (Ньютона закон тяготения). Следствием этого закона оказались и законы Кеплера, но лишь для того частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения одного лишь центрального тела - Солнца. Выяснилось, что в реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, чем описываемое законами Кеплера, и если они всё же соблюдаются с хорошим приближением, то это результат сильного преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных планет. Гра-витац. сила, выражающаяся простой формулой в случае притяжения между двумя материальными точками, приводит к очень сложным математич. построениям в случае неск. точек или притяжения между телами, состоящими из многих материальных точек. Именно такими являются все тела Солнечной системы, да и все космич. тела вообще. Лишь благодаря трудам многих математиков, пре-жде всего Ньютона, затем Ж. Лагранжа, Л. Эйлера, П. Лапласа, К. Гаусса и ряда др., сложнейшая задача о движении, фигурах и вращении планет с их спутниками была решена с высокой точностью. Блестяще подтвердившееся предсказание англ. астрономом Э. Галлеем следующего появления кометы, носящей теперь его имя, и вычисление франц. учёным А. Клеро момента прохождения кометы через перигелий в 1759, открытие в 1846 Нептуна по вычислениям франц. астро-нома У. Леверье, обнаружение на основе вычислений невидимых спутников у нек-рых звёзд (у Сириуса и Проциона нем. астрономом Ф. Бесселем в 1844), впоследствии увиденных в большие телескопы, явились блестящими подтверждениями того, что движение небесных тел происходит в основном под действием гравитац. сил. Наиболее сложным является движение Луны вокруг Земли, но и его удалось представить с почти исчерпывающей точностью. Остававшиеся в движении Луны небольшие отклонения от теории, к-рые раньше приписывались какому-то негравитационному влиянию, в 20 в. объяснились ошибками в измерениях времени вследствие неравномерности вращения Земли. Т. о., небесная механика, пользуясь данными, доставляемыми астрометрией, оказалась в состоянии объяснить и предвычислить с очень высокой точностью почти все движения, наблюдаемые как в Солнечной системе, так и в Галактике, и подготовить почву для труднейших экспериментов - запусков искусств. спутников Земли и космич. зондов.

Телескопические наблюдения. Усовершенствование телескопа шло сначала довольно медленно. По сравнению с трубой Галилея некоторым улучшением было предложение Кеплера заменить рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и позволило применять более сильные увеличения. Этот простой окуляр был затем усовершенствован X. Гюйгенсом и применяется поныне. Однако вследствие хроматической и отчасти сферич. аберрации изображения продолжали оставаться расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло для уменьшения их влияния увеличивать фокусные расстояния объективов (до 45 м), сохраняя сравнительно малые их диаметры, т. к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптич. стекла. Но ис такими несовершенными инструментами был сделан ряд важных открытий. Так, Гюйгенс в 1655 разглядел кольца Сатурна (Галилею диск Сатурна казался удлинённым или " тройным"). Гюйгенс открыл наиболее яркий спутник Сатурна, Дж. Кассини обнаружил ещё 4 других, более слабых спутника. Он же в 1675 заметил, что кольцо состоит из двух концентрич.частей, разделённых тёмной полоской -" щелью Кассини". В 1675 О. Рёмер по наблюдениям затмений спутников Юпитера открыл конечность скорости света и измерил её.

Дальнейшее усовершенствование оптич. инструментов пошло по другому пути. Ошибочно считая, что дисперсия света пропорциональна преломлению, Ньютон пришёл к заключению, что невозможно сделать объектив ахроматическим. Это явилось толчком к созданию рефлекторов, в которых изображение строится вогнутым зеркалом, принципиально лишённым хроматизма. Постепенное совершенствование искусства шлифовки зеркал, сделанных из сплава олова с медью, позволило делать рефлекторы всё больших размеров, допускающих очень сильные увеличения. Так, в 1789 В. Гершель (Англия) довёл диаметр зеркала до 122 см. Однако начиная с сер. 18 в. рефракторы также получили существенное усовершенствование. В это время были созданы стёкла с большой дисперсией (флинтглас), и объективы стали делать двойными, сочетая 2 сорта стекла. Наряду со значит. уменьшением хроматизма такие объективы были свободны и от сферич. аберрации, что позволило во много раз сократить длину трубы, повысить проницающую силу инструментов и получать чёткое изображение без радужных каёмок.

