«Астрофизика» термині XIX ғасырдың 60-шы жылдарының ортасында пайда болды. Астрофизиканың «крест әкесі» неміс астрономы Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834-1882), Лейпциг университетінің профессоры.

Аспан механикасына қарағанда, дәл белгілі (1687-ші) туған жылы астрофизиканың «дүниеге келу» күнін атау оңай емес. Ол XIX ғасырдың 1-жартысында біртіндеп пайда болды.

1802 жылы ағылшын физигі Уильям Хайд Волластон (1766-1828), бір жыл бұрын ультракүлгін сәулелерді ашқан, спектроскоп құрды, онда шыны призманың алдында оның қабырғасына параллель жіңішке Саңылау орналасқан. Аспапты күнге апара отырып, ол күн спектрін тар қара сызықтарды кесіп өтеді деп байқады.

Волластон сонда өзінің ашылуының мағынасын түсінбеді және оған ерекше мән бермеді. 12 жылдан кейін, 1814 ж. неміс физигі Йозеф Фраунгофер (1787-1826) күн спектрінде қара сызықтарды қайта тапты, бірақ Волластонға қарағанда жарық дифракциясының құбылыстарын пайдалана отырып, оларды Күн атмосферасының газдарымен сәулелердің жұтылуын дұрыс түсіндіре білді, ол фраунгофердердің атауын алған бақыланған сызықтардың толқындарының ұзындығын өлшеді.

1873 жылы шотланд физигі Дэвид Брюстер (1781-1868). Өзінің жарық поляризациясын зерттеумен белгілі, күн спектріндегі жолақтар тобына назар аударды. 1862 жылы француз астрофизигі Пьер Жюль Сезар Жансен (1824-XIX) оларға дұрыс түсініктеме берді: теллуриялық деп аталатын бұл жолақтар Жер атмосферасының газдарымен күн сәулесінің жұтылуын тудырды.

XIX ғасырдың ортасына қарай физиктер жарық беретін газдардың спектрлерін өте жақсы зерттеді. Осылайша, булардың шырағдануы жарқын сары сызықты туындататыны анықталды. Алайда сол жерде күн спектрінде қара сызық байқалды. Бұл бұл заңды ма?

1859 жылы бұл мәселені шешу үшін көрнекті неміс физигі Густав Кирхгоф (1824-1887) және оның әріптесі, белгілі химик Роберт Бунзен (1811-1899) басталды.Күн спектріндегі Фраунгофер сызықтарының толқындарының ұзындығын және әртүрлі заттардың булары сәулелену сызықтарын салыстыра отырып, Кирхгоф пен Бунзен күннен натрий, темір, магний, кальций, хром және басқа да металдарды тапты. Күн спектріндегі қараңғы желілер жер газдарының сәулеленетін зертханалық желілеріне әр жолы сәйкес келді. 1862 жылы Швед физигі және астрон Андрес Йонас Ангстрем (1814-1874), спектроскопияның негізін қалаушылардың тағы бірі, табиғатта ең таралған элемент – сутегінің күн спектрінде тапты. 1869 жылы ол бірнеше мың сызықтардың толқын ұзындығының үлкен дәлдігімен өлшеп, күн спектрінің бірінші Толық Атласын құрады.

1868 жылдың 18 тамызы Француз астрофизигі Пьер Жансен, толық күн тұтылуын бақылай отырып, натрий Қос сызығына жақын күн спектрінде ашық сары сызықты байқады. Ол жерде белгісіз гелий химиялық элементіне жазылған. Шынында да, гелий Жер бетінде алғаш рет клевеит минералын қыздыру кезінде бөлінген газдардан табылды, тек 1895 жылы ғана, ол өзінің «жерден тыс» атауын толықтай ақтады.

