(Do grego astron, astro; nemein, distribuir).
(From Greek astron, star; nemein, to distribute).
Uma ciência de antiguidade pré-histórica, originada nas necessidades elementares da humanidade. Divide-se em dois ramos principais, distinguidos como astrometria e astrofísica; a primeira preocupada em determinar os lugares de investigação dos corpos celestes, a segunda, com a investigação de sua natureza química e física. Mas a divisão é de data bastante recente. As possibilidades da ciência antiga limitavam-se a fixar as posições aparentes dos objetos na esfera. Nem foi feita qualquer tentativa de racionalizar os fatos observados até que os gregos laboriosamente construíram um sistema especulativo, que foi finalmente deslocado pelo vasto edifício da teoria gravitacional. A astronomia descritiva, entretanto, surgiu com a invenção do telescópio e as facilidades assim proporcionadas para o escrutínio próximo dos habitantes do céu; enquanto a astronomia prática ganhava continuamente em refinamento com o aprimoramento das artes ópticas e mecânicas. Na atualidade, pode-se dizer que a astrofísica absorveu a astronomia descritiva, e a astrometria necessariamente inclui pesquisa prática. Mas a astronomia matemática, fundamentada na lei da gravitação, mantém seu lugar à parte, embora dependa, para o aperfeiçoamento de suas teorias e a ampliação de seu alcance, dos avanços nas direções antigas e das explorações em novas direções.
A science of prehistoric antiquity, originating in the elementary needs of mankind. It is divided into two main branches, distinguished as astrometry and astrophysics; the former concerned with determining the places of the investigation of the heavenly bodies, the latter, with the investigation of their chemical and physical nature. But the division is of a quite recent date. The possibilities of antique science stopped short at fixing the apparent positions of the objects on the sphere. Nor was any attempt made to rationalize the observed facts until Greeks laboriously built up a speculative system, which was finally displaced by vast fabric of gravitational theory. Descriptive astronomy, meanwhile took its rise from the invention of the telescope, and the facilities thus afforded for the close scrutiny of the denizens of the sky; while practical astronomy gained continually in refinement with the improvement of optical and mechanical arts. At the present time, astrophysics may be said to have absorbed descriptive astronomy, and astrometry necessarily includes practical research. But mathematical astronomy, grounded on the law of gravitation keeps its place apart, though depending for the perfecting of its theories and the widening of its scope upon advances along the old, and explorations in new, directions.
Astronomia pré-histórica
Prehistoric astronomy
Sistemas formais de conhecimento astronômico foram estabelecidos precocemente pelos chineses, indianos, egípcios e babilônios. Os chineses estavam familiarizados, provavelmente no terceiro milênio a.C., com o ciclo de dezenove anos (redescoberto em 632 a.C. por Meton em Atenas) pelo qual, uma vez que compreendia exatamente 235 lunações, os anos solar e lunar eram harmonizados; eles registraram aparições de cometas, observaram eclipses e empregaram aparatos de medição eficazes. Métodos europeus foram introduzidos em Pequim por missionários jesuítas no século XVII. A astronomia indiana continha poucos elementos originais. Ela atribuía particular destaque ao zodíaco lunar, chamado nakshatras, ou mansões da lua, variadamente calculadas em vinte e sete ou vinte e oito; e estas, que provavelmente foram um empréstimo da Caldeia, serviam principalmente para fins supersticiosos. No Egito, por outro lado, considerável habilidade técnica foi alcançada e um sistema constellational de origem obscura entrou em uso. Os babilônios, sozinhos entre as nações da antiguidade, conseguiram lançar os fundamentos de uma ciência progressiva. Através do meio dos gregos, eles transmitiram ao Ocidente todo o seu esquema de uranografia, tendo as nossas constelações familiares sido substancialmente projetadas na planície de Sinear por volta de 2800 a.C. Aqui também, numa época remota, o "Saros" tornou-se conhecido. Este é um ciclo de dezoito anos e dez ou onze dias, que oferece os meios de prever a recorrência de eclipses. As situações mutáveis dos planetas entre as estrelas eram, além disso, diligentemente registradas, e um conhecimento preciso foi obtido com os movimentos do sol e da lua. A interpretação em 1889, pelos Padres Epping e Strassmaier, de uma coleção de tabletes inscritos preservados no Museu Britânico, iluminou vividamente os métodos da astronomia babilônica oficial no século II a.C. Eles eram perfeitamente eficazes para o propósito principalmente visado, que era a preparação de efemérides anuais anunciando eventos celestes esperados e traçando antecipadamente os caminhos dos corpos celestes. Análise adicional em 1899 pelo Padre Kugler, S.J., dos dados tabelados empregados no cálculo da posição da lua, revelou o fato surpreendente de que os quatro períodos lunares — os meses sinódico, sideral, anomalístico e dracônico — foram substancialmente adotados por Hiparco de seus predecessores caldeus.
