Ко второй половине XIX века созрели условия для ускоренного развития естественных наук. Внимание общества к ним усиливалось в связи с выдающимися успехами науки в познании природы, которые реализовались и в практической деятельности. Это относилось прежде всего к физике и биологии. Эволюционные идеи, внесенные в биологию Ж. Б. Ламарком, и теория эволюции, созданная Чарльзом Дарвином, сильно повлияли на развитие и других наук — даже гуманитарных, например, истории. Метафизические взгляды на природу стали заменяться эволюционными представлениями. Оказалась недостаточной механистическая система мира, созданная в XVIII веке, хотя механика как наука развивалась. В рассматриваемый период был установлен принцип наименьшего действия и получили обоснование использовавшиеся механикой математические методы. В физику вошло понятие о теплоте как фундаментальное понятие, расширявшее представления о законах природы.
Количественная мера теплоты была введена раньше, как и понятие о теплоемкости. Распространение тепла в пространстве — теплопроводность — было исследовано Ж. Б. Фурье, давшим математическое описание этого процесса (1811 г.). В 1824 г. Сади Карно показал, что поток тепла между телами неодинаковой температуры может обеспечить механическое движение, то есть производить работу. Все, что совершает работу, в физике объединяется понятием энергии (термин «энергия» был введен и использован в 40-х годах Р. Майером, Г. Гельмгольцем, У. Томсоном — лордом Кельвином; до этого говорилось о силах, под которыми подразумевалась и энергия).
Роберт Майер (врач по профессии) высказал утверждение о том, что полная энергия (под этим понималась сумма механической и тепловой энергий) неуничтожима, т. е. постоянна (1842 г.), а спустя пять лет Дж. П. Джоуль не только подтвердил это заключение в форме — «ничто не растрачивается, ничто не утрачивается», но и установил количественно механический эквивалент тепловой энергии.
Еще один шаг в расширении понятия энергии был сделан трудами М. Фарадея (1843 г.), эмпирически изучившего связь между электрическими и магнитными явлениями. Введение понятия электрического и магнитного полей и создание (1861 г.) Дж. К. Максвеллом теории, устанавливавшей математически взаимосвязь этих полей, стало огромным вкладом в физику и сыграло видную роль в дальнейшем развитии естественных наук, которая выяснилась лишь в XX веке.
Важнейшим для астрономии разделом физики в XIX веке оказалась термодинамика. Рассмотрение цикла Карно (1824 г.), описывающего действие механизма, переводящего теплоту в механическое движение, показывало, что при неизменности температуры этот процесс невозможен. Такой вывод предварял «второе начало термодинамики», которое было сформулировано в 1852 г. Кельвином. Из него вытекало, что в природе существует тенденция к уменьшению механической энергии вследствие перехода ее в теплоту. Введение Р. Клаузиусом понятия энтропии (S) системы, подчиняющейся законам термодинамики, позволило выразить второе начало термодинамики в следующем виде:
dS/dt > 0
Это означает, что в замкнутой системе (изолированной от влияния других систем) энтропия возрастает со временем. Таким образом, был сформулирован еще один, после закона всемирного тяготения, универсальный закон природы. Рассматривая мир (Вселенную) как замкнутую систему, Клаузиус формулировал следующие утверждения (постулаты):
- Энергия мира постоянна.
- Энтропия мира стремится к максимуму.