Күн спектроскопиясының жетістіктері ғалымдардың жұлдыздарды зерттеуге спектралды талдауды қолдануға ынталандырды. Жұлдызды спектроскопияның дамуындағы маңызды рөлді итальяндық Астрофизика Анджело Секки (1818-1878) тиесілі. 1863-1868 жылдары ол 4 мың жұлдыздардың спектрлерін зерттеді және жұлдызды спектрлердің бірінші сыныптамасын құрастырды, оларды төрт класқа бөлді. Оның жіктелуі барлық астрономдармен қабылданды және Гарвард жіктемесінің XX ғасырдың басында енгізілгенге дейін қолданылған. Уильям Хеггинспен бір уақытта секс планетаның алғашқы спектралды бақылауларын орындады, және де ол Юпитер спектрінің қызыл бөлігінен метанға тиесілі кең қара жолақты тапты.

Астроспектроспектроскопияның дамуына отандасы Секски Джованни Донати (1826-1873) үлкен үлес қосты, оның есімі әдетте 1858 жылы онымен ашық байланыстырады және оның құрметіне жарқын және өте әдемі Комета деп аталады. Донати бірінші болып оның спектрін алды және ондағы байқалатын жолақтар мен сызықтарды теңестірді. Ол күн спектрін, жұлдыздарды, күн хромосферасы мен тәжін, сондай-ақ полярлық жарқын зерттеді.

Уильям Хеггинс (1824-1910) көптеген жұлдыздардың спектрлерінің күн спектрімен ұқсастығын орнатты. Ол жарық Күн атмосферасының газдарымен жұтып, оның қызған беті шығып жатқанын көрсетті. Күн мен Жұлдыз спектріндегі элементтердің сызықтары, әдетте, ашық емес, қараңғы. Хеггинс алғаш рет сәулеленудің жеке сызықтарынан тұратын газды тұмандықтардың спектрлерін алды және зерттеді. Бұл олардың газ екенін дәлелдеді.

Хеггинс жаңа жұлдыздың спектрін алғаш рет зерттеді, атап айтқанда, 1866 жылда жанып кеткен Жаңа Солтүстік тәж, және газ қабығының кеңейетін жұлдыз айналасының бар болуын анықтады. Ол алғашқылардың бірі болып, жұлдыздардың көру сәулесі бойынша жылдамдығын анықтау үшін Доплер – Физо принципін қолданды (оны жиі Доплер әсері деп атайды).

Бұған дейін, 1842 жылы австриялық физик Кристиан Доплер (1803-1853) теориялық дәлелдеген, бақылаушы қабылдайтын дыбыс және жарық тербелістерінің жиілігі олардың көзін жақындату немесе жою жылдамдығына байланысты. Локомотив гудкасының биіктігі, мысалы, жақындап келе жатқан поезд бізді айналып өтіп, алыстай бастаған кезде күрт өзгереді (төмендеу жағына қарай).

1848 жылы атақты француз физигі Арман Ипполит Луи Физо (1819-1896) зертханадағы жарық сәулелерінің бұл құбылысты тексерді. Ол сондай — ақ оны сәулелік жылдамдықтар деп аталатын көру сәулесі бойынша жұлдыздардың жылдамдығын анықтау үшін пайдалануды ұсынды-спектрлік сызықтардың спектрдің күлгін ұшына (көз жақындаған жағдайда) немесе қызылға (оны алып тастаған жағдайда) жылжуы бойынша. 1868 жылы Хеггинс Сириустың сәулелік жылдамдығын өлшеді. Ол 8 км/с жылдамдықпен жерге жақындады.

Астрономияда Доплер – Фозо қағидатын дәйекті қолдану бірқатар тамаша жаңалықтарға алып келді. 1889 жылы Гарвард обсерваториясының (АҚШ) директоры Эдуард Чарлз Пикеринг (1846-1919) үлкен аюдың құйрығында 2 – ші жұлдызды шаманың барлық белгілі жұлдызының Мицар спектріндегі сызықтардың бөлінуін тапты. Белгілі бір кезеңмен желілер қозғалып, жылжыды. Пикеринг бұл, ең алдымен, тығыз қос жүйе екенін түсінді: оның жұлдыздары бір-біріне жақын, оларды бірде-бір телескоппен ажыратуға болмайды. Алайда спектралдық талдау мұны жасауға мүмкіндік береді. Екі жұлдыздың да жылдамдығы әр жаққа бағытталғандықтан, оларды Доплер – Физо принципін (сонымен қатар, әрине, жүйедегі жұлдыздардың айналыс кезеңі) пайдалана отырып анықтауға болады.

