天體物理學的創立及成就

望遠鏡對天文學的發展作出過巨大的貢獻，但望遠鏡存在一定局限，它不能了解天體的化學組成，物理狀態等。19世紀初，剛剛發展起來的分光學、光度學和照相術開始應用于天文學，使天文學取得了一系列重大成就。這樣在19世紀下半葉新興的天體物理學創立了。光譜學發端于牛頓的三棱鏡分光實驗。1814年光學家夫瑯和費(1787-1826年，德國）將望遠鏡、三棱鏡和直光管組成一個系統，命名叫分光鏡。該系統由于用多個棱鏡偏折光線，因此使色散度增大可以精確測出各種色光譜線的位置。他發現太陽光譜不是連續變化的，其中暗線多達576條，他用A、B、C、D(D1與D2）、E、F、G、H標志出最明晰的8條暗線，后人稱做"夫瑯和費"線。盡管他不能深入解釋這些暗線的意義，但他肯定這些暗線是由日光自身決定的。后來夫瑯和費又用分光鏡研究月亮、行星及恒星發出的光譜，結果表明這些天體的光譜同樣存在暗線。夫瑯和費被公認是天體物理學的創始者。

化學家本生(1811-1899年，德國）和物理學家基爾霍夫(1824-1877年，德國）揭示出光譜暗線的本質。他們將食鹽撒在火焰上，通過分光鏡可以看到二條黃色亮線，其位置正好落在太陽光譜的D1和D2暗線上，于是他們讓太陽光和鈉光混合，投在分光鏡上，出人意料的是D1、D2暗線并沒有因此亮起來，反而更暗了。用另一種有連續光譜的光源代替日光重復上述實驗，結果在連續光譜上出現了D1、D2暗線，他們由此想到太陽中心發出的連續光譜一定被太陽表面的鈉蒸氣把黃色光吸收了，結果在地球上觀察到的太陽光譜就形成了D1、D2暗線。

基爾霍夫通過深入研究發現了分光學的基本定律：①每一個化學元素都有一種特殊的發射光譜；②每一種元素可以吸收它能夠發射的光譜線，這叫自蝕式自變現象。他和本生在研究了各種元素的光譜并和太陽光譜的夫瑯和費線作了對比之后，宣布太陽大氣中存在鐵、鈉、鈣、鎳等元素，但沒有鋰。

1861年，布儒斯特指出落日時的太陽光譜的暗線受到地球大氣的干擾。4年后詹森(1824-1907年，法國）進一步證明大氣中的吸收譜線是由氧和水汽形成的。1866年，洛基爾(1836-1920年，英國）利用分光鏡研究黑子，他發現黑子的光譜吸收暗線遠比太陽其它地區的吸收暗線多。1869年，埃格斯特(1814-1874年，瑞典）首次測出了1000多條太陽光譜線的波長，并以他的姓名的第一個字母人作為波長單位的名稱(埃）。

太陽光譜學的研究推動了人們對太陽的研究。18世紀末，W.赫歇爾還假定太陽是一個冷的固體，其上有生物和居民。但是光譜分析證明太陽大氣中有金屬氣體存在，足見溫度很高，不適合任何生物生存。1865年，法伊(1814-1902年，法國）提出了新的太陽理論，他假定太陽是一個高溫氣團，熱量自太陽內部輻射出來，太陽內部的物質也隨之上升至太陽表面，在那里重新聚集又回到太陽的內部，這種對流構成了太陽物質的循環運動。這一理論延續至本世紀才為新的太陽理論取代。

1868年8月18日，在日全食觀測中使用了分光鏡。其中對日珥作的光譜觀測研究表明日珥是太陽大氣的一部分，是太陽部分物質爆發時形成的特殊現象。參加這次觀測的詹森在日珥的光譜中發現一條未知的譜線DS，位置與鈉的D線很接近。次年，洛基爾(1836-1920年，英國）在日全食觀測中又見到這條暗線，他確認這條譜線證明太陽中有一種特有的元素，定名為氦。