Возрастание энтропии противоречит законам механики, в которой все процессы считаются обратимыми во времени. Поскольку мера тепловой энергии, содержавшейся к макроскопической системе — температура — определяется механическим движением огромного числа составляющих систему частиц, т. е. микроскопическими процессами, то был разработан аппарат статистической физики, который дал возможность связывать описания микроскопических и макроскопических состояний. При создании этого аппарата Л. Больцман основывался на статистическом понятии вероятно- сти, применимом к системам, состоящим из очень большого числа частиц. Больцманом было выведено следующее соотношение, связывающее энтропию системы S с ее статистическим весом W :
S = k ln W,
где k — постоянная Больцмана. Поскольку величина W увеличивается с возрастанием «беспорядка» в системе, то согласно второму закону термодинамики система должна эволюционировать от более упорядоченного состоянии к менее упорядоченному. В применении к Вселенной, если считать ее замкнутой системой, из вывода о возрастании энтропии со временем следует необходимость эволюции к хаотическому состоянию — «тепловой смерти». Такому заключению противоречит факт существования во Вселенной сложных упорядоченных структур (планет, звезд, звездных систем). В течение XIX и первой половины XX веков это противоречие разрешить не удавалось. Однако это не означает, что кинетическая теория газов неприменима в астрономии. На ее основе было решено множество проблем, касающихся физической природы небесных тел и их эволюции.
В экспериментальной физике и особенно в ее приложениях середина XIX века ознаменовалась многими достижениями, среди которых важнейшими для астрономии были изобретение фотографии и создание метода определения химического состава тел по их спектрам.
В 1838 г. Л. Дагер и Ж. Н. Ньепс обнаружили, что под воздействием света на бромистое серебро в нем происходят изменения, зависящие от силы света, что позволяет получать негативные изображения, на которых степень почернения какого-либо участка тем больше, чем больше света туда попадало. В США был разработан процесс изготовления с негативных изображений отпечатков — фотографий (1840 г.). Почти сразу после этого были получены фотоснимки Луны, затем Солнца, и вскоре фотографирование стало одним из основных методов изучения этих небесных тел.
Фотографирование звездного неба началось позже, так как ахроматические объективы использовавшихся в 40 – 50-е годы телескопов были приспособлены для наблюдений в визуальной области спектра, а в той области, где чувствительность фотоматериалов наибольшая, изображения получались нечеткими. Лишь после усовершенствования оптики объективов и качества фотоматериалов (использования сухих пластинок) в начале 70-х годов фотографирование звездного неба астрономами стало широко применяться. В 1872 г. Г. Дрепером (США) впервые был сфотографирован спектр звезды (α Lyr).
Метод спектрального анализа разработали германские ученые Густав Кирхгоф (1824–1887) и Роберт Бунзен (1811–1899). Ими были произведены эксперименты для изучения того, как влияет на вид спектра солнечного излучения поглощение его слоем газа (паров натрия), помещенным на пу- ти света к наблюдателю. Излучение от такого слоя должно само по себе приводить к появлению в наблюдаемом спектре яркой линии, и поэтому ожидалось усиление яркости в том месте, где находится фраунгоферова линия, по длине волны соответствующая натриевой. Однако вместо увеличения яркости наблюдалось дополнительное потемнение в рассматриваемой линии. Это означало, что при пропускании излучения от источника сквозь слой газа в спектре этого источника образуются темные линии. Та- кие линии появляются вследствие частичного поглощения света на данной длине волны. Они были названы линиями поглощения (абсорбционными). Наблюдаемые в спектре Солнца фраунгоферовы линии представляют со- бой абсорбционные линии, возникающие из-за поглощения света разными элементами, содержащимися во внешних областях Солнца. При дальней- ших экспериментах оказалось, что 70 из наблюдаемых фраунгоферовых ли- ний образованы вследствие поглощения излучения парами железа. Путем изучения положений нескольких тысяч ярких линий, образуемых пар´ами различных химических элементов, и сравнения их с положениями фраунгоферовых линий было установлено присутствие во внешних областях Солнца десятков элементов.
Кирхгоф использовал свою шкалу длин волн λ, а применяемая в настоящее время шкала была введена шведским физиком А. Онгстремом в 1868 г.
(1A◦ = 10−8 см).
В 1860 г. вышла в свет книга Кирхгофа и Бунзена «Химический анализ путем спектральных наблюдений», содержащая описание методики изучения спектров и полученные при таких исследованиях результаты. Методы спектрального анализа легли в основу исследований не только химического состава небесных тел, но — главным образом — их физического состояния и свойств. Эти исследования положили начало новому разделу астрономии — астрофизике.