При помощи новых инструментов искусные наблюдатели сделали много открытий, причём относящихся не только к телам Солнечной системы (таких, как открытие М. В. Ломоносовым в 1761 атмосферы у Венеры и исследование комет), но и к миру слабых и далёких звёзд. Так, были обнаружены многочисл. звёздные скопления и туманности (считавшиеся в то время также скоплениями, в к-рых из-за их удалённости не видны отдельные звёзды). Первые каталоги таких объектов были составлены во Франции Ш. Мессье (в 1771 и 1781); введённые им обозначения употребляют и поныне. В результате обширных систе-матич. наблюдений В. Гершель обосновал ограниченность звёздной системы в пространстве и укрепил т. о. предположения И. Ламберта (1761) о существовании многих звёздных систем, из к-рых та, где находится Солнце, ограничивается Млечным Путём. Лишь в 20 в. эта теория " островной Вселенной" получила подтверждение и дальнейшую разработку.

Роль телескопа в А. далеко не исчерпывается такими открытиями. Может быть ещё важнее применение телескопа к точным угловым измерениям. У. Гаскойн в Англии (1640) поместил в фокусе телескопа нити, к-рые видны на фоне наблюдаемого объекта, и этим повысил точность визирования во много десятков раз. Им же был изобретён первый окулярный микрометр для измерений малых угловых расстояний между деталями изображения, одновременно видимыми в поле зрения телескопа. Ж. Пикар во Франции (1667) снабдил телескоп разделёнными кругами, по к-рым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги; это определило и соответствующую точность измерений сферич. координат звёзд, без чего не был бы возможен дальнейший прогресс в области астрометрии и звёздной А. Применив такой инструмент в работах по триангуляции во Франции, Пикар получил новые, более точные размеры земного шара, используя которые Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Изме-ряя взаимные положения компоненто-двойных звёзд с помощью окулярного микрометра, В. Гершель (1803) установил, что многие из них представляют собой физически связанные взаимным тяготением системы, состоящие из двух (а иногда и больше) звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс по законам Кеплера. Этим была доказана действительная универсальность тяготения, действующего во всех местах Вселенной. Сравнивая свои телескопич. определения координат звёзд со старыми греческими (Гиппарх, Тимохарис), Галлей обнаружил в 1718, что 3 яркие звезды - Альдебаран, Сириус и Арк-тур - изменили своё положение настолько, что это нельзя было объяснить ошибками старых наблюдений. Так были открыты собственные движения звёзд. К 1783 число звёзд с известным собственным движением возросло до 12; исследуя их, В. Гершель пришёл к заключению, что часть собственного движения каждой звезды является отражением движения Солнечной системы в пространстве и определил направление этого движения (в сторону созвездия Геркулеса). Всё это помогло начать изучение распределения и движения звёзд в системе Млечного Пути, получившей впоследствии название Галактики. Телескопические же наблюдения привели английского астронома Дж. Брадлея в 1725 к открытию явления аберрации света, которое он правильно объяснил конечной скоростью света, а в 1748 - к открытию нутации земной оси.

Одной из фундаментальных и трудных задач А. во все времена было определение астрономической единицы - среднего расстояния Земли от Солнца, к-рое является основной единицей измерений всех расстояний во Вселенной. Были проведены многие попытки решить проблему, но все они, по мере совершенствования методики и техники наблюдений, приводили всё к большим и большим значениям этой единицы. Первые близкие к истине результаты были получены методом, предложенным Галлеем, - наблюдением из разных точек Земли прохождений Венеры по диску Солнца в 1761, 1769, 1874 и 1882 и определением таким путём параллакса Солнца (последний, при известных размерах Земли, даёт возможность вычислить астрономическую единицу). Для наблюдений этих прохождений снаряжались многочисленные экспедиции. Первое из них было видимо на С. Европы и в Сибири. От Петербургской АН его наблюдал С. Я. Румов-ский в Селенгинске за Байкалом. Обработка всех наблюдений привела к значениям параллакса Солнца от 8, 5" до 10, 5". Прохождение в 1769 Румовский наблюдал в Коле, а И. И. Исленьев в Якутске. Однако возлагавшиеся надежды на точность определения параллакса Солнца не сбылись, и после открытия в 1801 малых планет, среди к-рых имеются весьма близко подходящие к Земле, появилась другая возможность определения этой важной астрономич. постоянной. В итоге всех определений, выполненных в 19 в., для параллакса Солнца было принято значение 8, 80", что соответствует значению астрономич. единицы 149 500 000 км. В 60-х гг. 20 в., на основании радиолокационных измерений, для астрономич. единицы принято значение 149, 600 млн. км.

