十八十九世紀天文學

十八、十九這兩個世紀是近代天文學的大發展時期。由於分光學光度學和照相術的發展，天文學向著研究天體的物理結構和物理過程的天體物理學方向發展。

由於技術的發展，天文望遠鏡及其終端設備、附屬配件的性能越來越好，這就使天體測量的精確度日益提高，從而導致了一系列重大發現，如恆星自行、光行差等。而天體測量學的進步，又推動了天體力學，使它在近代數學的基礎上得到極大的發展。 到了十九世紀中葉，天體物理學誕生了。從此人們得以逐步深入地認識天體的物理本質。

1725～1728年間，布拉得雷在測定天龍座視差時發現周年光行差現象。1727～1732年他又發現章動現象 ；後經過二十多年的觀測，終於在1748年確認章動的存在，並定出光行差常數。

1716年哈雷提出了觀測金星凌日的方法來定太陽視差。經過一個多世紀的實踐，效果仍不理想。小行星發現後，德國伽勒提出改用觀測小行星來定太陽視差 ，這個方法一直使用到現在。1895年所得結果為8"802，同今測值已十分接近。

經緯度和鐘差的測定是天體測量學的任務之一。1756年德國邁耶爾導出中星儀測時基本公式 ；十九世紀初，高斯提出同時測定緯度和鐘差的多星等高法；1857年美國太爾各特改進了十八世紀丹麥赫瑞鮑的發明，提出測定緯度的太爾各特法。這些成果至今仍有實際意義 。

在這兩個世紀中，天文學家編製了許多星表，其規模越來越大，精度越來越高。其中 最著名的有1798年和1805年出版的兩冊《布拉得雷星表》，對近代恆星自行的研究過重要作用；1859～1862年發表的《波恩巡天星表》，載星324000多顆。直到二十世紀五十年代，國際天文學聯合會還要求重印這份星表及其所附星圖。

由於航海的需要，這一時期的天體力學致力於研究受到其他天體攝動的大行星和月球的運動，以求獲得一份精確的歷表。1748年和1752年，歐拉在研究木星和土星的相互攝動中 ，首創任意常數變易法，後來拉格朗日發展了歐拉的方法，導出描述軌道要素變化的拉格朗日方程。

1799～1825年拉普拉斯出版《天體力學》，全面總結了十八世紀的工作，提出比較完整的大行星運動理論和月球運動理論。後經過泊松、勒威耶、漢森等人的努力，到十九世紀下半葉，紐康建立了除木星和土星以外所有六個行星的運動理論；希爾建立了木星和土星的運動理論。他們的工作至今仍是編算天文年曆的依據。

早在十七世紀，荷蘭學者惠更斯就發現了火星極冠。1761年，俄國羅蒙諾索夫根據金星凌日的觀測 ，作出了金星表面有大氣存在的正確結論。這一時期對大行星的研究還只限於作表面細節的觀測。此後不斷有人描繪火星表面圖。1877年以後，義大利斯基帕雷利繪製的火星表面圖較為有名。火星上有「運河」的設想便是他提出來的。

海王星的發現是這一時期最偉大的成就之一。1781年，赫歇耳偶然地發現了天王星。此後四十年中它的計算位置與實際觀測始終不符。人們設想這是一顆未知行星對天王星攝動的結果。1844～1846年，亞當斯和勒威耶各自進行了計算，伽勒根據勒威耶的推算，在1846年9月發現了海王星。

1772年，德國波得宣布了反映行星距離規律的提丟斯-波得定則 ，天王星的發現也證明符合這條定則。因此人們開始注意並努力在這條定則所指出的木星和火星之間的空隙尋找未知天體。1801年，義大利皮亞齊發現了第一顆小行星——穀神星。高斯的計算表明，它的軌道正在木星和火星之間。第二年德國奧伯斯又發現了一顆小行星——智神星。1804和1807年又各有人發現一顆小行星。

它們之所以被稱為小行星，因為它們的體積都很小 ，它們同太陽的距離都與穀神星相似。因此，奧伯斯提出第一個小行星起源的假說，認為小行星是一顆大行星崩潰後的碎片。此後發現的小行星逐年增加，到1876年已達172顆。

1877年，美國柯克伍德指出，由於受到木星強大的攝動，小行星空間分布區域中有空隙。在空隙區域里，小行星周期和木星周期成簡單比例。這個發現在天體動力學的演化研究上有重要意義。

