Рейтинг энциклопедий об астрономии.

АСТРОНОМИЯ (от остро... и греческий ν?μος - закон), наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселенной в целом. Астрономия — точная наука, широко применяющая математические методы. В основе астрономии (в отличие от физики, химии и т. п.) лежат наблюдения, поскольку, за редчайшими исключениями, эксперимент в астрономии невозможен. Это слабо препятствует изучению тысяч и миллионов однородных объектов, поскольку эксперименты ставит сама природа, но затрудняет исследование уникальных объектов.

Задачи и разделы астрономии . Астрономия исследует тела Солнечной системы (Солнце, планеты, спутники, астероиды, кометы, кольца вокруг планет, метеорные потоки и др.), планетные системы других звёзд, нормальные и вырожденные звёзды, звёздные системы, межзвёздную среду (молекулы и пылинки, облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода, газово-пылевые туманности, космические лучи), нашу Галактику и другие галактики, квазары - их движение, распределение в пространстве, физическую природу, взаимодействие, происхождение, развитие и гибель. По источникам первичной информации различают: оптическую астрономию, инфракрасную, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию, радиоастрономию и гаммаастрономию (в зависимости от диапазона электромагнитного излучения небесных тел, попадающего в приёмники); астрономию космических лучей; нейтринную астрономию и гравитационно-волновую астрономию; для близких тел Солнечной системы — локационную астрономию. По расположению обсерваторий выделяют наземную и внеатмосферную астрономию (космическую и стратосферную). Оптическая астрономия и радиоастрономия может быть и наземной, и внеатмосферной, тогда как в других диапазонах земная атмосфера в основном непрозрачна и возможны лишь внеатмосферные исследования. По объектам изучения различают гелиофизику (физику Солнца) и планетологию как часть астрономии Солнечной системы, физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (звёздную) астрономию (объект изучения - наша Галактика) и внегалактическую астрономию (мир галактик и квазаров), космологию (вся наблюдаемая Вселенная и её развитие во времени). По изучаемым характеристикам объектов выделяют астрометрию (положение и кинематика небесных тел), небесную механику (динамика небесных тел), астрофизику (физика небесных тел), космогонию (происхождение и развитие небесных тел и их систем). Наиболее условно деление на наблюдательную и теоретическую астрономию, поскольку наблюдательная астрономия использует теорию для создания новых приборов и первичной обработки результатов наблюдений, а теоретическая астрономия опирается на наблюдения. Астрономия тесно связана с другими науками, прежде всего с математикой, механикой, физикой, химией. Астрономия связана также с геофизикой, физической географией, геодезией и гравиметрией, биологией (влияние околосолнечной среды на земные организмы, жизнь во Вселенной), историей (датировка по астрономическим явлениям), этнографией и религиоведением (астрономическая мифология).

Дотелескопическая астрономия . Астрономия возникла в глубокой древности, о чём свидетельствуют первые обсерватории (Стонхендж и др.). Появление и развитие астрономии вызвано стремлением человека познать природу и своё место в ней, практическими и культовыми потребностями. Астрономическими методами определялись время суток, времена года, географические координаты, направление на восток или на какой-либо невидимый пункт (например, на Мекку); предсказывались моменты наступления новолуний и полнолуний, равноденствий и солнцестояний, солнечных и лунных затмений, разливы Нила и др.

На основе многовековых наблюдений в Китае, Индии, Египте, Месопотамии, Греции была определена продолжительность сезонов, тропического года, синодического месяца с точностью до нескольких минут. В 6 век до нашей эры открыт сарос - период в 18 лет 10 суток повторяемости солнечных затмений, а в 5 веке до нашей эры - метонов цикл в 19 лет, по истечении которого фазы Луны попадают на те же даты года. Были созданы солнечные, лунные и лунно-солнечные календари, доказана шарообразность Луны и Земли, в 3 веке до нашей эры Эратосфен измерил радиус Земли. Высокими достижениями отмечена и астрономия доколумбовой Америки.

