§ 1. Создание физического фундамента

По мере развития физики и выхода ее за рамки механики вставали совершенно новые проблемы перед астрономией, менялось ее содержание и смысл терминов.

Со времен Кеплера, благодаря его «Новой астрономии... или физике неба», в науку о небе вошла проблема физической природы и причин астрономических явлений, а с нею и сам термин «физическая астрономия». Однако, несмотря на широкий смысл его у Кеплера (впервые попытавшегося объяснить некоторые небесные явления немеханической причиной — магнетизмом), смысл «физической астрономии» и «физики неба» уже вскоре свелся к «небесной механике», точнее, к гравитационной динамике неба. Под знаменем ее прошел XVIII век.

Новым фундаментом для астрономических исследований и развития астрономической картины мира стали крупные успехи в двух молодых областях физики — физической оптике, чем ознаменовался с самого начала век XIX, а затем и в термодинамике, родившейся вместе с открытием в 40-е гг. XIX в. закона сохранения и превращения энергии (I Начала термодинамики — Р. Майер, Г. Гельмгольц, Дж. Джоуль).

Истоки развития физической оптики также восходят к Кеплеру. Следующим крупнейшим шагом в этой области стала первая сценка скорости света О. Рёмером в 1676 г. Это резко изменило представления о масштабах Вселенной (первая оценка межзвездных расстояний Гюйгенсом в 1695 г. — 0,5 св. года, первая оценка В. Гершелем расстояния до млечных туманностей — миллионы световых лет). Базой количественной фотометрии стали результаты Ламберта в середине XVIII в.

Полная победа волновой теории света, выдвинутой еще Гюйгенсом, но признанной лишь в первой четверти XIX в., после открытия интерференции и поляризации, неожиданно позволила сделать реальный шаг к непосредственному изучению физической природы и состояния небесных тел, прежде всего Солнца.

Первым астрофизическим инструментом стал полярископ, изобретенный выдающимся французским физиком и астрономом Д. Араго (1786—1853) в 1811 г. на основе открытого им явления хроматической поляризации света. С его помощью Араго первым дал достаточно убедительный и правильный ответ на вопрос, стоявший перед человечеством в течение тысячелетий: что представляет собой ослепительная поверхность Солнца. Араго доказал, что солнечная фотосфера — нагретый самосветящийся газ. Вместе с тем само тело Солнца (и следовательно, звезд) под фотосферой еще несколько десятилетий продолжали считать твердым и даже холодным. Была поставлена проблема изучения природы короны, относительно которой еще не было уверенности, что она принадлежит Солнцу. Под знаком астрофизических, главным образом поляризационных, наблюдений Солнца прошла в астрономии вся первая половина XIX в. Энтузиазм и самоотверженность астрономов, устремлявшихся в самые отдаленные и труднодоступные места для наблюдений короны в краткие мгновения полной фазы солнечных затмений, вошли в историю науки как одна из самых впечатляющих ее страниц. Но поляризация оказалась явлением, сложно и неоднозначно связанным с состоянием излучающего вещества, и сама требовала изучения, что приглушило в дальнейшем почти на столетие ее использование в приборах, анализирующих излучение небесных тел.

Впервые реальную информацию о составе и строении космического вещества принесли метеориты, по которым даже судили о составе Луны (в первой четверти XIX в. укрепилось представление о них как о лунных вулканических бомбах). Но метеориты, хотя и признанные космическими объектами, стали предметом изучения не для астрономов (из-за трудности определения их орбит, т. е. их космического адреса), а для химиков и минералогов.

Основанием для новых открытий стало развитие точной инструментальной оптики, начатое Й. Фраунгофером (1787—1826) и на десятки лет выдвинувшее вновь на первый план в астрономии линзовые телескопы — рефракторы.

В первой четверти XIX в. были заложены основы спектроскопии — открытием принципа щелевого спектроскопа (Волластон, 1802) и спектральных линий поглощения в спектре Солнца (фраунгоферовы линии) в 1815 г. Первым важным для астрономии результатом в астроспектроскопии стал принцип Доплера, позволявший по смещению линий в спектре определять лучевые скорости излучающих небесных объектов. В 1842 г. его идею впервые предложил австрийский физик Х. Доплер (1803—1853), а затем уточнил И. Физо. Уже в 1868 г. В. Хеггинс применил принцип Доплера в астрономии и определил лучевые скорости нескольких звезд.

Тем временем зарождавшаяся астрофизика получила в свое распоряжение новый могучий метод — спектральный анализ, разработанный в 1861 г. немецкими учеными — выдающимся физиком Г. Кирхгофом и известным химиком Р. Бунзеном. В результате уже в начале 60-х годов был дан ответ на вопрос, еще недавно считавшийся неразрешимым, — о химическом составе звезд (в 1852 г. французский философ, отец позитивизма О. Конт говорил о принципиальной невозможности решить эту задачу). Кирхгоф первым, а вслед за ним и другие (Хеггинс, Жансен, Локьер) успешно приступили к исследованию химического состава Солнца и звезд.