1758年底，哈雷彗星回歸，證實了哈雷於1705年所作的預言。此後，彗星成為天文學研究的重要對象。1811年，奧伯斯提出，彗星是由微小質點所組成的，被一種帶電的斥力將它們拋向同太陽相反的方向。1877年，俄國勃列基興按斥力和太陽引力之比將彗尾分為三型，由此開始了近代彗星結構理論的研究。

太陽黑子觀測是在天體物理學誕生以前太陽研究中最有成績的一項。1826～1843年德國施瓦貝根據長達十七年的觀測，得出黑子有10～11年的周期變化。1849年，瑞士 的沃爾夫追溯了直到伽利略的觀測，提出用統計方法研究黑子的消長規律，並定出標誌太陽活動的指數，即沃爾夫黑子相對數。它至今仍為天文學界廣泛使用。

1718年，哈雷把他觀測到的恆星位置同喜帕恰斯、托勒密的觀測結果相比較，發現天狼、參宿四、大角等星的位置本身有變化，由此發現了恆星的自行。1748年，布拉得雷提出，恆星自行可能是太陽運動和恆星運動的綜合結果。1783年，赫歇耳通過對 七顆星的自行的分析，得知太陽在向武仙座方向運動，此後又通過對27顆恆星的分析，求出運動向點，和今測點相差不到10°。1837年，德國阿格蘭德爾分析了390顆星的自行，證實了赫歇耳的結論。

1814年，德國夫琅和費製成第一架分光鏡，用來觀測太陽，發現了太陽的光譜線。他所定的A、B、C、D等主要譜線的名稱一直沿用至今。

1859年，德國基爾霍夫和本生合作研究光譜，發表分光學上的基本定律——基爾霍夫定律。從此天體物理學便迅速發展起來，而不久前發明和發展起來的光度學、照相術也為天體物理學的發展提供了重要手段。

基爾霍夫在1859年指出，太陽光譜里的黑線是因光球發出的連續光譜被太陽大氣吸收而造成的。他把這些譜線和實驗室里各種元素的光譜加以比較，證認出太陽上有許多地球上常見的元素，如鈉、鐵、鈣、鎳等。這說明太陽大氣的溫度很高，而光球的溫度還要高得多。

1869年，英國洛基爾觀測到日珥光譜中一條橙黃色明線，認為是未知元素「氦」所形成的。26年後，英國化學家雷姆塞從地球上的礦物中把它分離出來。1869年，美國哈克內斯發現日冕所發出的一條棕色譜線。次年經美國 科學家揚測定，認為是未知元素「氟」所產生。直到1941年，瑞典分光學家埃德倫作出解釋：它是鐵原子在高溫(達100萬度)下電離失掉14個外層電子後發出的禁線。

除太陽光譜外，人們也開始注意恆星光譜。1863年，義大利塞奇用低色散攝譜儀觀測恆星，進行光譜分類。1868年，他刊布包含4000顆星的星表，將恆星光譜分成四類，並猜想他所分成的藍白色星、黃色星、橙紅色和深紅色星這四類，一定與溫度有相當關係。

1885年，美國 皮克林首先使用物端稜鏡和照相方法拍得昴星團的光譜照片，由此便開始了恆星光譜分類的新時期。1890年，美國哈佛大學天文台發表了第一份《亨利·德雷伯星表》。

1865年，英國的哈根斯將譜線證認工作擴充到恆星光譜，證認出參宿四、畢宿五等亮星里有鈉、鐵、鈣等元素的譜線。他對恆星光譜線位置進行了細緻的測量，在1868年發現因多普勒效應而產生的微小的譜線位移，由此他測出恆星正在接近或離開我們的視向速度。

十九世紀下半葉發明偏振光度計和光劈光度計，從此人們得以對恆星的光亮度開始進行科學的測量。1861年，德國澤爾納刊布了第一個光度星表。1872年，有人把大陵五的光度變化解釋為一顆暗星繞一顆亮星運行時彼此掩食的結果。1880年，皮克林算出了這對雙星的軌道和大小。1888年，德國沃格耳根據對大陵五視向速度的研究也證實了 皮克林的結果。對大陵五這類食變星的研究，使人們得到許多關於恆星的物理結構的知識。