Древними наблюдателями была замечена неподвижность звёзд: как бы прикреплённые к небосводу, они совершают суточное вращение, не меняя взаимного расположения. В группах звёзд древние люди пытались найти сходство с животными, мифологическими персонажами, предметами быта. Так появилось деление звёздного неба на созвездия, различные у разных народов. Для точного определения местоположения звёзд была разработана сферическая система координат (на полтора тысячелетия раньше декартовой) и сферическая тригонометрия. В результате длительных наблюдений составлены первые звёздные каталоги, то есть списки звёзд с двумя их сферическими координатами (третья координата - расстояние - была неизвестна), иногда также с яркостью и цветом звёзд. Образцом служит каталог Гиппарха (2 век до нашей эры), содержащий 1022 звезды. Сравнив свой каталог с составленным на сто лет ранее каталогом греческого астронома Тимохариса, Гиппарх открыл прецессию, то есть движение точки весеннего равноденствия по эклиптике. С древних времён были известны 7 «блуждающих» среди звёзд светил, названных греками «планетами»: Солнце, Луна, Марс, Меркурий, Юпитер, Венера и Сатурн. Отсюда берёт начало 7-дневная неделя, дни которой были посвящены перечисленным в указанном порядке «планетам», что отразилось в ряде языков в названиях дней. Древние астрономы установили пути «планет» среди звёзд. Наиболее трудный для наблюдений путь Солнца (приходилось наблюдать яркие звёзды перед восходом Солнца или звёзды, видимые в полночь на юге) оказался самым простым. Солнце движется по наклонённому к небесному экватору на 23,5° большому кругу небесной сферы, называемому эклиптикой, всегда в прямом направлении, то есть обратно суточному движению. Расположенные вдоль эклиптики созвездия получили названия зодиакальных (от греческого «ζφον» - живое существо), так как большинство из них носит названия живых существ. В Древнем Китае небо было разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, каждое из которых Солнце проходило примерно за месяц. Путь Луны сложнее: за месяц она проходит в прямом движении (но неравномерно) лежащий в зодиаке большой круг, наклонённый к эклиптике на 5°. Точка наибольшей скорости движения Луны по орбите скользит вдоль неё в прямом направлении с периодом 8,85 года, а сам круг, сохраняя указанный наклон, скользит по эклиптике в обратном направлении с периодом 18,6 года. Происходящее в том же зодиаке движение пяти планет должно было казаться невероятно сложным. Они описывают кривые, имеющие участки попятного движения, петли и точки возврата, что выглядело как проявление собственной воли планет и способствовало их обожествлению. Сложное движение планет вместе с такими внушавшими ужас явлениями, как лунные и солнечные затмения, появления ярких комет и вспышки новых звёзд, породили астрологию, в которой расположения планет в зодиаке и упомянутые явления служили для предсказания судеб народов и правителей. Для составления гороскопа по астрологическим правилам нужно было использовать астрономические знания; таким образом, астрология на определённом этапе способствовала развитию астрономии.

Вершина античной астрономии - математическая модель Солнечной системы, известная как геоцентрическая система мира, построенная К. Птолемеем (2 век нашей эры) и изложенная в его многотомном сочинении, вошедшем в историю под арабским названием «Альмагест». В этой модели земной шар покоится в центре Вселенной, звёзды неподвижны на сфере, равномерно вращающейся вокруг полярной оси. Сложное движение каждой из 7 планет разложено на несколько простых - непреходящее достижение, используемое во всех разделах современной механики. В системе Птолемея по неподвижной окружности (деференту) с центром в центре Земли равномерно движется воображаемая точка - центр другой неподвижной окружности (эпицикла), по которой равномерно движется воображаемая точка - центр второго эпицикла и т. д. По последнему эпициклу движется планета. Число эпициклов можно уменьшить, смещая центры кругов и предполагая равномерность вращения не относительно центра, а относительно ещё одной вспомогательной точки - экванта. Для того чтобы представить движения планет с достигнутой древними греками точностью 1/5° (её превзошли лишь через полторы тысячи лет), достаточно небольшого числа кругов, например двух для Солнца и четырёх для Марса, если правильно подобрать значения параметров: радиусы кругов, их наклоны к эклиптике, периоды и др.