Formal systems of astronomical knowledge were early established by the Chinese, Indians, Egyptians, and Babylonians. The Chinese were acquainted, probably in the third millennium B.C., with the cycle of nineteen years (rediscovered in 632 B.C. by Meton at Athens) by which, since it comprised just 235 lunations, the solar and lunar years were harmonized; they recorded cometary apparitions, observed eclipses, and employed effective measuring apparatus. European methods were introduced at Pekin by Jesuit missionaries in the seventeenth century. Indian astronomy contained few original elements. It assigned particular prominence to the lunar zodiac, called the nakshatras, or mansions of the moon, variously reckoned at twenty-seven or twenty-eight; and these, which were probably a loan from Chaldea, served mainly for superstitious purposes. In Egypt, on the other hand, considerable technical skill was attained and a constellational system of obscure derivation, came in use. The Babylonians alone, among the nations of the fore-time, succeeded in laying the foundations of a progressive science. Through the medium of the Greeks, they transmitted to the West their entire scheme of uranography, our familiar constellations having been substantially designed on the plain of Shinar about 2800 B.C. Here, too, at a remote epoch, the "Saros" became known. This is a cycle of eighteen years and ten or eleven days, which affords the means of predicting the recurrence of eclipses. The changing situations of the planets among the stars were, moreover, diligently recorded, and accurate acquaintance was secured with the movements of the sun and moon. The interpretation in 1889, by Fathers Epping and Strassmaier, of a collection of inscribed tablets preserved in the British Museum vividly illuminated the methods of official Babylonian astronomy in the second century B.C. They were perfectly effectual for the purpose chiefly in view, which was the preparation of yearly ephemerides announcing expected celestial events, and tracing in advance the paths of the heavenly bodies. Further analysis in 1899 by Father Kugler, S.J., of the tabulated data employed in computing the moon's place, disclosed the striking fact that the four lunar periods — the synodic, sidereal, anomalistic, and draconitic months — were substantially adopted by Hipparchus from his Chaldean predecessors.
Astronomia grega
Greek astronomy
A astronomia, porém, mal se tornou uma ciência distintamente grega, quando sofreu uma memorável transformação. Começaram a ser feitas tentativas para tornar inteligíveis as aparências do céu. Elas estavam, de fato, grandemente dificultadas pela suposição de que o movimento no espaço devia ser conduzido uniformemente em círculos, ao redor de uma Terra imóvel; no entanto, o problema foi ostensivamente resolvido por Apolônio de Perga (250-220 a.C.), e sua solução, aplicada por Hiparco para explicar os movimentos do sol e da lua, foi estendida por Cláudio Ptolomeu aos planetas. Esta foi a celebrada teoria dos excêntricos e epiciclos, que, pela engenhosidade de sua elaboração, manteve seu lugar entre os homens civilizados durante catorze séculos. Hiparco, o maior dos astrônomos antigos, observou em Rodes (146-126 a.C.), mas é considerado como pertencente à escola alexandrina. Ele inventou a trigonometria e construiu um catálogo de 1080 estrelas, incitado, segundo a declaração de Plínio, por um surto estelar temporário em Escorpião (134 a.C.). Comparando, à medida que o trabalho progredia, seus próprios resultados com os obtidos 150 anos antes por Timócaris e Aristilo, ele detectou a lenta retrogradação, entre as estrelas, do ponto de interseção do equador celeste com a eclíptica, que constitui o fenômeno da precessão dos equinócios. O circuito é completado em 25.800 anos; portanto, o ano tropical, pelo qual as estações são reguladas, é mais curto que o ano sideral por exatamente vinte e um minutos, o equinócio deslocando-se para trás para encontrar o sol pela quantia anual de 50,25 polegadas. A astronomia grega foi incorporada no "Almagesto" de Ptolomeu (o nome é de derivação mista grega e árabe), composto em Alexandria por volta do meio do século II d.C. Ela era baseada no princípio geocêntrico. A esfera estelar, com seu conteúdo, supostamente girava, uma vez a cada vinte e quatro horas, ao redor do globo terrestre fixo, enquanto o sol e a lua, e os cinco planetas, além de compartilhar o movimento comum, descreviam órbitas variadamente condicionadas ao redor do mesmo centro. O corpo de doutrina que ela inculcava fez parte do conhecimento universal até o século XVI. A formidável tarefa de demonstrar sua falsidade, e de substituí-la por um sistema correspondente às verdadeiras relações do mundo, foi empreendida pelo ativo e exemplar eclesiástico, Nicolau Copérnico, Cônego de Frauenburg (1473-1543). O tratado no qual isso foi realizado, intitulado "Das Revoluções das Esferas Celestes", viu a luz apenas quando seu autor jazia moribundo; mas uma dedicatória ao Papa Paulo III pedia a proteção da Santa Sé para as novas e filosoficamente subversivas visões que ele propunha. Denunciadas como ímpias por Lutero e Melâncton, elas foram, de fato, favoravelmente recebidas em Roma até que o descrédito teológico foi trazido sobre elas pelas especulações selvagens de Giordano Bruno (1548-1600), e as declarações imprudentes de Galileu Galilei (1564-1642).
