Астрономія

Астрономія (греч. astronomía, від астро... і nómos — закон), наука про будову і розвиток космічних тіл, їх систем і Всесвіту в цілому.

  Завдання і розділи астрономії. А. досліджує тіла Сонячної системи, зірки, галактичні туманності, міжзоряну речовину, нашу Галактику (систему Молочного Шляху), інші галактики, їх розподіл в просторі, рух, фізичну природу, взаємодію, походження і розвиток. А. вивчає і розробляє способи використання спостережень небесних тіл для практичних потреб людства. Такі служба часу, визначення географічних координат і азимутів на земній поверхні, вивчення фігури Землі за спостереженнями штучних супутників Землі, орієнтація штучних супутників і космічних зондів за зірками і тому подібне А. сприяє виробленню правильних матеріалістичних уявлень про всесвіт. А. тісно пов'язана з іншими точними науками, перш за все — з математикою, фізикою і деякими розділами механіки, використовуючи досягнення цих наук і, у свою чергу, роблячи вплив на їх розвиток. Залежно від предмету і методів досліджень А. розділяється на ряд дисциплін (розділів). Астрометрія займається побудовою основної інерціальної системи координат для астрономічних вимірів, визначенням положень і рухів небесних об'єктів, вивченням закономірностей обертання Землі і численням часу, визначенням значень фундаментальних астрономічних постійних; до неї відносяться також сферична астрономія, що включає математичні методи визначення видимих положень і рухів небесних об'єктів, і практична астрономія, присвячена теорії кутомірних інструментів і вживанню їх для визначення часу, географічних координат (широти і довготи) і азимутів напрямів. Небесна механіка (теоретична А.) вивчає рухи небесних тіл, у тому числі і штучних ( астродинаміка ) під впливом усесвітнього тяжіння, а також фігури рівноваги небесних тіл. Зоряна астрономія розглядає систему зірок, створюючу нашу Галактику (Молочний Шлях), а позагалактична астрономія — інші галактики і їх системи. Астрофізика, що включає астрофотометрію астроспектроскопію і інші розділи, досліджує фізичні явища, що відбуваються в небесних тілах, їх системах і в космічному просторі, а також хімічні процеси в них. Радіоастрономія вивчає властивості і розподіл в просторі космічних джерел випромінювання радіохвиль. Створення штучних супутників Землі і космічних зондів привело до виникнення що має велике майбутнє позаатмосферній астрономії . Космогонія займається питаннями походження як окремих небесних тіл, так і їх систем, зокрема Сонячної системи, а космологія — закономірностями і будовою Всесвіту в цілому.

  Астрономія в давнину. А. виникла в глибокій старовині в результаті потреби людей визначати час і орієнтуватися при подорожах. Вже прості спостереження небесних світил неозброєним оком дозволяють визначати напрями як на суші, так і на морі, а вивчення періодичних небесних явищ лягло в основу виміру часу і встановлення системи календаря, що дозволяє передбачати сезонні явища, що було важливе для практичної діяльності людей.

  Астрономічні знання Ін.(Древн) Китаю дійшли до нас в дуже неповному і часто спотвореному вигляді. Вони полягали у визначенні часу і положення серед зірок точок рівнодень і сонцестояння і нахилу екліптики до екватора. У 1 ст до н.е.(наша ера) вже були відомі точні синодичні періоди руху планет. У Індії була складена система літочислення, в якій велику роль грав рух Юпітера. У Ін.(Древн) Єгипті за спостереженнями зірок визначали періоди весняних розливів Нила, що обумовлювали терміни землеробських робіт; у Аравії, де із-за денної жари багато робіт здійснювалися ночами, істотну роль грали спостереження фаз Луни; у Ін.(Древн) Греції, де було розвинено мореплавання і питання орієнтування були украй актуальними, особливо до винаходу компаса, отримали розвиток способи орієнтування за зірками. У багатьох народів зокрема в країнах ісламу, з періодичністю небесних явищ, головним чином фазами Луни, був зв'язаний релігійний культ.

