Окончанию XVIII века предшествовало крупнейшее историческое событие — Великая французская революция, преобразившая не только политический строй Франции, но также ее экономику и культуру. Она оказала большое влияние на все европейские страны, даже на те, которые не были втянуты в начавшиеся после революции и продолженные Наполеоном войны. Хотя в этих войнах все страны испытывали огромные потери в людях, экономическая жизнь не только продолжалась, но и оживлялась благодаря увеличению торговых связей и необходимости совершенствования техники, причем не только военной. Кроме того, при массовом перемещении населения совершался вынужденный культурный обмен. В результате в Европе конца XVIII — начала XIX века происходили глубокие изменения и в духовной культуре, избавлявшейся от феодальной отсталости и менявшей при этом систему образования и организации научных исследований. Прежде всего такие перемены начались во Франции.
В 1795 г. в Париже была создана Нормальная школа, представлявшая собой высшее учебное заведение, в котором к преподаванию привлекались крупнейшие ученые, в частности Лаплас. В этой школе получили подго- товку многие ставшие широко известными исследователи — математики О. Коши и С.Д. Пуассон, физик Ж. Гей-Люссак, оптик О. Френель и дру- гие. Все они учились у Лапласа. В том же году вместо Парижской Акаде- мии наук был учрежден Национальный институт, в котором большинство из назначенных правительством членов состояло из бывших членов Академии. В течение ряда лет во главе «физико-математического разряда» Института находился Лаплас. Наполеон, придавая научной деятельности Института большое значение, вместе с тем старался использовать его для укрепления своей власти. Восстановленная после падения Наполеона Академия наук, несмотря на уменьшившуюся ее роль в политике, занимала в ряде научных направлений ведущее место в Европе.
Важным для европейской культуры стало начавшееся еще в середине XVIII века оживление экономической и духовной жизни в ряде государств, на которые тогда была разделена Германия. Это проявилось не только в развитии производства, но и в росте уровня техники, особенно точного приборостроения, что имело особое значение для астрономии. Во многих германских университетах были созданы астрономические обсерватории, которые, конечно, не могли сравниться с Гринвичской и Парижской, но в дальнейшем сыграли видную роль в астрономических исследованиях.
Интересным представляется тот факт, что в течение почти сорока лет (с 70-х годов XVIII века до 10-х XIX века) наиболее значительные исследования в астрономии были выполнены не в крупных обсерваториях и университетах, а ученым-одиночкой, мало связанным с этими учреждениями. Последняя треть XVIII века стала временем рождения новой отрасли астрономической науки — звездной астрономии. Расширение изучаемого мира — выход астрономии далеко за пределы Солнечной системы — произошло благодаря самоотверженному труду Вильяма Гершеля, который, не получив университетского образования, стал тем не менее одним из самых выдающихся астрономов за всю историю этой науки. Его необычный путь в науку начался поздно — первая научная работа Гершеля была опубликована им в 42-летнем возрасте — и проходил он его почти в одиночестве.
Вильям Гершель родился в Ганновере (Германия) в 1738 г. в семье музыканта. В 1757 г. он по политическим мотивам эмигрировал в Англию. Там, в городе Бат, известном своими целебными источниками и поэтому часто посещавшимся английскими королями, он занимался музыкой, став композитором и одновременно дирижером оркестра, а с 1768 г. — органистом. При изучении книги по математической теории гармонии, написанной профессором астрономии Кембриджского университета Робертом Смитом, он узнал, что ее автору принадлежит также учебник оптики. Ознакомившись с этой книгой, в которой описывался способ полировки зеркал телескопов, Гершель, с юных лет интересовавшийся тайнами неба, решил сам построить телескоп. Первый из сделанных им телескопов — в 1774 г. — был небольшим, длиной менее двух метров. Увлекшись шлифовкой зеркал, он построил телескопы больших размеров — три метра и шесть метров (20 футов) с диаметром зеркала 47 см (1776 г.). Двадцатифутовый телескоп по своему качеству превосходил инструменты Гринвичской обсерватории и обеспечивал увеличение в 6 000 раз. Гершель сам занимался подбором сплавов для зеркал, отливкой заготовок и их шлифовкой. Кроме того, он проектировал монтировку инструмента. Она была сложной, и управление телескопом оказывалось нелегким делом.