Astronomy, however, no sooner became a distinctively Greek science than it underwent a memorable transformation. Attempts began to be made to render the appearances of the sky intelligible. They were, indeed, greatly hampered by the assumption that movement in space must be conducted uniformly in circles, round an immobile earth; yet the problem was ostensibly solved by Appollonius of Perga (250-220 B.C.), and his solution, applied by Hipparchus to explain the movements of the sun and moon, was extended by Claudius Ptolemaeus (Ptolemy) to the planets. This was the celebrated theory of eccentrics and epicycles, which, by the ingenuity of its elaboration, held its own among civilized men during fourteen centuries. Hipparchus, the greatest of ancient astronomers, observed at Rhodes (146-126 B.C.), but is considered as belonging to the Alexandrian school. He invented trigonometry, and constructed a catalogue of 1080 stars, incited, according to Pliny's statement, by a temporary stellar outburst in Scorpio (134 B.C.). Comparing, as work progressed, his own results with those obtained 150 years earlier by Timocharis and Aristyllus, he detected the slow retrogression among the stars of the point of intersection of the celestial equator with the ecliptic, which constitutes the phenomenon of the precession of the equinoxes. The circuit is completed in 25,800 years; hence the tropical year, by which the seasons are regulated, is shorter than the sidereal year by just twenty-one minutes, the equinox shifting backward to meet the sun by the annual amount of 50.25 inches. Greek astronomy was embodied in Ptolerny's "Almagest" (the name is of mixed Greek and Arabic derivation), composed at Alexandria about the middle of the second century A.D. It was based upon the geocentric principle. The starry sphere, with its contents, was supposed to resolve, once in twenty-four hours, about the fixed terrestrial globe, while the sun and moon, and the five planets, besides sharing the common movement, described variously conditioned orbits round the same centre. The body of doctrine it inculcated made part of the universal stock of knowledge until the sixteenth century. The formidable task of demonstrating its falsity, and of replacing it with a system corresponding to the true relations of the world, was undertaken by the active and exemplary ecclesiastic, Nicholas Copernicus, Canon of Frauenburg (1473-1543). The treatise in which it was accomplished, entitled "De Revolutione Orbium Coelestium", saw the light only when its author lay dying; but a dedication to Pope Paul III bespoke the protection of the Holy See for the new and philosophically subversive views which it propounded. Denounced as impious by Luther and Melancthon, they were, in fact, favourably received at Rome until theological discredit was brought upon them by the wild speculations of Giordano Bruno (1548-1600), and the imprudent utterances of Galileo Galilei (1564-1642).
Astronomia descritiva
Descriptive astronomy
Pode-se dizer que a astronomia descritiva teve origem com a invenção do telescópio por Hans Lippershey em 1608. Sua aplicação ao escrutínio dos corpos celestes, por Galileu e outros, levou imediatamente a uma série de descobertas marcantes. Os satélites de Júpiter, as fases de Vênus, as montanhas da Lua, as manchas do Sol, os apêndices únicos de Saturno, todos observados com um pequeno instrumento semelhante a um ópera-glass monocular, formaram, cada um à sua maneira, uma revelação significativa e surpreendente; e a percepção da composição estelar da Via Láctea representou o primeiro passo na exploração sideral. Johann Kepler (1571-1630) inventou em 1611, e o Padre Scheiner de Ingolstadt (1575-1650) empregou pela primeira vez, o telescópio refrator moderno; e o curso subsequente das descobertas correspondeu estreitamente ao desenvolvimento de seus poderes. Christian Huygens (1629-95) resolveu, em 1656, as ansas de Saturno em um anel, dividido em dois por Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) em 1675. Titã, o maior dos satélites de Saturno, foi detectado por Huygens em 1655, e quatro membros adicionais da família até 1684. A nebulosa de Andrômeda foi trazida ao conhecimento por Simon Marius em 1612, a nebulosa de Orion por J.B. Cysatus, um jesuíta suíço, em 1618; e algumas poucas estrelas variáveis e múltiplas foram reconhecidas.
Descriptive astronomy may be said to have originated with the invention of the telescope by Hans Lippershey in 1608. Its application to the scrutiny of the heavenly bodies, by Galileo and others, led at once to a crowd of striking discoveries. Jupiter's satellites, the phases of Venus, the mountains of the moon, the spots on the sun, Saturn's unique appendages, all descried with a little instrument resembling a uniocular opera-glass, formed, each in its way, a significant and surprising revelation; and the perception of the stellar composition of the Milky Way represented the first step in sidereal exploration. Johann Kepler (1571-1630) invented in 1611, and Father Scheiner of Ingolstadt (1575-1650) first employed, the modern refracting telescope; and the farther course of discovery corresponded closely to the development of its powers. Christian Huygens (1629-95) resolved, in 1656, the ansae of Saturn into a ring, divided into two by Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) in 1675. Titan, the largest of Saturn's moons, was detected by Huygens in 1655, and four additional members of the family by 1684. The Andremeda nebula was brought to notice by Simon Marius in 1612, the Orion nebula by J.B. Cysatus, a Swiss Jesuit, in 1618; and some few variable and multiple stars were recognized.