С наступлением Средневековья научная деятельность почти прекратилась. В период арабского и позднее европейского Возрождения астрономия вместе с другими науками продолжила своё развитие. В начале 9 века сочинения К. Птолемея были переведены на арабский язык. Арабские учёный аль-Баттани (Альбатегний) в конце 9 - начале 10 века вывел формулы сферической тригонометрии, произвёл многочисленные наблюдения, уточнив значения элементов орбиты Солнца. Постепенно совершенствовалась теория Птолемея: добавлялись новые эпициклы и уточнялись их параметры. Всемирную известность получили астрономические таблицы положений небесных тел, составленные в 1252 году еврейскими и мавританскими учёными по распоряжению короля Кастилии Альфонсо Х и названные альфонсовыми. Насирэддин ат-Туси построил большую обсерваторию в Марате (Азербайджан). По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420-37 годах был составлен новый большой каталог звёзд. В Европе первые переводы «Альмагеста» на латинский язык появились в 15 веке, и теория Птолемея была канонизирована церковью. Усложнение теории в трудах арабских и позднее европейских учёных не успевало за ростом точности наблюдений, что порождало сомнения в её истинности. Н. Коперник построил более адекватную кинематическую модель Солнечной системы - гелиоцентрическую систему мира. В этой модели Солнце покоится в центре Вселенной, а планеты обращаются вокруг него. Земля как одна из планет обращается вокруг Солнца и вращается вокруг полярной оси, в свою очередь описывающей конус с периодом 26 тысяч лет. Гелиоцентрическая система мира объяснила сразу три явления: суточное вращение небосвода, годичное движение Солнца и прецессию; вскрыла причину необъяснимого в геоцентрической теории равенства году периодов движения по деференту или первому эпициклу у всех планет. Теория Коперника впервые позволила построить трёхмерную (а не двумерную на небесной сфере) модель Солнечной системы и правильно выразить все расстояния через одно - среднее расстояние от Земли до Солнца, называемое астрономической единицей. Огромно и философское значение теории: она показала отсутствие принципиальной разницы между земным и небесным и сделала весьма вероятным предположение, что звёзды - это далёкие «солнца», вокруг которых могут обращаться свои планеты. Гелиоцентризм опирался на идеи Аристарха Самосского. Но только Коперник разработал гелиоцентрическую систему во всех деталях и изложил её в сочинении «Об обращении небесных сфер», вышедшем в 1543 году. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижности Земли как центра Вселенной, разделяемое церковью, десятилетиями не уступало места новому учению, которое не могли принять многие выдающиеся люди того времени. Даже крупнейший наблюдатель Т. Браге не принял системы Коперника, заменив её искусственной схемой движения Солнца вокруг Земли и планет вокруг Солнца. Гелиоцентрическая система мира утвердилась лишь после трудов Г. Галилея и И. Кеплера.

Телескопические наблюдения . В 1609 году Г. Галилей впервые применил телескоп для наблюдений небесных тел. За несколько лет он изменил представления о Вселенной, широко раздвинув её границы. Были открыты горы и другие структурные образования на Луне, пятна на Солнце, указавшие на его вращение, видимые диски планет, фазы Венеры, спутники Юпитера. На порядок возросло число видимых звёзд, Млечный Путь оказался состоящим из огромного числа звёзд, сливающихся в сплошную полосу для невооружённого глаза. Постепенно телескопы совершенствовались. И. Кеплер заменил рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и усилило увеличение телескопа. Однако вследствие хроматической и сферической аберраций изображения оставались расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло увеличивать фокусные расстояния линз вплоть до 45 м, сохраняя их малые диаметры, т.к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптического стекла. Но даже с такими инструментами было сделано много астрономических открытий. В 1655 году Х. Гюйгенс обнаружил кольцо Сатурна, открыл его спутник Титан, Дж. Кассини открыл ещё 4 более слабых спутника. Он же в 1675 году заметил, что кольцо Сатурна состоит из двух концентрических частей, разделённых тёмной полосой - так называемой «щелью Кассини». В 1675 году О. Рёмер, наблюдая движения в системе спутников Юпитера, пришёл к выводу о конечности скорости света и измерил эту фундаментальную величину. В 17 веке И. Ньютон сконструировал телескоп-рефлектор, свободный от хроматической аберрации и нуждающийся в обработке лишь одной поверхности зеркала. В 1789 году У. Гершель довёл диаметр зеркала до 122 см. Линзовые телескопы-рефракторы также совершенствовались: объективы стали делать двойными, сочетая стёкла с разной дисперсией, что позволило уменьшить хроматические и сферические аберрации и вместе с этим сократить длину трубы и повысить проницающую силу телескопа.

При помощи новых инструментов наблюдатели сделали много открытий. В 1761 году М. В. Ломоносов обнаружил атмосферу у Венеры. Было открыто много комет и доказана многочисленность кометного населения. Обнаружено множество звёздных скоплений и туманностей, относительно которых предложено 2 гипотезы: это либо газово-пылевые объекты, либо далёкие скопления, не разрешаемые на звёзды. Первый каталог туманностей составил Ш. Мессье в 1771 году. К 1802 году У. Гершель каталогизировал более тысячи туманностей и произвёл их классификацию. Он обосновал ограниченность нашей звёздной системы - Галактики и укрепил предположение И. Ламберта (1761) о существовании других звёздных систем - галактик. В середине 19 века ирландский астроном У. Парсонс (лорд Росс) впервые описал спиральную структуру некоторых туманностей.