Он подвешивался на вращающуюся раму, а наблюдатель с лестницы смотрел в окуляр, расположенный на верхнем конце трубы. Гершель отличался огромным трудолюбием и все работы выполнял при помощи только своих брата и сестры.
В 1777 г. Гершель вел наблюдения планет и Луны. Он определил высоту лунных гор, обнаружил вращение Марса и Юпитера. Это было сделано и ранее другими наблюдателями, но Гершель впервые обнаружил «полярные шапки» на Марсе. В 1780–1781 гг. Гершель производил тщательный обзор неба посредством семифутового телескопа с целью определения параллаксов дифференциальным методом. Он считал, что слабые звезды находятся далеко и их параллактическое смещение мало, а у ярких звезд (близких) оно должно быть заметным. В одну из ночей 1781 г. он заметил объект, непохожий на звезду, так как у него был виден диск. Затем выяснилось, что это светило перемещается среди звезд. Первоначально Гершель предположил, что он наблюдает комету, но по расчетам французских астрономов, выполненных с использованием обширного наблюдательного материала, оказалось, что светило является планетой, орбита которой находится за орбитой Сатурна. Открытие новой планеты, сначала называвшейся «звездой Георга», произвело большое впечатление на общество, и королем Георгом III была назначена Гершелю пенсия. Тогда он оставил занятия музыкой и полностью отдал свое время астрономическим наблюдениям. Название Уран открытая планета получила по предложению немецкого астронома И. Боде.
Гершелем, переехавшим в Слоу (около Виндзора), был построен телескоп с фокусным расстоянием около 20 м и диаметром зеркала в 140 см. Он был очень сложным в использовании, но позволял увидеть детали изображений планет, незаметные при наблюдениях на телескопах меньшего размера. В основном наблюдения производились на 20-футовом телескопе в главном фокусе со специальной площадки. Системой Ньютона Гершель не пользовался, считая, что при отражении от плоского зеркала теряется слишком много света.
Целью наблюдений в 1781–1784 гг. Гершель поставил составление каталогов двойных звезд, первый из которых, включавший 289 объектов, был опубликован в 1782 г., а второй, содержавший уже 434 системы — в 1784 г. Используя нитяной микрометр, он находил угловое расстояние между компонентами и позиционный угол. При измерении малых расстояний между ними (несколько секунд) нитяной микрометр не годился и применялся «ламповый микрометр», моделировавший систему двумя точечными изображениями.
Среди изученных Гершелем звездных пар было около пятидесяти таких, где обнаружилось изменение позиционного угла, что свидетельствовало о взаимодействии между компонентами и, таким образом, подтверждало всеобщность закона Ньютона.
Собственное движение некоторых звезд по небесной сфере было замечено еще Галлеем. Гершель поставил своей задачей определение движения Солнца, которое должно отражаться в видимых смещениях звезд. Измерив эти смещения, он нашел, что апекс Солнца (точка, куда направлена скорость его движения) находится вблизи звезды λ Her. Скорость движения Солнца тогда определить не удалось.
Одновременно с поисками апекса Солнца Гершель изучил строение Млечного Пути путем подсчета числа звезд, видимых в отдельных его участках. Таких участков было более тысячи. Предполагая — без достаточных оснований — что различие в блеске звезд обусловлено лишь их разной удаленностью от Солнца и считая распределение звезд в пространстве равномерным, Гершель, произведя более трех тысяч подсчетов («звездное зондирование»), установил, что Млечный Путь представляет собой линзовидное образование. В плоскости симметрии его радиус в 800 раз больше, чем среднее расстояние между звездами, а толщина составляет около 150 таких расстояний.
В начале XVIII века на небе были замечены слабо светящиеся образования — «туманные пятна». Некоторые из них, как выяснилось из более поздних наблюдений, оказались звездными скоплениями — так назвали совокупность большого количества слабых звезд. Однако некоторые из «туманных пятен» не удавалось разрешить на звезды. Французский астроном Ш. Мессье в 1781 г. составил список 103 «туманных объектов» для облегчения поисков комет, с которыми их можно было спутать. Как выяснилось впоследствии, в списке оказались как звездные скопления, так и образования, состоящие из светящегося газа — истинные туманности.