  Досить точні астрономічні спостереження вироблялися і передавалися подальшим поколінням вже в найглибшій старовині. Завдяки цьому єгиптяни за 28 ст до н.е.(наша ера) визначили тривалість року в 365 ¹ / ₄ сут. Період чергування місячних фаз (синодичний місяць) був відомий з точністю до декількох мін, про чим свідчить знайдений в 5 ст до нашої ери Метонов цикл, в якому після закінчення 19 років фази Луни падають на ті ж дати року. Період повторюваності сонячних затемнень, що становить 18 років 10 днів і названий саросом, був відомий вже в 6 ст до нашої ери. Всі ці відомості були отримані на основі багатовікових спостережень небесних явищ древніми народами Китаю, Єгипту, Індії і Греції.

  Зірки, як би прикріплені до небесного зведення і разом з ним що здійснюють добове обертання, практично не міняючи взаємного розташування, були названі нерухомими. У їх неправильних групах намагалися знайти схожість з тваринами, міфологічними персонажами, предметами домашнього ужитку. Так з'явилося ділення зоряного піднебіння на сузір'я, різні в різних народів. Але, окрім таких нерухомих зірок, вже у вікопомні часи сталі відомо 7 рухливих світил: Сонце, Луна і 5 планет, яким були привласнені імена римських божеств, — Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн. На честь Сонця, Місяці і 5 планет були встановлені 7 днів тижні, назви яких у ряді мов до цих пір відображають це. Прослідити рух по зоряній дорозі Місяця і планет було неважко, оскільки вони видно вночі на тлі навколишніх зірок. Встановити таке рух Сонця допомогли спостереження яскравих зірок, які з'являлися перед сходом Сонця на тлі уранішньої зорі (т.з. геліакічний схід). Ці спостереження у поєднанні з виміром полуденної висоти Сонця над горизонтом за допомогою простих пристосувань дозволили досить точно визначити дорогу Сонця серед зірок і прослідити його рух, що здійснюється з річним періодом по похилому до екватора великому кругу небесної сфери, названому екліптикою. Розташовані уподовж його сузір'я отримали назву зодіакальних (від греч.(грецький) zoon — тварина), оскільки багато хто з них має імена живих істот (Овен, Телець, Рак, Лев і ін.). У Ін.(Древн) Китаї зоряне піднебіння було детально вивчене і розділене на 122 сузір'я, з них 28 зодіакальних. Складений там список 807 зірок на декілька століть випередив зоряний каталог грецького ученого Гиппарха. Але у більшості народів було 12 зодіакальних сузір'їв, і Сонце протягом року проходіло кожне сузір'я приблизно протягом місяця. Місяць і планети також рухаються по зодіакальних сузір'ях (хоча і можуть відходити від екліптики на декілька кутових градусів в обидві сторони).

  Тоді як рух Сонця і Луни завжди відбувається в одному напрямі — із заходу на схід (прямий рух), рух планет набагато складніше і часом здійснюється у зворотному напрямі (позадній рух). Химерний рух планет, що не укладався в просту схему і що не підкорялося елементарним правилам, здавалося, говорило про існування у них особистої волі і сприяло їх обожнюванню древніми. Це, а також такі «страхітливі» явища, як місячні і особливо сонячні затьмарення, поява яскравих комет, спалахи нових зірок, породили лженауку — астрологію, в якій розташування планет в сузір'ях і згадані явища зв'язувалися з випадками на Землі і служили для передбачення долі народів або окремих осіб. Не маючи анінайменшої наукової основи, астрологія, використовуючи забобони і неуцтво людей, проте набула поширення і надовго стрималася у багатьох народів. Так, багато правителів, воєначальники і знатні люди тримали спеціальних астрологів, з якими радилися при ухваленні важливих рішень. Для того, щоб по правилах астрології складати гороскопи, по яких вироблялося уявне передбачення майбутнього, потрібно було знати розташування зодіаку відносно горизонту в даний момент, а також положення планет, що повело до посилення астрономічних спостережень, уточненню періодів руху світив і створенню перших, хоча і дуже недосконалих теорій руху планет. Т. о., астрологія, не дивлячись на всю свою абсурдність, сприяла на певному етапі розвитку науки А.