Фундаментальное значение имели пер-вые определения расстояний до звёзд измерением годичных параллаксов. По мере совершенствования телескопических наблюдений становилось ясным, что параллаксы, представляющие собой перспективные смещения звёзд, вызванные годовым движением Земли вокруг Солнца, чрезвычайно малы. Попытки обнаружить эти смещения, начатые вскоре после гениального открытия Коперника и приведшие к ряду неожиданных открытий - аберрации света, физ. двойных звёзд, невидимых спутников звёзд, - долгое время оставались безуспешными. Ко времени В. Гершеля выяснилось, что параллаксы даже наиболее близких звёзд не превышают 1", а такие углы и не могли быть измерены инструментами того времени. Лишь В. Я. Струве в 1837 в Дерпте и Ф. Бесселю в 1838 в Кенигсберге удалось впервые уверенно измерить параллаксы соответственно звезды Веги и 61 Лебедя. Т. о., был впервые определён правильный масштаб расстояний во Вселенной. Работы Струве и Бесселя были основаны на визуальных телескопич. наблюдениях. С нач. 20 в. измерения звёздных параллаксов стали производить исключительно астрофотографич. методами. Найденная впоследствии самая близкая к нам звезда имеет параллакс 0, 76", что соответствует расстоянию в 1, 3 парсека (4, 3 световых года).

Важным направлением А. явилось составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Их значение настолько велико, что они были названы фундаментом А. Они нужны как для науч. целей, в частности для определения астрономич. постоянных и исследования движений во Вселенной, так и для прикладных целей - геодезии, картографии, геогр. исследований, мореплавания, космонавтики. В этой области особенно большие заслуги имеют обсерватории: Гринвичская (основана в 1675), Пулковская (1839), Вашингтонская (1842) и обсерватория в Кейптауне в Юж. Африке (1820).

В конце 18 в. сведения о Солнечной системе пополнились благодаря открытию в 1781 планеты Уран. Изучение закономерностей его движения привело в 1846 к открытию Нептуна, а в 1930 была открыта самая удалённая от Солнца плане-та Плутон. В 1801 была обнаружена первая малая планета; в наст. время (кон. 60-х гг. 20 в.) известно уже более 1700 тел этого типа. Нек-рые из них представляют большой интерес характером своего движения (напр., т. н. Троянцы), другие - малостью расстояния, на к-рое они могут приближаться к Земле.

Развитие астрофизики. До середины 18 в. из разделов А., составляющих современную астрофизику, лишь фотометрия, первоначально ограничивавшаяся глазомерными оценками блеска звёзд, получила экспериментальную разработку в трудах франц. учёного П. Бугера (1729) и теоретич. обоснование в исследованиях нем. учёного И. Ламберта (1760). Тогда же было окончательно доказано, что-Солнце есть звезда, отличающаяся от других звёзд лишь близостью к нам, и что если его удалить на расстояния звёзд, то оно ничем не будет от них отличаться. Изучение количества звёзд разных звёздных величин позволило-В. Я. Струве в 1847 обосновать существование поглощения света в межзвёздномпространстве - явления, окончательно подтверждённого в 1930 амер. астрономом Р. Трамплером.