Astronomia teórica
Theoretical astronomy
No entanto, o teórico superou em muito as conquistas práticas do século XVII. Kepler publicou as duas primeiras das "Três Leis" em 1609, e a terceira em 1619. O significado dessas grandes generalizações é:
The theoretical, however, far outweighed the practical achievements of the seventeenth century. Kepler published the first two of the "Three Laws" in 1609, the third in 1619. The import of these great generalizations is:
- que os planetas descrevem elipses das quais o Sol ocupa um dos focos;
- que a linha reta que une cada planeta com o Sol (seu raio vetor) varre áreas iguais em tempos iguais;
- que os quadrados dos períodos planetários são respectivamente proporcionais aos cubos de suas distâncias médias do Sol.
- that the planets describe ellipses of which the sun occupies one focus;
- that the straight line joining each planet with the sun (its radius vector) sweeps out equal areas in equal times;
- that the squares of the planetary periods are severally proportional to the cubes of their mean distances from the sun.
O plano geométrico do movimento no sistema solar foi assim estabelecido com maravilhosa intuição. Mas coube a Sir Isaac Newton (1643-1727) expor seu significado, demonstrando que a mesma força que atua uniformemente regula as revoluções celestes e obriga os corpos pesados a caírem em direção à superfície terrestre. A lei da gravidade, publicada em 1687 nos "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica", tem o seguinte efeito: toda partícula de matéria atrai toda outra com uma força diretamente proporcional às suas massas e inversamente proporcional ao quadrado de suas distâncias. Sua validade foi testada comparando-se a quantidade de deflexão orbital da lua em um segundo com a taxa na qual uma maçã (digamos) cai em um pomar. Feita a devida consideração pela distância da lua, as duas velocidades provaram coincidir perfeitamente, e a identidade da gravidade terrestre com a força que controla as revoluções dos corpos celestes ficou estabelecida. Mas isso foi apenas um começo. Permaneceu a colossal tarefa de calcular as consequências da lei, nos mínimos detalhes de seu funcionamento, e compará-las com os céus. Ela foi levada adiante primeiro pelo próprio Newton e, no século seguinte, por Euler, Clairaut, d'Alembert, Lagrange e Laplace. Urbain Leverrier (1811-1877) herdou desses homens geniais uma tarefa jamais suscetível de ser completada; e as complexidades da teoria lunar foram demonstradas, pelas pesquisas de John Couch Adams (1819-1892), de Hansen e Delaunay, dos professores Hill e Newcomb, e muitos outros, como repletas de questões de interesse inesperado e variado.
The geometrical plan of movement in the solar system was thus laid down with marvellous intuition. But it was reserved for Sir Isaac Newton (1643-1727) to expound its significance by showing that the same uniformly acting force regulates celestial revolutions, and compels heavy bodies to fall towards the earth's surface. The law of gravity, published in 1687 in "Philosophiae Naturalis Principia Mathamatica" is to the following effect: every particle of matter attracts every other with a force directly proportional to their masses, and inversely proportional to the squares of their distances apart. Its validity was tested by comparing the amount of the moon's orbital deflection in a second with the orbital deflection in a second with the rate at which an apple (say) drops in an orchard. Allowance being made for the distance of the moon, the two velocities proved to tally perfectly, and the identity of terrestrial gravity with the force controlling the revolutions of the heavenly established. But this was only a beginning. The colossal work remained to be accomplished of calculating the consequences of the law, in the minute details of its working, and of comparing them with the heavens. It was carried foreward first by Newton himself, and in the ensuing century, by Euler, Clairaut, d' Alembert, Lagrange, and Laplace. Urbain Leverrier (1811- 77) inherited from these men of genius a task never likely to be completed; and the intricacies of lunar theory have been shown, by the researches of John Cough Adams (1819-92), of Hansen and Delaunay, of Professors Hill and Newcomb, and many more, to be fraught with issues of unexpected and varied interest.