  Геоцентрична система світу. Для удосконалення теорій рухів планет було потрібно грунтовне знання геометрії, розробленої в Греції (не раніше 4 ст до н.е.(наша ера)). В цей час Евдокс Кнідський, попередник Арістотеля, створив теорію гомоцентричних сфер (що дійшла до нас лише в переказі Арістотеля), згідно якої планета прикріплена до поверхні порожнистої сфери, що рівномірно обертається усередині іншої сфери, осі, що теж обертається довкола, не співпадаючої з віссю обертання першої сфери. В центрі цих сфер знаходиться Земля. Для представлення складного руху деяких планет було потрібно декілька таких концентричних сфер, загальне число яких доведене учнем Евдокса Каліппом до 55. Пізніше, в 3 ст до н.е.(наша ера), грецький геометр Аполлоній Пергський спростив цю теорію, замінивши сфери, що обертаються, кругами, і цим поклав основу теорії епіциклів, що отримала своє завершення у вигадуванні старогрецького астронома Птолемея (2 ст н.е.(наша ера)), відомому під назвою «Альмагест» . Приймалося, що всі небесні світила рухаються по колах і притому рівномірно. Нерівномірні рухи планет, зміни напряму їх руху пояснювали, передбачаючи, що вони одночасно беруть участь в декількох кругових рівномірних рухах, що відбуваються в різній плоскості і з різними швидкостями. Земля, про кулястість якої учила вже Піфагорійська школа в 6 ст до н.е.(наша ера), вважалася такою, що покоїться в центрі Всесвіту, що відповідало безпосередньому враженню, що створюється виглядом зоряного піднебіння; коло земної кулі виміряв в 3 ст до н.е.(наша ера) Ератосфен в Александрії.

  Для практичного вживання теорія епіциклів потребувала значень величин, що визначають періоди звернення планет, взаємні нахили їх орбіт, довжини дуг позадніх рухів і т. п., які можна було отримати лише із спостережень, вимірюючи відповідні проміжки часу і кути. Для цього були створені різні пристосування і інструменти, спочатку прості, такі як гномон, а потім і складніші — трікветруми і арміллярниє сфери . Останні дозволяли визначати екліптичні координати «нерухомих» зірок. Їх списки (каталоги) були складені в давнину Ши Шенем (Китай, 4 ст до н.е.(наша ера)), Тімохарісом (Греція, 3 ст до н.е.(наша ера)) і Гиппархом на півтораста років пізніше (Греція, 2 ст до н.е.(наша ера)). Каталог Гиппарха містить 1022 зірки з вказівкою їх екліптичні широти і довготи і оцінкою блиску в умовній шкалі зоряних величин, вживаній і понині. При порівнянні свого каталога з каталогом Тімохаріса він виявив збільшення довгот всіх зірок і пояснив його рухом точки весняного рівнодення, від якої довготи відлічуються. Так було відкрито явище прецессиі .

  Астрономія в середні віки. «Альмагест» Птолемея, в якому були підсумовані астрономічні знання того часу, залишався протягом багатьох століть фундаментом геоцентричної системи світу. Виникнення християнства з його догматизмом, навали варварів привели до занепаду природознавства і, зокрема, А. в середні віки. Протягом цілого тисячоліття в Європі було мало додано, але багато забуто з того, що було відомо про будову Всесвіту завдяки працям учених античного світу. Священне писання з'явилося каноном, з якого черпалися відповіді на всі питання, у тому числі і з області А.

  Лише араби і народи, що стикалися з ними, зробили спробу якщо не реформувати А., то принаймні уточнити новими спостереженнями старі теорії. Багдадський халіф аль-Мамун розпорядився в 827 перекласти вигадування Птолемея з грецького на арабську мову. Арабський учений аль-Баттаїі в кінці 9 — початку 10 вв.(століття) виробив багаточисельні спостереження, уточнивши значення річної прецессиі, нахилу екліптики до екватора, ексцентриситету і довготи перигея орбіти Сонця. У тому ж 10 ст арабський астроном Абу-ль-Вефа відкрив одна з нерівностей (неправильності) в русі Луни. Великі заслуги в розвитку А. належать Абу Рейхану Віруні (Хорезм, кінець 10 — 11 вв.(століття)), авторові всіляких астрономічних досліджень. А. процвітала у арабських народів і в Ср. Азії аж до 15 ст Багато найбільших учених поряд з іншими науками займалися уточненням астрономічних постійних геоцентричній теорії. Особливо відомі астрономічні таблиці, складені в 1252 єврейськими і мавританськими ученими по розпорядженню Кастільського правителя Альфонса Х і тому альфонсовимі, що називалися. Наглядова А. отримала розвиток в Азербайджані, де Насиреддін Туси спорудив велику обсерваторію в Мараге. По розмірах, кількості і якості інструментів видатне місце зайняла обсерваторія Улугбека в Самарканді, де в 1420—37 був складений новий великий каталог зірок. Араби зберегли від забуття класичну А. греків, відновили планетні таблиці, розвинули теорію, але, слідуючи Птолемею, не внесли до А. корінних реформ. У цю епоху астрономічні спостереження вироблялися також в Китаї і Індії.