В 1781 году У. Гершель обнаружил Уран. В 1846 году немецкий астроном И. Галле открыл Нептун. В 1930 году американский астроном К. Томбо открыл Плутон. В 1801 году Дж. Пиацци обнаружил первую малую планету (астероид) - Цереру.

Развитие астрометрии и небесной механики . Современник Г. Галилея И. Кеплер после смерти Т. Браге получил архив точнейших для своего времени результатов наблюдений планет, проводившихся более 20 лет. В движении Марса Кеплер обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось установить 3 закона движения планет (Кеплера законы), сыгравшие важнейшую роль в развитии небесной механики. Первый закон, согласно которому планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетние представления о круговых движениях. Второй закон определил переменную скорость вращения соединяющего Солнце и планету радиус-вектора. Третий закон установил однозначную зависимость между размерами орбит и периодами их обращения вокруг Солнца. Составленные Кеплером таблицы положений планет намного превзошли по точности все прежние и применялись в течение всего 17 века.

Дальнейший прогресс астрономии тесно связан с развитием математики и аналитической механики, с успехами оптики и астрономического приборостроения. Фундаментом небесной механики явился открытый И. Ньютоном закон всемирного тяготения. Следствием его оказались законы Кеплера для частного случая, когда планета движется под влиянием притяжения лишь одного тела - Солнца. В реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее, и если законы Кеплера соблюдаются с хорошей точностью, то это - результат преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных тел Солнечной системы, вместе взятых. Движение небесных тел однозначно определяется системой дифференциальных уравнений, представляющих собой математическую запись закона тяготения, если известны начальные данные: положение и скорость в некоторый момент времени, принимаемый за начальный. В случае двух точечных тел уравнения интегрируются в элементарных функциях, что удалось проделать Ньютону. Общую задачу о движении N тел можно решать только численно. Но слабовозмущённую планетную задачу (притяжение планет - лишь малая добавка к притяжению Солнца) удалось в первом приближении на промежутке времени порядка тысячи лет решить аналитически самому Ньютону. Усилия крупнейших математиков, механиков и теоретиков астрономии в течение столетий были направлены на повышение точности решения и увеличение промежутка времени, на котором приближённое решение близко к истинному. Благодаря трудам Л. Эйлера, Ж. Лагранжа, П. Лапласа, С. Д. Пуассона, К. Гаусса, У. Леверье, С. Ньюкома, Дж. Хилла (США), А. М. Ляпунова, А. Пуанкаре, Х. Цейпеля (Швеция) и др. решение планетной задачи было представлено с высокой точностью на временах порядка сотен тысяч лет и более рядами, обобщающими ряды Фурье. Похожие ряды представляют поступательное и вращательное движение Луны, спутников других планет и астероидов. Поведение траекторий зависит от наличия или отсутствия резонанса между периодами обращения планет. На движение 8 больших планет резонансы влияют слабо. Движение же значительной части небольших тел - Плутона, многих спутников и астероидов — острорезонансно. В 1906 году была открыта группа малых планет, так называемых троянцев, движущихся в резонансе 1:1 с Юпитером. Сейчас известно более тысячи троянцев и открыты их аналоги для Марса и Нептуна. Резонансы проявляются и в орбитально-вращательном движении. Луна и большинство естественных спутников движутся в резонансе 1:1, т. е. периоды их вращения и обращения совпадают, они повёрнуты к планете одной стороной.

Закон всемирного тяготения объяснил и форму небесных тел. В первом приближении это показали И. Ньютон и Х. Гюйгенс. Теорию фигур равновесия находящихся в жидком или пластическом состоянии небесных тел создали позднее К. Маклорен, А. Клеро, П. Лаплас, К. Якоби, А. М. Ляпунов, А. Пуанкаре, Дж. Дарвин (Великобритания), Л. Лихтенштейн.