Descobertas no sistema solar
Discoveries in the solar system
O extraordinário aperfeiçoamento dos telescópios refletores por Sir William Herschel (1738-1822) abriu uma nova época de descobertas. Seu reconhecimento do planeta Urano (13 de março de 1781) como um objeto não estelar pertencente ao sistema solar; duas luas uranianas, Oberon e Titania, foram detectadas por ele em 11 de janeiro de 1787, e o par mais interno de Saturno, Enceladus e Mimas, em 28 de agosto e 17 de setembro do mesmo ano. Saturno era, em 1906, conhecido por possuir dez satélites. Hyperion foi avistado por W.C. Bond no observatório do Harvard College em 16 de setembro de 1848, e o Professor W.H. Pickering, da mesma instituição, descobriu através de laboriosas pesquisas fotográficas, Phoebe em 1898, e Themis em 1905. Na verdade, um número indefinido de satélites está aglomerado nos anéis de Saturno. Sua constituição por corpos pequenos, girando separadamente, demonstrada teoricamente por J. Clerk Maxwell em 1857, foi confirmada espectroscopicamente pelo falecido Professor Keeler em 1895. O sistema inclui um membro interno escuro, detectado por Bond em 15 de novembro de 1850. A descoberta do planeta Netuno, em 23 de setembro de 1846, foi uma façanha matemática, não observacional. Leverrier e Adams independentemente pressentiram a existência de um corpo massivo, girando fora de Urano, e exercendo sobre seus movimentos perturbações cuja análise levou à sua captura. Sua lua solitária foi observada por William Lassell de Liverpool em outubro de 1846; e ele acrescentou, em 1851, dois satélites internos ao notável sistema de Urano. Com o grande refrator de Washington, de 26 polegadas de abertura, o Professor Asaph Hall discerniu, em 16 e 17 de agosto de 1877, Deimos e Phobos, as lunetas de Marte que circulam rapidamente; o Lick de 36 polegadas permitiu ao Professor Barnard perceber, em 9 de setembro de 1892, o evasivo satélite interno de Júpiter; e dois acompanhantes exteriores do mesmo planeta foram detectados fotograficamente pelo Professor Perrine em 1904-05. As distâncias dos planetas são visivelmente reguladas por um método. Elas aumentam por uma progressão ordenada, anunciada por Titius de Wittenberg em 1772, e desde então designada como "Lei de Bode". Mas sua sucessão foi rapidamente vista como interrompida por uma enorme lacuna entre as órbitas de Marte e Júpiter; e a conjectura foi aventurada de que aqui um novo planeta poderia ser encontrado girando. Isso foi verificado pela descoberta de um exército de asteroides. Ceres, seu líder, foi capturado em Palermo, em 1º de janeiro de 1801, por Giuseppe Piazzi, um monge teatino (1746-1826); Pallas, em 1802 por Olbers (1758-1840), e Juno e Vesta em 1804 e 1807, por Harding e Olbers respectivamente. O quarteto original de planetas menores começou em 1845 a ser reforçado com companheiros, cujo número conhecido agora se aproxima de 600, e pode ser indefinidamente aumentado. Sua descoberta foi imensamente facilitada pela introdução do Professor Max Wolf, em 1891, do método fotográfico de discriminá-los das estrelas através dos efeitos de seu movimento em placas sensíveis.
The extraordinary improvement of reflecting telescopes by Sir William Herschel (1738-1822) opened a fresh epoch of discovery. His recognition of the planet Uranus (13 March 1781) as a non-stellar object of old to the solar system; two Uranian moons, Oberon and Titania, were detected by him 11 January 1787, and the innermost Saturnian pair, Enceladus and Mimas, 28 August and 17 September of the same year. Saturn was, in 1906, known to possess ten satellites. Hyperion was descried by W.C. Bond at the observatory of Harvard College 16 September, 1848, and Professor W.H. Pickering, of the same establishment, discovered by laborious photographic researches, Phoebe in 1898, and Themis in 1905. In point of fact, an indefinite number of satellites are agglomerated in the rings of Saturn. Their constitution by separately revolving, small bodies, theoretically demonstrated by J. Clerk Maxwell in 1857, was spectroscopically confirmed by the late Professor Keeler in 1895. The system includes a dusky inner member, detected by Bond, 15 November, 1850. The discovery of the planet Neptune, 23 Sepember, 1846, was a mathematical, not an observational feat. Leverrier and Adams independently divined the existence of a massive body, revolving outside Uranus, and exercising over its movements disturbances the analysis of which led to its capture. Its solitary moon was noted by William Lassell of Liverpool in October, 1846; and he added, in 1851, two inner satellites to the remarkable system Uranus. With the great Washington refractor, 26 inches in aperture, Professor Asaph Hall discerned, 16 and 17 August, 1877, Deimos and Phobos, the swiftly circling moonlets Mars; the Lick 36-ich enabled Professor Barnard to perceive, 9 September, 1892, the evasive inner satellite of Jupiter; and two exterior attendants on the same planet were photographically detected by Professor Perrine in 1904-05. The distances of the planets are visibly regulated by a method. They increase by an ordered progression, announced by Titius of Wittenberg in 1772, and since designated as "Bode's Law". But their succession was quickly seen to be interrupted by a huge gap between the orbits of Mars and Jupiter; and the conjecture was hazarded that here a new planet might be found to revolve. It was verified by the discovery of an army of asteroids. Ceres, their leader, was captured at Palermo, 1 January, 1801, by Giuseppe Piazzi, a Theatine monk (1746-1826); Pallas, in 1802 by Olbers (1758-1840), and Juno and Vesta in 1804 and 1807, by Harding and Olbers respectively. The original quartette of minor planets began in 1845 to be reinforced with companions, the known number of which now approximates to 600, and may be indefinitely increased. Their discovery has been immensely facilitated by Professor Max Wolf's introduction, in 1891, of the photographic method of discriminating them from stars through the effects of their motion on sensitive plates.