Заинтересовавшись ими, Гершель по собственным наблюдениям составил «Каталог тысячи туманностей и звездных скоплений», в котором содержалось описание этих объектов и была проведена классификация их по группам. В 1789 г. вышел в свет второй каталог, включавший более тысячи туманностей, а в 1802 г. — третий, в котором их было более 500. Среди туманностей были обнаружены сходные по виду с планетами — они имели дискообразную форму и зеленоватый цвет. Гершель назвал их «планетарными туманностями». Встречались и туманности, по форме близкие к кометам. В 1792 г., проводя классификацию наблюдавшихся объектов, Гершель отделил далекие звездные системы («млечные туманные образования») от планетарных туманностей. Кроме того, им была выделена группа «планетарных туманностей с яркими центрами». Анализируя формы различных туманностей, Гершель пришел к выводу о происхождении звездных скоплений в результате сжатия газового облака под действием силы притяжения его частей друг к другу (что теперь называют самогравитацией). Из фрагментов облака образуются планетарные туманности, в дальнейшем превращающиеся в звезды. Звезды, рассеянные по объему скопления, мо- гут, опять-таки в результате притяжения друг к другу, «сбиваться в кучу», образуя шаровые скопления. Некоторая доля газа, не превратившегося в звезды, создает светящийся фон.
Концепция эволюции звезд не встретила поддержки среди английских астрономов, находившихся под влиянием религиозных представлений о «сотворении мира» и в большинстве своем отвергавших саму идею эволюции. В то же время Лаплас, имевший для научного творчества лучшие, чем в Англии, условия, не ограничивавшие его религиозными догмами, использовал результаты наблюдений Гершеля и сделанные им выводы о том, как могли образовываться звезды, для подкрепления своей гипотезы о происхождении Солнечной системы. Ссылаясь на наблюдения Гершеля, он писал в сочинении «Изложение системы мира»: «Иногда туманная материя, конденсируясь равномерно, образует так называемые планетарные туманности. Наконец, еще большая степень конденсации превращает все это вещество в звезды».
По мнению Лапласа, вначале существовала очень большая туманность из разреженного вещества, в дальнейшем превратившегося в Солнце. Предполагалось изначальное вращение Солнца и соответственно вращение туманности, которая, сжимаясь, охлаждается. Вследствие сохранения момента количества движения скорость вращения туманности при сжатии возрастает, и она сплющивается, принимая линзообразную форму. Близкие к экватору частицы отрываются от шарообразного сгущения и образуют вращающиеся кольца, которые впоследствии превращаются в планеты. В рамках своей гипотезы Лаплас качественно объяснил геометрические и кинематические характеристики Солнечной системы.
Гипотеза Лапласа существенно отличается от гипотезы Канта тем, что она основана на данных наблюдений и опирается на установленные законы механики. При этом Лаплас ограничивается лишь проблемой происхождения Солнечной системы, не затрагивая эволюцию Вселенной в целом. Поэтому использование названия «гипотеза Канта–Лапласа» неправомерно.
В течение XIX века гипотеза Лапласа стала популярной в связи с признанием учеными и значительной частью общества идеи о происходящей в природе эволюции.
В 1811–1814 гг. Гершель продолжал развивать свою концепцию образования звезд, подчеркивая непрерывность всего процесса эволюции вещества в Галактике.
Невозможно переоценить значение трудов Гершеля для астрономии и прежде всего значение создания им научных представлений о структуре Галактики, выделения и классификации галактических туманностей как важнейших для понимания эволюции звезд и звездных систем. Заметим, что, будучи самоучкой, он обладал непредвзятым мышлением и, создавая свою концепцию происхождения звезд, смог предвосхитить некоторые основополагающие положения теории звездной эволюции, созданной лишь в XX веке. Среди открытий Гершеля важным, и не только для астрономии, но и для физики, явилось обнаружение и исследование невидимого глазом инфракрасного излучения Солнца по показаниям термометра, помещенного за границей видимой области спектра (1800 г.).