Триумфом небесной механики явилось блестяще подтвердившееся предсказание Э. Галлеем следующего появления кометы (1759), носящей теперь его имя, а также открытие новой планеты - Нептуна - по вычислениям У. Леверье, который предположил, что неустранимые невязки в движении Урана вызваны притяжением неизвестной планеты, и сумел указать её положение на небе. В 1844 году Ф. Бессель предсказал существование невидимых спутников у Сириуса и Проциона, отклоняющих собственное движение этих звёзд от прямолинейного равномерного. Позднее спутники были обнаружены с помощью крупных телескопов. Наиболее сложной из разработанных к середине 20 века теорий движения небесных тел была теория движения Луны. Отклонения, которые раньше приписывались неизвестному негравитационному влиянию, оказались следствием неравномерности вращения Земли. С переходом к высокоточному атомному времени задача астрономической службы времени изменилась на противоположную: не определять время по наблюдениям звёзд, а изучать сложные движения Земли относительно своего центра масс.

В 1640 году точность угломерных измерений повысилась в десятки раз, когда английский астроном У. Гаскойн поместил в фокусе телескопа тончайшие нити. Он же изобрёл окулярный микрометр для измерения малых угловых расстояний между деталями видимого в поле зрения изображения. Французский астроном Ж. Пикар в 1667 году снабдил телескоп разделёнными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги. Методом триангуляции были получены более точные размеры Земли и определено отличие её формы от шара — полярное сжатие, важное для проверки теории тяготения Ньютона. Использовав окулярный микрометр, У. Гершель в 1803 году установил, что многие звёзды образуют системы, состоящие из двух, а иногда и более звёзд, обращающихся в согласии с законом всемирного тяготения. Таким образом, закон Ньютона был распространён с Солнечной системы на всю Галактику. Сравнивая свои наблюдения с древнегреческими, Э. Галлей в 1718 году обнаружил большое смещение 3 ярчайших звёзд - Сириуса, Арктура и Альдебарана. Так были открыты собственные движения звёзд, и они перестали считаться неподвижными.

Одной из фундаментальных задач астрономии было определение среднего расстояния от Земли до Солнца (астрономической единицы). Первые близкие к истинным результаты получены методом Галлея по наблюдениям из разных мест прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 году и 1769 году. Эти наблюдения стали первыми международными научными кампаниями; в них участвовала и Россия. Тщательная обработка наблюдений дала значение астрономической единицы от 1,25?10 11 м до 1,55?10 11 м. После открытия малых планет их наблюдения повысили точность в десятки раз. К середине 20 века было принято значение астрономической единицы 1,496?10 11 м.

Другая фундаментальная проблема астрономии - определение расстояний до звёзд путём измерения для каждой из них годичного параллакса. Параллаксы измерялись в течение 300 лет, начиная с Н. Коперника, но их значения слишком малы и терялись в погрешностях измерений. Тем не менее, эти измерения принесли огромную пользу. У. Гершель открыл двойные звёзды при попытке найти параллакс, отслеживая движение яркой (предположительно близкой) звезды относительно расположенной близко на небесной сфере слабой (предположительно далёкой) звезды. Безуспешные попытки измерить параллакс привели Дж. Брадлея в 1725 году к открытию аберрации света, которую он правильно объяснил конечностью скорости света, а в 1748 - к открытию нутации земной оси. Лишь в 1836-39 годах удалось надёжно определить параллаксы Веги (В. Я. Струве), звезды 61 Лебедя (Ф. Бессель) и звезды Альфа Центавра (Т. Гендерсон, Великобритания). Найденная впоследствии самая близкая звезда Проксима Центавра имеет параллакс в 0,76", что отвечает расстоянию в 1,3 пк, или 4,3 световых года.

Важным направлением астрономии является составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Они нужны как для научных (определения астрономических постоянных и исследования кинематики Вселенной), так и для прикладных целей (геодезии, картографии, навигации). Особые заслуги в этой области имеют Гринвичская (основана в 1675), Капская (1820), Пулковская (1839) и Вашингтонская (1842) обсерватории.

Развитие астрофизики . До начала 18 века можно говорить лишь о зачатках астрофизики: определение яркости (начало астрофотометрии) и цвета светил, поглощения и рассеяния света атмосферой Земли, попытки обнаружения атмосферы Луны, определение масс планет и Солнца. Фотометрия экспериментально разрабатывалась П. Бугером (1729) и И. Ламбертом (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце - близкая звезда. Выявленный В. Я. Струве закон роста числа звёзд с уменьшением их видимой яркости позволил ему в 1847 году обосновать существование поглощения света межзвёздной средой, что было подтверждено в 1930 году американским астрономом Р. Трамплером. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца тёмные линии, природа которых стала понятна с открытием спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). У. Хёггинс и Дж. Локьер (Великобритания), А. Секки (Италия) и Ж. П. С. Жансен, применив этот метод к Солнцу, звёздам и туманностям, исследовали их химический состав. К. Доплер сформулировал в 1842 году свой знаменитый принцип (Доплера эффект), уточнённый А. Физо в 1848 году и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900 году. Эффект Доплера получил многочисленные применения в астрономии для измерения скорости движения по лучу зрения, в том числе для измерения скоростей вращения звёзд, галактик, а также турбулентных движений в солнечной фотосфере и др. Спектральный анализ позволил обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, близкие компоненты которых невозможно раздельно наблюдать даже с помощью крупных телескопов.