  В 12—13 вв.(століття) деяке пожвавлення природознавства стало помічатися також і в Європі. Поступово, не без впливу арабів, найбільш освічені люди знайомилися з наукою і філософією древніх греків, вигадування яких перекладали (часто з арабського) латинською мовою. Учення Арістотеля було визнане згідним з церковною догмою: геоцентрична система світу не перечила священному писанню. У Італії, а потім і в інших країнах Зап. Європи фундирувалися університети, які, хоча і знаходилися під сильним впливом церковної схоластики, все ж сприяли розвитку природознавства.

  Геліоцентрична система світу. У зв'язку з тими, що розвиваються мореплаванням і географічними дослідженнями, що вимагали уточнення знань положень зірок і планет, декілька видатних астрономів, головним чином в Германії, відновили спостереження для удосконалення планетних таблиць. У передових університетах викладалася геометрія, необхідна для засвоєння теорії епіциклів, і вивчався «Альмагест», декілька перекладів якого латинською мовою було надруковано у Венеції (1496, 1515 і 1528) і в Базелі (1538). Все це сприяло тому, що польський астроном Н. Коперник, що познайомився в Краківському університеті і потім в Італії зі всіма подробицями теорії епіциклів, після повернення до Польщі виробив повний переворот в А., розкривши дійсну будову планетної системи з Сонцем в центрі і рухомими довкола нього планетами, у тому числі і Землею разом з її супутником Луной. Вже старогрецький астроном Аристарх Самосський в 3 ст до н.е.(наша ера) висловлював думку, що Земля рухається довкола Сонця, а Геракліт ще раніше передбачав, що Земля обертається довкола осі. Але лише Коперник у всіх деталях розробив і обгрунтував геліоцентричну систему світу і послідовно виклав її в вигадуванні «О зверненнях небесних сфер», надрукованому в Нюрнбергов 1543. Цю працю дав ключ до пізнання Всесвіту в її дійсній будові, а не у вигляді математичної абстракції, що описує лише видиму сторону явищ. Проте століттями укорінена думка про нерухому Землю як центр Всесвіту, що розділяється церквою, довго не поступалося місцем новому ученню, яке не могли зрозуміти навіть багато видатних людей того часу. Вважалося, що система Коперника лише гіпотеза призначена для обчислення планетних рухів, чому сприяла передмова видавця книги Коперника, надрукована без відома автора. Навіть найбільший спостерігач данський астроном Тихо Бразі (16 ст) відмовлявся прийняти і навіть зрозуміти геліоцентричну систему. Остаточно затвердив теорію Коперника, отримавши непорушні докази її істинності, італійський фізик, механік і астроном Г. Галілей (2-я половина 16 — 1-я половина 17 вв.(століття)). Інший полум'яний проповідник множинності населених світів — Дж. Бруно (16 ст) за це, з точки зору церкви, єретичне учення після семирічного висновку був спалений в Римі на вогнищі. Астрономічні відкриття Галілея були зроблені за допомогою телескопа, незадовго перед тим винайденого в Голландії. Галілей, дізнавшись про цей винахід, влітку 1609 у Венеції зробив власну зорову трубу і вже на початку наступного року оповістив весь світ про свої дивні відкриття. На Луне він побачив гори, виявив диски в планет, Молочний Шлях виявився таким, що складається з незліченних зірок, невидимих неозброєним оком, в скупченні Плеяд він налічив св. 40 зірок. Потім він відкрив 4 супутники Юпітера, які, звертаючись довкола центральної планети, представляли зменшену копію планетної системи. Виявлена ним зміна фаз Венери свідчила про те, що ця планета звертається довкола Сонця, а не Землі. На самому Сонці Галілей побачив плями, розділивши честь цього відкриття з німецькими астрономами К. Шейнером і І. Фабріциусом. І лише тоді, коли геліоцентрична система світу отримала настільки блискучі підтвердження, католицька церква прийняла заходи до її заборони, вважаючи, що вона підриває авторитет Священного писання. Перед судом інквізиції Галілей був вимушений відректися від учення Коперника (1633). Само ж вигадування Коперника було внесене до списку (індекс) заборонених книг (ця заборона офіційно була знята лише 200 років опісля).