Одно из предпринятых Гершелем исследований оказалось не столь успешным, как большинство других его работ. Это была попытка поиска переменности среди 3000 звезд, включенных в «Британский каталог» Флемстидом, где указывалась и звездная величина каждой звезды. Гершелю удалось обнаружить лишь одну переменную звезду α Her, а для остальных надежных свидетельств переменности получено не было. Возможно, что причиной этого явилась недостаточная разработанность способов измерения видимого блеска звезд. Вместе с тем уже при визуальных наблюдениях, выполнявшихся в XVIII веке, было открыто несколько звезд, периодически изменяющих свой блеск. В первом каталоге переменных звезд содержалось 12 объектов, среди них o Cet (Мира Кита), β Lyr и δ Cep (последние две были открыты Джоном Гудрайком (1764–1786) в 1784 г.). Однако спустя только полвека были разработаны достаточно надежные методы фотометрии и звездная переменность стала изучаться систематически.
В отличие от астрономов Англии и Франции, продолжавших в конце XVIII и начале XIX веков традиционные наблюдения в больших обсерваториях, обладавших первоклассным оборудованием, возможности ученых других стран — Германии, Италии, России — для организации наблюдений вынуждали ограничиваться изучением Солнечной системы. При этом им удалось достичь существенного прогресса, выразившегося прежде всего в обнаружении и исследовании малых тел — астероидов и углублении знаний о кометах.
Германский ученый И. Тициус нашел простое по форме соотношение между расстояниями планет от Солнца, о котором астрономы не знали до тех пор, пока известный астроном Иоганн Боде (1747–1826), опубликовавший «Атлас неба» (1778 г.), не сообщил об этом в своей книге. Если принять за единицу расстояние Земли от Солнца, то расстояния до других планет определяются формулой
an = 0.3 · 2n + 0.4,
где для Меркурия n = — 1 , для Венеры n = 0, для Земли n = 1, для Марса n = 2, для Юпитера n = 4 и для Сатурна n = 5. Это соотношение назвали правилом Тициуса–Боде. Такая зависимость приводила к мысли о том, что между Марсом и Юпитером должна находиться еще одна планета, для которой n = 3. После открытия Урана, для расстояния которого от Солнца правило Тициуса-Боде выполняется при n = 6, многие астрономы еще более укрепились в мнении о том, что следует искать планету, которая соответствует этому правилу при n = 3. Одним из энтузиастов поисков был австрийский астроном Франц Цах, даже рассчитавший эфе- мериду гипотетической планеты. С 1800 г. в Готе им стал издаваться журнал «Ежемесячные корреспонденции» с целью создания детальных карт области эклиптики, которые должны были облегчить поиски планеты и проведение наблюдений. Осенью того же года в обсерватории Лилиенталь около Бремена было создано «Объединенное астрономическое общество». В нем были и иностранные астрономы.
В новогоднюю ночь 1801 года итальянский астроном Джузеппе Пиацци из Палермской обсерватории заметил перемещающийся среди звезд объект седьмой звездной величины и назвал этот объект — как планету — Церерой. Он не успел рассчитать ее орбиту до того, как она из-за близости к Солн- цу перестала наблюдаться. Чтобы подобные случаи не повторялись, нужно было иметь возможность быстрого расчета орбиты по трем наблюдениям близко отстоящих положений светила (по малой дуге). Метод, облегчавший расчеты в десятки раз — они выполнялись за часы, а не в течение недель — предложил Карл Гаусс (1777–1855). До этого (в 1797 г.) немецкий астроном-любитель Генрих Ольберс (по профессии врач) разработал способ расчета орбит комет в предположении, что их орбиты параболические. Метод Гаусса применим для расчетов движения по любым — не только эллиптическим, но также гиперболическим и параболическим орбитам. В сочинении «Теория движения небесных тел» (1809 г.) Гаусс описал как этот, так и другие методы расчета орбит, используемые до настоящего времени, там же изложены теория ошибок и метод наименьших квадратов определения погрешностей наблюдений.
После расчетов орбиты Цереры по методу Гаусса она была вновь обнаружена. Вторая малая планета (Паллада) была открыта Ольберсом в 1802 г. Она двигалась по орбите, близкой к орбите Цереры. Открытия Юноны в 1804 г. в обсерватории Лилиенталь Гардингом и Весты (Ольберс, 1807 г.) стали последними в этом ряду — в течение последующих сорока лет других малых планет не было обнаружено. Орбиты всех четырех планет располагались между орбитами Марса и Юпитера. Расчеты их движения при учете возмущений от больших планет составили предмет ряда исследований.