Изобретённая в 1839 году фотография получила широкое применение в астрономии. Длительные экспозиции, продолжительность которых ограничивалась лишь атмосферной засветкой и точностью гидирования, позволили фиксировать небесные светила, не видимые глазом даже в сильные телескопы. Астрофотография многократно увеличила возможности астрофотометрии, астроспектроскопии и астрометрии, позволила исследовать строение, химический состав и движение небесных тел, повысила точность, объективность и документальность наблюдений. В 1888 году был принят международный план составления фотографических карт неба, содержащих около 30 миллион звёзд до 14-й звёздной величины. В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира.

В 1922 году А. А. Фридман, исследуя уравнения общей теории относительности А. Эйнштейна для Вселенной в целом и предполагая её однородность и изотропность, пришёл к трём типам решений, одно из которых описывало расширяющуюся со временем Вселенную. В 1929 году Э. Хаббл открыл красное смещение галактик. Явлению найдена лишь одна непротиворечивая интерпретация: смещение вызвано эффектом Доплера; следовательно, все галактики удаляются со скоростями, пропорциональными расстоянию. Такая картина имеет место при наблюдении из любой галактики, так что все они равноправны. Открытия Фридмана и Хаббла положили начало теоретической и наблюдательной космологии.

Большинство звёзд обладают сходным химическим составом, но сильно различаются между собой по массе, радиусу, температуре поверхности и светимости. Между этими параметрами существует зависимость, которая носит статистический характер, поскольку химический состав звёзд не вполне одинаков. Эта зависимость впервые была обнаружена в 1913 году Э. Герцитрунгом и независимо Г. Ресселом, составившими диаграмму спектр - светимость (Герцитрунга - Рессела диаграмма), играющую огромную роль при изучении строения и эволюции звёзд. Многие сотни диаграмм, составленных для рассеянных и шаровых скоплений Галактики, а также для других разрешённых на звёзды галактик, позволили выяснить жизнь звёзд от рождения до смерти. В частности, в 1940-е годы выяснилось, что звездообразование в Галактике интенсивно продолжается в наше время, причём звёзды рождаются группами в газово-пылевых облаках. В 1910 году открыты белые карлики - звёзды с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Земли. Были разработаны фотометрические способы определения расстояний до далёких (более 100 пк) звёзд, имеющих исчезающе малые параллаксы. Особенно полезным оказалось изучение цефеид - переменных звёзд высокой светимости, период изменения блеска которых связан со светимостью. Измерение видимой яркости и периода изменения блеска даёт расстояние до цефеиды и скопления, в котором она находится. Были подробно изучены и другие классы переменных звёзд, часть из которых тоже может служить «маяками Вселенной».

В 1930-х годах обнаружено много космических источников, излучающих в диапазоне от миллиметровых до метровых электромагнитных волн. Часть из них была отождествлена с Солнцем, галактиками и туманностями. Позднее было зарегистрировано радиоизлучение межзвёздной среды, прежде всего в линии 21 см атомарного водорода, ставшее мощным методом изучения Галактики.

Проблема источников колоссальной энергии звёзд, поставленная ещё в 19 веке, была решена в 1930-х годах. Х. Бете и К. Вейцзеккер (Германия) независимо друг от друга указали цепочки термоядерных реакций в недрах звёзд, ведущие к превращению водорода в гелий. Значительных успехов достигли исследования Солнца. Использование специальных фильтров, имеющих узкую спектральную полосу пропускания, позволило изучить распределение и движение отдельных химических элементов в солнечной хромосфере. Благодаря разработке специальных методик и аппаратуры (внезатменный коронограф, изобретённый в 1931 году Б. Лио, Франция) стало возможным наблюдать на высокогорных обсерваториях солнечную корону вне затмений; открытие эффекта Зеемана позволило изучать магнитные поля, определяющие многие процессы на Солнце.

В 20 веке бурно развивалась техника наблюдений. Были построены большие рефлекторы. Увеличивались диаметры зеркал }