1900 жылы пулковский астрон Аристарх Аполлонович Белопольский (1854-1934) планеталардың айналу жылдамдығы мен кезеңдерін анықтау үшін осы қағиданы қолданды. Егер спектрографтың саңылауын ғаламшардың экваторын бойлай қойса, спектральды сызықтар еңіс алады (планетаның бір шеті бізге жақындап, екіншісі – жойылады). Сатурн сақиналарына осы әдісті қоса отырып, Белопольский сақинаның учаскелері планетаның айналасында Кеплер заңдары бойынша айналатынын дәлелдеді, демек, Теориялық пайымдауларға сүйене отырып, Джеймс Клерк Максвелл (1831-1879) және Софья Васильевна Ковалевская (1850-1891) өзара байланысты емес ұсақ бөлшектерден тұрады.

Белопольскиймен бір уақытта сол нәтижені американдық астрон Джеймс Эдуард Килер (1857-1900) және француз астроны Анри Деландр (1853-1948) алды.

Осы зерттеулерге дейін шамамен бір жыл бұрын Белопольский цефеидтің сәулелік жылдамдығының кезеңдік өзгеруін тапты. Сол кезде мәскеулік физик Николай Алексеевич Умов (1846-1915) өз уақытын озып келе жатқан ой айтқан, бұл жағдайда ғалымдар сол кезде ойлаған сияқты, жұлдыздың пульсациясы бар қос ситемамен емес.

Сонымен қатар, астроспектроскопия барлық жаңа және жаңа жетістіктерді жасады. Гарвард астрономиялық обсерваториясы 1890 жылда 8-ші жұлдызды шамаға дейін және Оңтүстік қисаюдың 25* дейін 10350 жұлдызынан тұратын жұлдызды спектрлердің үлкен каталогын шығарды. Ол астрономияның американдық әуесқойының (дәрігер мамандығы бойынша) Генри Дрэперді (1837-1882), астрономияда фотосуретті кеңінен қолдану пионерді еске алуға арналған. 1872 жылы ол жұлдыз спектрінің бірінші суретін алды (спектрограмма), ал одан әрі – жарқын жұлдыздардың спектрлері, ай, планеталар, кометалар және тұман. Каталогтың бірінші томы шыққаннан кейін оған бірнеше рет толықтырулар енгізілді. Зерттелген жұлдыздардың жалпы саны 350 мыңға жетті.

Фотосуретті астрономияда қолдану оның көрнекі бақылаулар алдындағы көптеген артықшылықтарының арқасында үлкен мәнге ие болды.

1839 жылы француз өнертапқышы Луи Жак Манде Дагер (1787-1851) йодтық күмістен металл пластинкада жасырын сурет алу тәсілін ойлап тапты. Адамдардың алғашқы портреттері (дагеротиптер) пайда болды. Париж обсерваториясының директоры Доминик Франсуа Араго (1786-1853) 1839 жылы 19 тамызда Француз ғылым академиясының баяндамасында. фотосуретті ғылымда, атап айтқанда астрономияда қолданудың кең келешегін көрсетті. 1840 жылы Күн мен Айдың алғашқы дагеротиптері, содан кейін жұлдыздар, күн тәжі, күн спектрі алынды.

Дагеротиптердің үлкен кемшілігі оларды көбейтудің мүмкін еместігі болды. Дагеротип бір данада оқып, екіншісін алу үшін екінші рет алып тастау керек еді. 1851 жылы. англичанин Ф. Скотт-Арчер су коллоид әдісін ойлап тапты, пластинкалар қолданғанға дейін йодтық күміс бар коллоид қабаты құйылды. Соңғысы жарық сезгіш материал болды.