Новые возможности для астрономии возникли благодаря так называемому «принципу Допплера» (Х. Допплер (1803–1853) — австрийский физик), изучавшего свойства волн, исходящих от движущегося по отношению к наблюдателю источника. Им было обнаружено, что смещение частоты излучаемых волн пропорционально скорости движения источника. По смещению частоты линий в спектре движущегося объекта по отношению к частоте, определяемой в лаборатории, находится проекция скорости объекта на луч зрения.
Для освоения астрономами достижений физики потребовалось некоторое время. Достаточно широко они стали использоваться только с 60-х годов. До этого в большинстве астрономических обсерваторий продолжа- лись исследования по разделам «классической астрономии», в основном относившиеся к Солнечной системе. Однако проводились работы и более широкого плана. В Боннской обсерватории (Германия) ее директор Фридрих Аргеландер (1799–1875), бывший одно время сотрудником Бесселя, предпринял составление каталога, включавшего помимо координат звезд также оценки их звездных величин (в шкале, несколько отличавшейся от принятой по Погсону, в которой различию на пять величин соответствовало различие в освещенности в 100 раз). Продолжавшаяся в течение семи лет работа над составлением каталога была закончена в 1859 г. В каталог было включено 324 000 звезд, звездная величина которых была не более 9m.5. Погрешности координат были небольшими — 1s 2s по α и 0.1» 0.2» — по δ. В течение десятилетий этот каталог, названный «Боннским обозрением» (“Bonner Durchmusterung”), широко использовался в различных астрономических исследованиях. Включение в каталог данных о звездной величине позволяло использовать его при изучении распределения звезд в пространстве статистическими методами, т. е. для решения задач звездной астрономии. На основе «Боннского обозрения» был составлен «Атлас звездного неба».
В 1885 г. в Кордовской обсерватории (Аргентина) началась каталогизация звезд южного неба, закончившаяся только в 1930 г.
С 1838 г. Аргеландер начал систематические наблюдения переменных звезд по разработанному им методу глазомерных оценок блеска. При этих исследованиях, продолжавшихся им вместе с учениками более тридцати лет, было открыто много переменных звезд.
При достигнутой к середине XIX века точности астрономических наблюдений стало необходимым уточнение параллакса Солнца. Для этого использовались как наблюдения Марса в противостояниях, так и традиционный способ определения πⓈ по наблюдениям прохождения Венеры по диску Солнца. Однако существенного уточнения величины πⓈ этими способами достичь не удавалось, и поэтому был применен другой способ — наблюдения параллаксов малых планет (астероидов) в момент наибольшего приближения к Земле. Зная их орбиту (рассчитанную при условии, что среднее расстояние от Земли до Солнца равно единице), нетрудно найти и параллакс Солнца. К 1870 г., используя Берлинскую карту, открыли более 100 малых планет, а с 1890 по 1900 год, благодаря применению в наблюдениях фотографических методов, их стало известно около 450. Наиболее точные данные о величине πⓈ были получены по наблюдениям астероида Эрос, подходившего к Земле на малое расстояние и удобного для наблюдений как точечный источник излучения. В 1900–1901 гг., когда Эрос
подошел к Земле на расстояние 0.27 а. е., было получено значение параллакса Солнца πⓈ = 8».807. Использование более точных значений расстояний в Солнечной системе позволило уточнить и другие параметры содержащихся в ней тел — их массы и размеры.
В 50-е – 60-е годы было определено значение годичного параллакса для многих как ярких, так и слабых звезд, распределенных по всей небесной сфере (главным образом в Йельской (США) и Капской (Южная Африка) обсерваториях). Результаты этих определений показали, что светимости звезд могут различаться в сотни и тысячи раз.