O sistema solar, conforme atualmente conhecido, consiste em quatro planetas interiores: Mercúrio, Vênus, a Terra e Marte; quatro planetas exteriores e relativamente colossais: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno; a multidão difusa de globos pigmeus chamados asteroides, ou planetas menores; e um conjunto distante de cometas com seus sistemas de meteoros associados. Todos os planetas giram sobre seus eixos, embora em períodos muito diferentes. O de Mercúrio foi determinado por Signor Schiaparelli, de Milão, em 1889, como sendo de 88 dias, o tempo idêntico de sua revolução ao redor do sol, e Vênus foi, no ano seguinte, mostrada por ele como, com grande probabilidade, similarmente condicionada, sendo o período comum de rotação e circulação, no seu caso, de 225 dias. Isto implica que ambos os planetas mantêm o mesmo hemisfério sempre voltado para o sol, como a lua faz em relação à terra; e não podemos duvidar que o atrito das ondas de maré foi, nos três corpos, o mecanismo pelo qual o sincronismo observado foi estabelecido. Todos os planetas viajam ao redor do sol de oeste para leste, ou no sentido anti-horário, e a maioria dos satélites se move na mesma direção ao redor de seus primários. Mas há exceções. Febe, a lua mais distante de Saturno, circula em direção oposta aos outros membros do sistema; as quatro luas de Urano são retrógradas, seu plano de movimento sendo inclinado a mais de um ângulo reto em relação à eclíptica; e o satélite de Netuno viaja decididamente para trás. Essas anomalias são de profunda importância para as teorias da origem planetária. Os "canais" de Marte foram reconhecidos por Schiaparelli em agosto de 1877; ele avistou alguns deles duplicados dois anos depois. Seu registro fotográfico no observatório Lowell em 1905 prova que não são uma ilusão de ótica, mas sua natureza permanece enigmática.
The solar system, as at present known, consists of four interior planets, Mercury, Venus, the Earth, and Mars; four exterior; and relatively colossal planets, Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune, the diffuse crowd of pygmy globes called asteroids, or minor planets, and an outlying array of comets with their attendant meteor-systems. All the planets rotate on their axes, though in very different periods. That of Mercury was determined by Signor Schiaparelli of Milan in 1889 to be 88 days, the identical time of his revolution round the sun, and Venus was, in the following year, shown by him to be, in all likelihood, similarly conditioned, the common period of rotation and circulation being, in her case, 225 days. This implies that both planets keep the same hemisphere always turned towards the sun, as the moon does towards the earth; nor can we doubt that the friction of tidal waves was, on the three bodies, the agency by which the observed synchronism was brought about. All the planets travel round the sun from west to east or counter clock-wise and most of the satellites move in the same direction round their primaries. But there are exceptions. Phoebe, Saturn's remotest moon, circulates oppositely to the other members of the system; the four moon of Uranus are retrograde, their plane of movement being inclined at more than a right angle to the ecliptic; and the satellite of Neptune travels quite definitely backward. These anomalies are of profound import to the theories of planetary origin. The "canals" of Mars were recognized by Schiaparelli in August 1877, he caught sight of some of them duplicated two years later. Their photographic registration at the Lowell observatory in 1905 proves them to be no optical illusion, but their nature remains enigmatical.
Cometas e meteoros
Comets and meteors
A previsão do retorno do cometa Halley em 1759 forneceu a primeira prova de que corpos desse tipo estão permanentemente ligados ao sol. Eles acompanham sua marcha através do espaço, percorrendo, em ambas as direções indiferentemente, órbitas altamente excêntricas inclinadas em relação à eclíptica. Consequentemente, estão sujeitos a perturbações violentas, até mesmo subversivas, dos planetas. Júpiter, em particular, influencia os movimentos de um grupo de mais de trinta cometas "capturados", que tiveram seus períodos reduzidos e suas velocidades primitivas diminuídas por sua influência. Schiaparelli anunciou em 1866 que as estrelas cadentes de agosto, ou Perseidas, percorrem a mesma órbita de um cometa brilhante visível em 1862; e concordâncias igualmente impressionantes de movimento entre outros três cometas e as chuvas de meteoros Leonídeos, Líridas e Andrômedas foram logo estabelecidas por Leverrier e Weiss. A inferência óbvia é que os meteoros são produtos da desintegração de seus companheiros de viagem cometários. Uma teoria das caudas dos cometas, baseada na eficácia variável da repulsão elétrica sobre tipos quimicamente diferentes de matéria, foi anunciada por Theodor Brédikhine de Moscou em 1882, e deu uma explicação satisfatória para os fenômenos que foi inventada para explicar. Recentemente, no entanto, a autoridade de Arrhenius de Estocolmo deu popularidade a uma hipótese da "pressão da luz", segundo a qual os apêndices cometários são formados por partículas expelidas do sol pelo estresse mecânico de suas radiações. Mas as mudanças singulares e rápidas fotograficamente reveladas como ocorrendo nas caudas dos cometas permanecem sem associação com qualquer causa conhecida.