Огромные и всё увеличивающиеся возможности исследования физ. природы и хим. состава звёзд были получены благодаря изобретению спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). Пионерами применения этого метода к Солнцу, звёздам и туманностям были У. Хёггинс и Дж. Локьер в Англии, А. Секки в Италии, Ж. Жансен во Франции. Чеш. физик К. Доплер сформулировал в 1842 свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточнённый А. Физо в 1848 и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900. Принцип Доплера получил многочисленные применения в А. для измерений движения по лучу зрения и вращения звёзд, турбулентных движений в солнечной фотосфере и пр., а затем и в самых разнообразных областях физики. Спектральный анализ позволил углубить исследования переменных звёзд, изучение к-рых началось ещё в кон. 18 в., а также обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, компоненты к-рых столь близки между собой, что их невозможно раздельно наблюдать даже в самые сильные телескопы.

Изобретённая в 1839 фотография получила широкое применение в А., когда стали изготовлять сухие фотопластинки. Особенную пользу принесла фотография в сочетании с фотометрией, спектроскопией и астрометрией, позволив глубоко и детально исследовать строение, хим. состав и движение различных небесных объектов. Фотоэмульсия как приёмник излучения с большим успехом заменила глаз при многих астрономич. наблюдениях, повысив их точность, объективность и документальность, а также позволила фиксировать неуловимые глазом быстротекущие явления и слабые небесные светила. Когда выяснились преимущества и возможности фотографии, в 1888 был принят междунар. план составления фотографич. каталога звёзд всего неба до 11-й звёздной величины общим числом ок. 3, 5 млн. и карт, содержащих ок. 30 млн. звёзд до 14-й звёздной величины (ок. 22 000 листов). В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира. С тех пор астрофотография заняла прочное место в практике астрономич. наблюдений.

Астрономия в 20 в, А. в 20 в. характеризуется огромным развитием техники наблюдений. Строят большие рефлекторы, в которых быстро темнеющие металлические зеркала заменены стеклянными, посеребрёнными химическим путём либо покрытыми слоем алюминия катодным распыливанием в высоком вакууме. В США в 1908 сооружён рефлектор с зеркалом диаметром 152 см, 254 см в 1917, 508 см в 1948, 305 см в 1959. В СССР в 1960 вступил в строй рефлектор с зеркалом в 260 см; монтируется рефлектор с зеркалом диаметром 600 см. Таким инструментам с современными све-топриёмниками становятся доступными звёзды до 25-й звёздной величины, к-рые в 10¹⁰ раз слабее наиболее ярких (см. Астрономические инструменты и приборы).

Большие успехи достигнуты в создании новых типов приёмников излучения. Во много раз повышена чувствительность фотоэмульсий и расширена их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения (телевизионные телескопы) значительно повысили точность и чувствительность фотометрич. наблюдений и ещё более расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило, с одной стороны, получать спектрограммы с очень высокими дисперсиями, а с другой - регистрировать спектры очень слабых светил. Стал доступным наблюдению мир далёких галактик, находящихся на расстояниях млрд. световых лет (см. Галактики, Вселенная).

В 30-х гг. 20 в. возник новый, быстро развивающийся раздел А.- радиоастрономия: было обнаружено, что из многих точек небесной сферы к нам приходят электромагнитные излучения в диапазоне от миллиметровых до метровых волн. Многие из этих источников излучения были отождествлены с галактиками. Но в 60-х гг. были найдены практически точечные мощные источники, к-рыми оказались слабые объекты с необычными оптическими спектрами без тёмных линий поглощения и лишь немногими светлыми эмиссионными линиями. Последние удалось отождествить с линиями водорода и нек-рых др. элементов, очень сильно смещёнными в сторону длинных волн; красное смещение, будучи истолковано как эффект Доплера, свидетельствует об их огромной, составляющей миллиарды световых лет удалённости. Эти загадочные объекты, излучение к-рых, по-видимому, имеет синхротронную природу, получили название квазаров. Ещё более загадочны источники радиоизлучения переменной мощности с периодами порядка секунды, названные пульсарами. С помощью радиоастрономич. наблюдений изучено распределение межзвёздного водорода в Галактике и подтверждено её спиральное строение (см. Галактика, Межзвёздная среда).