Леверье, ставшим директором Парижской обсерватории, в итоге трудов, выполненных после открытия Нептуна, были составлены очень точные таблицы движения всех больших планет. В большинстве своем они согласовывались с наблюдениями — различие в положениях не превосходило нескольких секунд. Однако для долготы перигелия Меркурия не удалось получить удовлетворительного согласия между наблюдениями и расчетами. Оставалась также некоторая их несогласованность для Венеры и Марса.
Американский астроном Саймон Ньюком, выполнивший работу по уточнению результатов предшествующих расчетов движения Венеры и Марса, смог уменьшить несогласованность теории и наблюдений для этих планет до допустимого предела 2». Все же отклонение перигелия Меркурия, составляющее около 40»за 100 лет, в рамках существовавшей тогда теории осталось необъясненным до XX века.
В середине XIX века оживился интерес наблюдателей к изучению метеорных потоков. Периодичность появления потоков и вычисленные орбиты, оказавшиеся параболическими, привели к выводу об их близком родстве с кометами. Метеорные «дожди» могут возникать вследствие распада ядра кометы на множество мелких частиц.
Изучение Солнца до середины XIX века ограничивалось определением его размеров и массы. Физическая природа Солнца оставалась загадочной даже для Гершеля, который считал Солнце «темным шаром», а его свет — исходящим от расположенного снаружи «огненного океана». Представление о «темном» теле Солнца удерживалось до 70-х годов и исследования ограничивались более или менее точным описанием различных видимых на солнечной поверхности образований. Систематическое наблюдение одних из наиболее известных образований — солнечных пятен — было начато в 1826 г. Г. С. Швабе (Германия) и продолжалось до 1843 г. При этом была отмечена закономерность в появлении пятен — годы, когда их много, сменяются приблизительно через десять лет периодами, в которые их появляется мало. В 1852 г. Рудольф Вольф, анализируя большой объем наблюдательных данных о пятнах, нашел, что периодичность пятнообразовательной
деятельности составляет 11,5 лет. В 1857 г. было обнаружено, что магнитное поле Земли меняется приблизительно с тем же периодом, как и частота и сила полярных сияний. Тем самым было установлено, что кроме гравитационного действия Солнца на Землю, существует зависимость сложных физических процессов на Земле от явлений, происходящих на Солнце, в частности, от присутствия солнечных пятен.
По смещениям солнечных пятен еще в начале XVIII века было обнаружено вращение Солнца вокруг оси. В 50 – 60-е годы XIX века Р. Керрингтон нашел, что скорость его вращения на экваторе больше, чем на высоких широтах — для широты 45◦ различие периодов составляет 2.5 суток. Помимо этого было замечено (Г. Ф. Шпёрер), что в годы максимумов пятнообразовательной деятельности пятна появляются в основном на высоких широтах ( 25◦), затем широта их появления уменьшается и вблизи эква-тора они исчезают, тогда как на высоких широтах возникают пятна нового цикла.
Протуберанцы и солнечная корона наблюдались во время солнечных затмений и считались явлениями, происходящими в земной атмосфере. Их связь с Солнцем удалось доказать лишь в 1851 г.
Проблема источников излучаемой Солнцем энергии возникла после того, как был установлен закон сохранения энергии. Гипотеза Майера (1848 г.) о превращении кинетической энергии падающих на Солнце метеоритов в тепловую как источнике нагрева его поверхности не выдержала критики, будучи в количественном отношении несостоятельной. Более перспективным было высказанное Гельмгольцем предположение о том, что Солнце сжимается и освобождающаяся при этом потенциальная энергия переходит в тепловую. Эта гипотеза, количественно разработанная Кельвином, хотя и приводила к гораздо большей энергии, чем могли бы дать падающие метеориты, но все же была недостаточной для объяснения той продолжительности свечения Солнца, которая определялась данными геологии.