The predicted return of Halley's comet in 1759 afforded the first proof that bodies of the kind are permanently attached to the sun. They accompany its march through space, traversing, in either direction indifferently, highly eccentric orbits inclined ecliptic. They are accordingly subject to violent, even subversive disturbances from planets. Jupiter, in particular, sways the movements of a group of over thirty "captured" comets, which had their periods curtailed, and their primitive velocities reduced by his influence. Schiaparelli announced in 1866 that the August shooting-stars, or Perseids, pursue the same orbit with a bright comet visible in 1862; and equally striking accordances of movement between three other comets and the Leonid, Lyraid, and Andromede meteor-swarms were soon afterwards established by Leverrior and Weiss. The obvious inference is that meteors are the disintegration-products of their cometary fellow-travellers. A theory of comets' tails, based upon the varying efficacy of electrical repulsion upon chemically different kinds of matter, was announced by Theodor Brédikhine of Moscow in 1882, and gave a satisfactory account of the appearances it was invented to explain. Latterly, however, the authority of Arrhenius of Stockholm has lent vogue to a "light-pressure" hypothesis, according to which, cometary appendages are formed of particles driven from the sun by the mechanical stress of his radiations. But the singular and rapid changes photographically disclosed as taking place in the tails of comets, remain unassociated with any known cause.
Astronomia sideral
Sidereal astronomy
A descoberta de estrelas binárias por Sir William Herschel em 1802, imperfeitamente antecipada pelo Padre Christian Mayer em 1778, teve um alcance de longo alcance. Ela provou virtualmente que o reino da gravidade inclui regiões siderais; e as relações que ela indicou desde então provaram ser muito mais amplamente prevalentes do que se poderia imaginar anteriormente. Estrelas que circulam mutuamente existem em tal profusão que provavelmente chegam a uma em cada três ou quatro daquelas não acompanhadas. Elas são de variedade ilimitada, alguns dos sistemas por elas formados sendo extremamente próximos e rápidos, enquanto outros descrevem, em períodos milenares, órbitas vastamente estendidas. Muitas, também, compreendem três ou mais membros; e as estrelas múltiplas assim constituídas se fundem, por incrementos progressivos de complexidade, em aglomerados reais, globulares e irregulares. Esta última classe exemplificada pelas Plêiades e Híades, pelo aglomerado Colmeia em Câncer, visível a olho nu, e pelo aglomerado duplo em Perseu, que faz um espetáculo magnífico com um binóculo. Aglomerados globulares são "bolas" comprimidas de estrelas minúsculas, das quais mais de cem foram catalogadas. A escala na qual estes sistemas maravilhosos são construídos permanece conjectural, uma vez que as suas distâncias da Terra são completamente desconhecidas.
Estrelas variáveis são encontradas na máxima diversidade. Algumas são aparições temporárias que surgem da invisibilidade, muitas vezes para um grau de esplendor surpreendente, depois afundam mais lentamente para uma quase extinção. Nova Persei, que irrompeu em 22 de fevereiro de 1901 e foi estudada fotograficamente pelo Padre Sidgreaves em Stonyhurst, é o exemplo mais notável recente do fenômeno. Estrelas, cujas vicissitudes estão compreendidas em ciclos de sete a vinte meses, ou mais, são chamadas "variáveis de longo período". Cerca de 400 haviam sido registradas até 1906. Elas não raramente atingem, no máximo, 1.000 vezes o seu brilho mínimo. Mira, a estrela "maravilhosa" na Baleia, descoberta por David Fabricius em 1596, é o exemplar da classe. As flutuações das "variáveis de curto período" ocorrem em poucos dias ou horas, e com muito mais pontualidade. Uma certa proporção delas são "estrelas eclipsantes" (cerca de 35 foram reconhecidas como tal até agora), que devem suas falhas de luz regularmente recorrentes à interposição de grandes satélites. Algol em Perseu, cujas variações foram percebidas por Montanari em 1669, é o espécime mais conhecido. Centenas de variáveis rápidas foram recentemente detectadas entre os componentes de aglomerados globulares; mas o seu curso de mudança é de uma natureza totalmente diferente daquele das estrelas eclipsantes.