  Розвиток небесної механіки. Сучасник Галілея І. Кеплер, будучи в Празі асистентом Тихо Бразі, після смерті останнього отримав неперевершені по точності результати спостережень планет, що проводилися протягом більш ніж 20 років. Особливу увагу Кеплера привернув Марс, в русі якого він виявив значні відступи від всіх колишніх теорій. Ціною величезної праці і тривалих обчислень йому удалося знайти 3 закони рухи планет, що зіграли важливу роль в розвитку небесної механіки (т.з. Кеплера закони ) , 1-й закон, що свідчить, що планети рухаються по еліпсах, у фокусі яких знаходиться Сонце, зруйнував тисячолітнє уявлення про те, що орбіти планет обов'язково мають бути колами. 2-й закон визначив змінну швидкість руху планети по орбіті, 3-й закон встановив математичний зв'язок між розмірами еліптичних орбіт і періодами звернення планет довкола Сонця. Таблиці рухи планет, складені Кеплером на підставі цих законів, набагато перевершили по точності всі колишні і залишалися у вживанні протягом всього 17 ст

  Подальший прогрес А. тісно пов'язаний з розвитком математики і аналітичної механіки, з одного боку, і з успіхами оптики і астрономічного приладобудування — з іншою, фундаментом небесної механіки з'явився закон усесвітнього тяжіння, відкритий І. Ньютоном в 1685 ( Ньютона закон тяжіння ) . Наслідком цього закону виявилися і закони Кеплера, але лише для того окремого випадку, коли планета рухається під впливом тяжіння одного лише центрального тіла — Сонця. З'ясувалося, що в реальному випадку, за наявності взаємного тяжіння між всіма тілами Сонячної системи, рух планет складніший, ніж описуване законами Кеплера, і якщо вони все ж дотримуються з хорошим наближенням, то це результат сильного переважання тяжіння масивного Сонця над тяжінням всіх останніх планет. Гравітаційна сила, що виражається простий формулою в разі тяжіння між двома матеріальними крапками, приводить до дуже складних математичних побудов в разі декількох крапок або тяжіння між тілами, що складаються з багатьох матеріальних крапок. Саме такий є всі тіла Сонячної системи, та і всі космічні тіла взагалі. Лише завдяки працям багатьох математиків, раніше всього Ньютона, потім Же. Лагранжа, Л. Ейлера, П. Лапласа, К. Гаусса і ряду ін., складне завдання про рух, фігури і обертання планет з їх супутниками була вирішена з високою точністю. Передбачення, що блискуче підтвердилося, англійського астрономом Е. Галлєєм наступної появи комети, що носить тепер його ім'я, і обчислення французьким ученим А. Клеро моменту проходження комети через перигелій в 1759, відкриття в 1846 нептуна по обчисленнях французького астронома В. Льоверье, виявлення на основі обчислень невидимих супутників в деяких зірок (в Сіріуса і Проциона німецького астрономом Ф. Бесселем в 1844), згодом побачених у великі телескопи, з'явилися блискучими підтвердженнями того, що рух небесних тіл відбувається в основному під дією гравітаційних сил. Найбільш складним є рух Луни довкола Землі, але і його удалося представити з майже вичерпною точністю. Місяці, що залишалися в русі, невеликі відхилення від теорії, які раніше приписувалися якомусь негравітаційному впливу, в 20 ст пояснилися помилками у вимірах часу унаслідок нерівномірності обертання Землі. Т. о., небесна механіка, користуючись даними, такими, що доставляються астрометрією, виявилася в змозі пояснити і перед обчислити з дуже високою точністю майже всі рухи, спостережувані як в Сонячній системі, так в е р б Галактиці, і підготувати грунт для важких експериментів — запусків мистецтв, супутників Землі і космічних зондів.