Чисто астрофизические исследования небесных тел начались с измерения световых потоков — фотометрии. В конструкции первого звездного фотометра, изобретенного И. К. Цёлльнером (1834–1882) в 1861 г., использовано явление поляризации света. Посредством призмы Волластона (нико- ля) свет может быть поляризован, из потока неполяризованного излучения николь выделяет только ту часть, которая соответствует поляризованному излучению. В фотометре Цёлльнера имелся искусственный источник, поток излучения от которого регулировался двумя николями. Один из них поляризует свет, а другой расположен почти перпендикулярно первому и пропускает очень малую долю потока, прошедшего через первый. Поэтому оказывается возможным сравнение света от искусственного источника со слабым светом небесных объектов, в частности планет.
С использованием этого фотометра в 1862–1864 гг. были определены величины альбедо A планет, приводимые ниже:
| Планета | Меркурий | Венера | Марс | Юпитер | Сатурн | Уран | Нептун |
| A | 0.07 | 0.59 | 0.27 | 0.62 | 0.50 | 0.64 | 0.4 |
Отражательная способность больших планет значительная и приблизительно одинакова, что свидетельствует о сходстве их строения. По- видимому они состоят в основном из газа и характеризуются малым значением средней плотности ρ¯ этих планет. У Юпитера и Урана ρ¯ = 1.3 г/см3, у Сатурна ρ¯ = 0.7 г/см3 и у Нептуна ρ¯ = 1.6 г/см3, тогда как у Меркурия, Венеры, Марса значение ρ¯ равно соответственно 3.8, 4.9, 4.0 г/см3, т. е. близко к плотности Земли (5.5 г/см3). Высокая отражательная способность Венеры обусловлена наличием мощного облачного слоя в ее атмосфере.
Яркость Солнца по определению Цёлльнера в 618 000 раз превышает яркость Луны, а альбедо Луны равно 0.17, что соответствует отражательной способности горных пород. Цёлльнер составил каталог звездных величин, в который включено 226 звезд.
Применение спектрального анализа к звездам было начато работами Анджело Секки (Ватиканская обсерватория) и Уильяма Хаггинса (Англия, частная обсерватория). Секки нашел, что в спектрах звезд, как и в спектре Солнца присутствуют линии поглощения, создаваемые водородом, натри- ем, кальцием, магнием, железом. Изучив в 1863–1868 гг. спектры около 4000 звезд, он выделил четыре типа спектров, причем звезды этих типов различаются и по цвету:
- Белые или голубовато-белые; в спектре выделяются четыре сильные линии, принадлежащие водороду.
- Желтые — спектр такой же, как у Солнца.
- Красные — в спектре темные полосы.
- Очень красные — в спектре очень темные полосы.
Разделение звезд на типы, сделанное Секки, было первой спектральной классификацией.
У некоторых звезд — например у γ Cas в спектре были обнаружены яркие (эмиссионные) линии. Подобная особенность была замечена и у звезды, вспыхнувшей в 1866 г. (Новая в созвездии Северная Корона). Хаггинс, получивший в 1864 г. спектр планетарной туманности, обнаружил в нем только яркие линии.
Спектральные наблюдения Солнца (1868 г.) П. Жансеном (сначала во время затмений) показали, что в спектре протуберанцев доминирует несколько эмиссионных линий, две из которых принадлежат водороду. Таким образом было установлено, что протуберанцы представляют собой облака светящегося газа. Впоследствии П. Жансеном и Дж. Н. Локьером протуберанцы наблюдались и вне затмений.
Одну из сильных линий в спектре Солнца не смогли обнаружить в лабораторных спектрах какого-либо из известных элементов и ее стали относить к гипотетическому элементу, названному гелием. Во время затмения 1870 г. в спектре солнечной короны была обнаружена еще одна эмиссионная линия, которую не могли отождествить с какой-либо линией в спектрах известных в то время элементов. Ее также приписали неизвестному элементу, названному коронием.
В начале 70-х годов спектрограф соединили с фотографирующим устройством и изучение спектров небесных тел вышло на более высокий уровень.