Аспан денелерін суретке түсіру бойынша алғашқы эксперименттер дагеротиптік алдында ылғалды коллокидті тәсілдің басымдылығын көрсетті. Экспозиция уақыты 100 еседен астам қысқарды, бейнелер көптеген бөлшектерден тұрды.

Ең үлкен успехав қолдану сулы коллоидты тәсілін жетті ағылшын жұлдызшысы әуесқой-Варрен Делорю (1815-1889). Қағаз фабрикасының иесі бола отырып, ол өз қаражатына Лондон маңындағы обсерваторияны және суретке түсіруді жүргізген жақсы телескоп салды. Оның ұсынысы бойынша британдық астрономиялық қауымдастық Кью-де арнайы обсерватория және Фотогелиограф-күнді суретке түсіруге арналған аспап жасады.

1850 жылы. Уильям мен Джордж Бонда, әкесі мен Ұлы, жұлдыздың (Веганың) суретін алғаш рет жасаған. 1872 жылы. Генри Дрэпер оның бірінші спектрограммасын алды, онда сіңіру сызықтары көрінеді. Фотосурет астрономиялық зерттеулер тәжірибесіне көбірек еніп кетті. 1891 жылы. оның көмегімен бірінші кіші планета ашылды. Бұл 323 Брусия болды. Суретке түсіру техникасы біртіндеп жетілдіріліп, фотоматериалдар жақсарды. Суретке түсіру үшін спектрдің сары, қызыл және инфрақызыл аймақтары қол жетімді болды.

1887 жылы 19 тамызда Ресейдің приволжский қалашығына Юрьевец (төменгі Новгородқа жақын), Потсдам обсерваториясының директоры профессор Герман Карл Фогель (1841-1907) келді. Ол 1871 жылдан бастап қолданылған көмегімен шешу мүмкін емес болатын хромосфера спектрінің қызыл бөлігін және тәжді суретке түсіруді мақсат еткен. құрғақ бромжелатинді пластинкалар. Ол үшін Фогель сұйық негізде арнайы эмульсия жасап, кешкісін тұтану алдында коллоидты қабатпен өз пластинкаларын құйып, кептіруге қойды. Және кенеттен оның көршілері-А. А. Белопольский бастаған Мәскеу обсерваториясының экспедициясының қатысушылары-күйзеліс дауысын естіді:

— Бәрі жоғалды! Менің пластинкалар қаза болды!

Бұл Фогель кричал. Ол қарапайым орыс моншасы қызмет еткен «фотозертханаға» өз пластинкаларын қойды. Төбе, оны присыпан жерді ететін хлопанья есіктермен осыпалась. Кедей Фогель адамдар жуылатын бөлмеде жер төбеден шашылуы мүмкін деп ойлаған жоқ. Дегенмен, ол жағдайдан шықты-спектрді көзбен көрді.

Ежелгі кезде астрономдар жұлдыздарды жарқырауы бойынша алты кластарға – жұлдызды шамаларға бөледі. Бұл шама жұлдыз өлшеміне ешқандай қатысы жоқ, ол тек жарық мөлшерін сипаттайды. 1857 жылы ағылшын астрономы Норман Роберт Погсон (1829-1891) жұлдыз шамаларының қазіргі уақытта қолданылатын шкаласын ұсынды. Сан ыңғайлы болу үшін таңдалған, себебі 2,512 = 100. 5 жұлдызды шамалардың айырмашылығы 100 есе жылтыр қатынасы тең, мысалы, 15 шамада айырмашылық үшін, ол 1 млн тең.жұлдыздардың жылтырауын дәл анықтау басталды. Ол үшін арнайы аспаптар-фотометрлер қолданылды. Осы әдістердің арқасында айнымалы жұлдыздардың жылтырлығының өзгеруін дәл бақылау мүмкін болды.

Бақылау астрофизикасы XX ғасырда да қарқынды дамыды. Бірақ осы ғасырда оны алғаш рет бүкіл әлемнің біртұтас взорымен қамтыған теориялық астрофизиктен басып оза бастады.