  Телескопічні спостереження. Удосконалення телескопа йшло спочатку досить повільно. В порівнянні з трубою Галілея деяким поліпшенням була пропозиція Кеплера замінити розсіюючу окулярну лінзу такою, що збирає, що розширило поле зору і дозволило застосовувати сильніші збільшення. Цей простий окуляр був потім вдосконалений Х. Гюйгенсом і застосовується понині. Проте унаслідок хроматичної і частково сферичної аберації зображення продовжували залишатися розпливчатими, з веселковими облямівками, що заставляло для зменшення їх впливи збільшувати фокусні відстані об'єктивів (до 45 м-код ) , зберігаючи порівняно малі їх діаметри, оскільки у той час не уміли виплавляти великі блоки оптичного скла. Але і з такими недосконалими інструментами були зроблені ряд важливих відкриттів. Так, Гюйгенс в 1655 розгледів кільця Сатурну (Галілею диск Сатурну здавався подовженим або «потрійним»). Гюйгенс відкрив найбільш яскравий супутник Сатурну, Дж. Кассині виявив ще 4 інших, слабкіших супутника. Він же в 1675 відмітив, що кільце складається з двох концентричних частин, розділених темною смужкою — «щілиною Кассині». У 1675 О. Ремер за спостереженнями затьмарень супутників Юпітера відкрив скінченність швидкості світла і виміряв її.

  Подальше удосконалення оптичних інструментів пішло по іншій дорозі. Помилково вважаючи, що дисперсія світла пропорційна заломленню. Ньютон прийшов до висновку, що неможливо зробити об'єктив ахроматичним. Це з'явилося поштовхом до створення рефлекторів, в яких зображення будується увігнутим дзеркалом, принципово позбавленим хроматизму. Поступове вдосконалення мистецтва шліфовки дзеркал, зроблених із сплаву олова з міддю, дозволило робити рефлектори все великих розмірів, що допускають дуже сильні збільшення. Так, в 1789 В. Гершель (Англія) довів діаметр дзеркала до 122 див. Проте починаючи з середини 18 ст рефрактори також отримали істотне удосконалення. В цей час були створені стекла з великою дисперсією (флінтглас), і об'єктиви стали робити подвійними, поєднуючи 2 сорти скла. Поряд з означає. зменшенням хроматизму такі об'єктиви були вільні і від сферичної аберації, що дозволило у багато разів скоротити довжину труби, підвищити проникаючу силу інструментів і отримувати чітке зображення без веселкових облямівок.

  За допомогою нових інструментів майстерні спостерігачі зробили багато відкриттів, причому що відносяться не лише до тіл Сонячної системи (таких, як відкриття М. В. Ломоносовим в 1761 атмосфери у Венери і дослідження комет), але і до світу слабких і далеких зірок. Так, були виявлені багаточисельні зоряні скупчення і туманності (що вважалися у той час також скупченнями, в яких із-за їх віддаленості не видно окремі зірки). Перші каталоги таких об'єктів були складені у Франції Ш. Мессье (у 1771 і 1781); введені ним позначення вживають і понині. В результаті обширних систематичних спостережень В. Гершель обгрунтував обмеженість зоряної системи в просторі і укріпив т.ч. припущення І. Ламберта (1761) про існування багатьох зоряних систем, з яких та, де знаходиться Сонце, обмежується Млечним Дорогою. Лише у 20 ст ця теорія «острівного Всесвіту» отримала підтвердження і подальшу розробку.