В начале XIX века в Германии были достигнуты значительные успехи в проектировании и изготовлении астрономических инструментов. Мастерская Репсольда в Гамбурге, основанная в 1803 г., изготовляла пассажные и другие инструменты высокого качества, а в Мюнхене с 1804 г. делали инструменты с точно разделенными кругами, снабженные микроскопами для отсчетов делений, которые производились с точностью до 0.1». Это обеспечивало повышение точности звездных каталогов. Прогрессу не только позиционной астрономии, но и зарождавшейся в первой половине XIX века астрофизики в большой степени способствовали труды Йозефа Фраунгофера (1787–1826). С 19 лет он работал в оптической мастерской, а в 1817 г. при поддержке меценатов им был организован в Мюнхене Оптический институт. Первая из решавшихся там Фраунгофером задач состояла в усовершенствовании процесса изготовления стекол, из которых делались линзы для телескопов. Он начал с улучшения технологии отливки больших стеклянных дисков, служивших заготовками для линз. После многих испытаний Фраунгофер смог добиться того, что в изготовляемых из флинтгласа дисках диаметром 20–30 см не содержалось внутренних дефектов.
Другая задача, решавшаяся Фраунгофером, состояла в нахождении способов точного определения показателей преломления света разных цветов в линзах и призмах. Физик В. Волластон еще в 1802 г. нашел, что в прошедшем через призму свете от Солнца на фоне непрерывно меняющегося цвета имеются узкие темные полоски — «линии». Фраунгофер обнаружил более 500 таких линий и систематизировал их «по силе», обозначив наиболее выдающиеся из них буквами A, B, C, D, E, F, G, H. В дальнейшем темные линии получили название фраунгоферовых. Он использовал их в качестве индикаторов для выделения особенностей излучения, проходящего сквозь призму, и определения на основе этого величины показателя преломления у оптических стекол разных сортов. Фраунгофер обнаружил, что подобные же линии появляются при прохождении сквозь призму света от Луны и планет. В излучении некоторых звезд, прошедшем сквозь приз- му, также наблюдались темные линии. Более того, Фраунгофер нашел, что в излучении, испускаемом горящим растительным маслом и прошедшем сквозь призму, присутствует такая же линия, как и в излучении Солнца, обозначенная им D. Однако дать истолкование этому факту он не смог.
Фраунгофер ввел новый важный элемент в монтировку телескопов, направив одну из осей вращения инструмента на Полюс Мира. Труба телескопа закреплялась таким образом, что она могла вращаться вокруг этого направления, составляя с ним угол, равный склонению наблюдаемого светила.
Приспособив механизм, заставляющий ось склонений вращаться в указанном направлении, он получил возможность обеспечить следование телескопа за светилами в их суточном движении, так что в поле зрения эти объекты оставались неподвижными. Подобная монтировка оказалась исключительно удобной для наблюдательной астрономии, в особенности при фотографировании звезд и при получении их спектров.
Фраунгоферу принадлежит также усовершенствование инструмента для точного определения угловых расстояний между двумя близкими друг к другу небесными объектами. Астроном П. Бугер задолго до работ Фраунгофера — в 1724 г. — изобрел прибор для измерения величины диаметра Солнца — гелиометр. Это был телескоп с двумя объективами, в котором получались два изображения Солнца. Перемещая объективы посредством микрометрического винта, можно было добиться сближения этих изображений. Расстояние между центрами соприкасающихся изображений служило мерой углового поперечника Солнца. В 1753 г. прибор видоизменили, использовав вместо двух объективов один, разрезанный пополам так, что половины его могли смещаться друг относительно друга. Таким смещением достигался тот же эффект, что и в гелиометре Бугера. Этот прибор был модифицирован Фраунгофером, который поместил обе половины объектива в оправу, снабдив ее градуированным микрометрическим винтом для точного определения смещения половин объектива. С помощью гелиометра угловые расстояния между звездами определялись гораздо точнее, чем при использовании нитяного микрометра.