1895年，拉姆賽在一種結晶鈾礦中找到一種氣體，結果證明地球上也存在氦。

在研究太陽光譜的同時，有人開始研究彗星的光譜，發現它是相隔為三段的光譜色帶。這說明彗星是一個發光體，不象行星那樣僅僅反射陽光。哈金斯(1824-1910年，英國）進而證明彗星的三段光譜帶與碳氫化合物光譜中的三段光帶相合。后來他發現流星的光譜也與此類似，哈金斯的工作是比較深入的，他觀察過彗星的紫外光譜和由彗星反射的太陽光譜。

人們在研究中還發現連續光譜和發光體表面溫度存在關聯，通常當發光體溫度升高，其輻射能量的最大值向光譜的紫端偏移。恒星吸收光譜也與恒星溫度有關。塞奇(1818-1878年，意大利）自1863年起用低色度的攝譜儀觀測恒星光譜，他把恒星分為白色星、黃色星、橙色星、紅色星和暗紅色星。80年代以后，天文學家們才根據光譜，把恒星劃分為不同溫度類型的星。

1842年，物理學家多普勒(1803-1853年，意大利）指出，當波源與觀察者相對運動時，將觀察到波源的頻率發生變化；當光源離去時，它發出的聲或光的頻率降低，或波長變長。人們很自然會想到在天體觀測中也會產生"多普勒效應"：如果星球向地球而來，其光譜必向紫色一端移動；反之，則會向紅色一端移動。1868年，哈金斯觀察到天狼星吸收譜線向紅端移動，他計算出天狼星以約每秒34.5公里的速度遠離地球而去。從此，利用多普勒效應觀測天體，解決了許多重大的天體物理問題，對現代天文學的誕生產生了深遠影響。

光度學的發展與應用是19世紀天體物理學的另一個方面。18世紀中葉，蘭伯特(1728-1777年，德國）建立了光度學的基本定律。他研究了光線在透明介質中被吸收的情況，論述過月亮和行星的亮度問題，得到滿月時月亮的平均亮度只有太陽的27.7萬分之一的結論。

1859年，澤內爾(1834-1882年，瑞典）發明了光度計，使星體亮度測量的準確性大大提高，澤內爾用這一方法測量了星體的亮度，于1861年公布了近代第一個使用光度計測量的星度表。在他之前，普森(1829-1891年，英國）建議按星的亮度分為5個星等，相鄰兩個星等亮度之比為2.512。他們的工作為恒星光度學奠定了基礎。

在照相術發明之前，天文學家們是用手把觀察到的星體形貌畫在紙上的。

1827年，尼普斯(1765-1833年，法國）制成了第一臺照相機，他利用銀鹽感光的原理制做底片，經過長達8小時的曝光得了第一張風景相片。他的合作者達蓋爾(1789-1851年，法國）在1839年發明了一種銀版照相術，使用碘化銀做感光材料，感光時間縮短到20-30分鐘。定影液由天文學家J.赫歇爾建議使用硫代硫酸鈉。照相術的成功立即引起天文學家的高度重視，就在當年由J.德雷伯(1811-1882年，美國）把照相機安裝在一架口徑是7.6厘米的折射望遠鏡上，望遠鏡跟蹤著月亮并連續曝光20分鐘，終于得到了第一張天文相片。

1851年，攝影師斯科特-阿切爾(1813-1857年，美國）發明了珂珞酊濕片法，感光速度比達蓋爾法快100倍以上。德拉魯(1815-1889年，英國）于次年將這一方法用于天文照相，僅曝光30秒就得到一張清晰的月亮照片。1860年，他在西班牙又用此法拍到一張清晰的日珥照片。從此，照相方法在天文觀測中得到推廣。

1871年，化學家馬多克斯(1816-1902年，英國）用明膠代替珂珞酊，發明了干版法。這一方法幾經改進在19世紀末使感光速度提高了幾千倍，連暗弱的恒星也可以拍照。此外，照相術還用來拍攝恒星的光譜。

由于分光術、測光術和照相術的應用，為研究天體的物理性質和化學組成提供了可能，最終導致天體物理學的誕生。于是天文學由只能研究天體的機械運動發展到研究天體的物理和化學特性，完成了自身的一次飛躍。