  Роль телескопа в А. далеко не вичерпується такими відкриттями. Може бути ще важливіше застосування телескопа до точних кутових вимірів. У. Гаськойн в Англії (1640) помістив у фокусі телескопа нитки, які видно на тлі спостережуваного об'єкту, і цим підвищив точність візування в багато десятків разів. Ним же був винайдений перший окулярний мікрометр для вимірів малих кутових відстаней між деталями зображення, одночасно видимими у полі зору телескопа. Ж. Пікар у Франції (1667) забезпечив телескоп розділеними кругами, по яких відлічувалися кути з точністю до секунди дуги; це визначило і відповідну точність вимірів сферичних координат зірок, без чого не був би можливий подальший прогрес в області астрометрії і зоряної А. Пріменів такий інструмент в роботах по тріангуляції у Франції, Пікар отримав нові, точніші розміри земної кулі, використовуючи які Ньютон відкрив закон усесвітнього тяжіння. Вимірюючи взаємні положення компонентів подвійних зірок за допомогою окулярного мікрометра, В. Гершель (1803) встановив, що багато хто з них є фізично зв'язаним взаємним тяжінням системи, що складаються з двох (а інколи і більше) зірок, що звертаються довкола загального центру мас за законами Кеплера. Цим була доведена дійсна універсальність тяжіння, що діє у всіх місцях Всесвіту. Порівнюючи свої телескопічні визначення координат зірок із старими грецькими (Гиппарх, Тімохаріс), Галлей виявив в 1718, що 3 яскравих зірки — Альдебаран, Сіріус і Арктур — змінили своє положення настільки, що це не можна було пояснити помилками старих спостережень. Так були відкриті власні рухи зірок . До 1783 число зірок з відомим власним рухом зросло до 12; досліджуючи їх, В. Гершель прийшов до висновку, що частина власного руху кожної зірки є віддзеркаленням руху Сонячної системи в просторі і визначив напрям цього руху (у бік сузір'я Геркулеса). Все це допомогло почати вивчення розподілу і руху зірок в системі Молочного Шляху, що отримала згодом назву Галактики . Телескопічні ж спостереження привели англійського астронома Дж. Брадлея в 1725 до відкриття явища аберація світла, яке він правильно пояснив кінцевою швидкістю світла, а в 1748 — до відкриття нутації земної осі.

  Одному з фундаментальних і важких завдань А. у всі часи було визначення астрономічної одиниці — середньої відстані Землі від Сонця, яке є основною одиницею вимірів всіх відстаней у Всесвіті. Було проведено багато спроб вирішити проблему, але всі вони, у міру вдосконалення методики і техніки спостережень, приводили всі до великих і великих значень цієї одиниці. Перші близькі до істини результати були отримані методом, запропонованим Галлєєм, — спостереженням з різних точок Землі проходжень Венери по диску Сонця в 1761, 1769, 1874 і 1882 і визначенням таким шляхом паралакса Сонця (останній, при відомих розмірах Землі, дає можливість обчислити астрономічну одиницю). Для спостережень цих проходжень споряджалися багаточисельні експедиції. Перше з них було видиме на С. Европи і в Сибіру. Від Петербурзької АН(Академія наук) його спостерігав С. Я. Румовський в Селенгинське за Байкалом. Обробка всіх спостережень привела до значень паралакса Сонця від 8,5" до 10,5". Проходження в 1769 Румовський спостерігав в Колі, а І. І. Ісленьев в Якутську. Надії, що проте покладалися, на точність визначення паралакса Сонця не збулися, і після відкриття в 1801 малих планет, серед яких є вельми близько відповідні до Землі, з'явилася інша можливість визначення цієї важливої астрономічної постійної. У результаті всіх визначень, виконаних в 19 ст, для паралакса Сонця було прийнято значення 8,80", що відповідає значенню астрономічної одиниці 149 500 000 км. В 60-х рр. 20 ст, на підставі вимірів радіолокацій, для астрономічної одиниці набуте значення 149,600 млн. км.

  Фундаментальне значення мали перші визначення відстаней до зірок виміром річних параллаксов . У міру вдосконалення телескопічних спостережень ставало ясним, що параллакси, що є перспективними зсувами зірок, викликаними річним рухом Землі довкола Сонця, надзвичайно малі. Спроби виявити ці зсуви, початі незабаром після геніального відкриття Коперника і що привели до ряду несподіваних відкриттів, — аберації світла, фізичних подвійних зірок, невидимих супутників зірок, — довгий час залишалися безуспішними. До часу В. Гершеля з'ясувалося, що параллакси навіть найбільш близьких зірок не перевищують 1", а такі кути і не могли бути виміряні інструментами того часу. Лише В. Я. Струве в 1837 в Дерпте і Ф. Бесселю в 1838 в Кенігсберге удалося вперше упевнено виміряти параллакси відповідно зірки Веги і 61 Лебедя. Т. о., бил вперше визначений правильний масштаб відстаней у Всесвіті. Роботи Струве і Бесселя були засновані на візуальних телескопічних спостереженнях. З початку 20 ст виміру зоряних параллаксов стали виробляти виключно астрофотографічними методами. Знайдена згодом найближча до нас зірка має паралакс 0,76", що відповідає відстані в 1,3 парсека (4,3 світлових: роки).

  Важливим напрямом А. з'явилося складання зоряних каталогів, що містять якнайточніші координати зірок. Їх значення настільки велике що вони були названі фундаментом А. Оні потрібні як для наукових цілей, зокрема для визначення астрономічних постійних і дослідження рухів у Всесвіті, так і для прикладних цілей — геодезії, картографії, географічних досліджень, мореплавання, космонавтики. У цій області особливо великі заслуги мають обсерваторії: Грінвічська (заснована в 1675), Пулковськая (1839), Вашингтонська (1842) і обсерваторія в Кейптауне в Юж. Африці (1820).

  В кінці 18 ст зведення про Сонячну; системі поповнилися завдяки відкриттю в 1781 планети Уран. Вивчення закономірностей його руху привело в 1846 до відкриття нептуна, а в 1930 була відкрита найвіддаленіша від Сонця планета Плутон. У 1801 була виявлена перша мала планета, в даний час (кінець 60-х рр. 20 ст) відоме вже більше 1700 тіл цього типа. Деякі з них представляють великий інтерес характером свого руху (наприклад, т.з. Троя), інші — крихтою відстані, на яку вони можуть наближатися до Землі.

  Розвиток астрофізики. До середини 18 ст з розділів А., складових сучасну астрофізику, лише фотометрія, що спочатку обмежувалася окомірними оцінками блиску зірок, отримала експериментальну розробку в працях французького ученого П. Бугера (1729) і теоретичне обгрунтування в дослідженнях німецького ученого І. Ламберта (1760). Тоді ж було остаточно доведено, що Сонце є зірка, що відрізняється від інших зірок лише близькістю до нас, а що якщо його видалити на відстані зірок, то воно нічим не буде від них відрізнятися. Вивчення кількості зірок: різних зоряних величин дозволило В. Я. Струве в 1847 обгрунтувати існування поглинання світла в міжзоряному просторі — явища, остаточно підтвердженого в 1930 американським астрономом Р. Трамплером.

  Величезні і можливості дослідження фізичної природи і хімічного складу зірок, що все збільшуються, дістали завдяки винаходу спектрального аналізу (Р. Бунзен і Г. Кирхгоф, 1859). Піонерами вживання цього методу до Сонця, зіркам і туманностям були У. Хеггинс і Дж. Локьер в Англії, А. Секки в Італії, Ж. Жансен у Франції. Чеський фізик К. Доплер сформулював в 1842 свій знаменитий принцип ( Доплера ефект ), уточнений А. Фізо в 1848 і експериментально перевірений А. А. Белопольським на лабораторній установці в 1900. Принцип Доплера отримав багаточисельні вживання в А. для вимірів руху по променю зору і обертання зірок, турбулентних рухів в сонячній фотосфері і ін., а потім і в найрізноманітніших галузях фізики. Спектральний аналіз дозволив поглибити дослідження змінних зірок, вивчення яких почалося ще в кінці 18 ст, а також виявити безліч спектрально-подвійних зірок, компоненти яких настільки близькі між собою, що їх неможливо окремо спостерігати навіть в найсильніші телескопи.

  Винайдена в 1839 фотографія отримала широке вживання в А., коли стали виготовляти сухі фотопластини. Особливу користь принесла фотографія у поєднанні з фотометрією, спектроскопією і астрометрією, дозволивши глибоко і детально досліджувати будову, хімічний склад і рух різних небесних об'єктів. Фотоемульсія як приймач випромінювання з великим успіхом замінила око при багатьох астрономічних спостереженнях, підвищивши їх точність, об'єктивність і документальність, а також дозволила фіксиро