Edmund Halley (1656-1742), o segundo Astrônomo Real, anunciou em 1718 que as estrelas, longe de serem fixas, movem-se adiante, cada uma por sua própria conta, através do céu. Ele chegou a esta conclusão comparando observações modernas com observações antigas; e os "movimentos próprios" estelares constituem agora um campo amplo e expansivo de pesquisa. Uma tentativa preliminar de regularizá-los foi feita pela determinação de Herschel, em 1783, da linha de viagem do sol. O seu sucesso dependeu do fato de que os deslocamentos aparentes das estrelas incluem um elemento comum, transferido pela perspectiva do avanço solar. Os seus movimentos individuais, ou "peculiares", no entanto, não mostram nenhum traço certo de método. Muitas estrelas, também, foram verificadas viajar a velocidades provavelmente incontroláveis pelo poder gravitacional de todo o sistema sidéreo. Arcturus, com a sua portentosa velocidade de 250 milhas por segundo, é uma destas estrelas "fugitivas". O ritmo do sol de cerca de 12 milhas por segundo parece, em comparação, extremamente sóbrio; e é provavelmente apenas metade da velocidade estelar média. O ápice do caminho do sol, ou o ponto para o qual o seu movimento atualmente tende, está localizado pelas melhores investigações recentes perto da estrela brilhante Vega.
Sir William Herschel's discovery, in 1802, of binary stars, imperfectly anticipated by Father Christian Mayer in 1778, was one of far-reaching scope. It virtually proved the realm of gravity to include sidereal regions; and the relations it intimated have since proved to be much more widely prevalent than could have been imagined beforehand. Mutually circling stars exist in such profusion as probably to amount to one in three or four of those unaccompanied. They are of limitless variety, some of the systems by them being exceedingly close and rapid, while others describe, in millennial periods, vastly extended orbits. Many, too, comprise three or more members; and the multiple stars thus constituted merge, by progressive increments of complexity, into actual clusters, globular and irregular. The latter class exemplified by the Pleiades and Hyades, by the Beehive cluster in Cancer, just visible to the naked eye, and by the double cluster in Perseus which makes a splendid show with an opera-glass. Globular clusters are compressed "balls" of minute stars, of which more than one hundred have been catalogued. The scale on which these marvellous systems are constructed remains conjectural, since their distances from the earth are entirely unknown. Variable stars are met with in the utmost diversity. Some are temporary apparitions which spring up from invisibility often to an astonishing pitch of splendor, then sink back more slowly to quasi-extinction. Nova Persei, which blazed 22 February, 1901, and was photographically studied by Father Sidgreaves at Stonyhurst, is the most noteworthy recent instance of the phenomenon. Stars, the vicissitudes of which are comprised in cycles of seven to twenty months, or more, are called "long-period variables". About 400 had been recorded down to 1906. They not uncommonly attain, at maximum, to 1,000 times their minimum brightness. Mira, the "wonderful" star in the Whale, discovered by David Fabricius in 1596, is the exemplar of the class. The fluctuations of "short-period variables" take place in a few days or hours, and with far more punctuality. A certain proportion of them are "eclipsing stars" (about 35 have so far been recognized as such), which owe their regularly recurring failures of light to the interposition of large satellites. Algol in Perseus, the variations of which were perceived by Montanari in 1669, is the best-known specimen. Hundreds of rapid variables have been recently detected among the components of globular clusters; but their course of change is of a totally different nature from that of eclipsing stars. Edmund Halley (1656-1742), the second Astronomer Royal, announced in 1718 that the stars, far from being fixed, move onward, each on its own account, across the sky. He arrived at this conclusion by comparing modern with antique observations; and stellar "proper motions" now constitute a wide and expansive field of research. A preliminary attempt to regularize them was made by Herschel's determination, in 1783, of the sun's line of travel. His success depended upon the fact that the apparent displacements of the stars include a common element, transferred by perspective from the solar advance. Their individual, or "peculiar" movements, however, show no certain trace of method. A good many stars, too, have been ascertained to travel at rates probably uncontrollable by the gravitational power of the entire sidereal system. Arcturus, with its portentous velocity of 250 miles a second, is one of these "runaway" stars. The sun's pace of about 12 miles a second, seems, by comparison, extremely sedate; and it is probably only half the average stellar speed. The apex of the sun's way, or the towards which its movement at present tends, is located by the best recent investigations near the bright star Vega.
Distâncias do Sol e das estrelas
Distances of the sun and stars
As distâncias dos corpos celestes só podem ser determinadas (falando genericamente) medindo suas paralaxes, ou seja, suas mudanças aparentes de posição quando vistas de diferentes pontos de observação. A do sol é simplesmente o ângulo subtendido à sua distância pelo semi-diâmetro da terra. Esforços foram feitos com sucesso relativo para fixar seu valor através dos trânsitos de Vênus nos séculos dezoito e dezenove. Os asteroides provaram ser auxiliares mais eficientes e, através da mediação de Iris, Safo e Vitória, em 1888-89, Sir David Gill atribuiu à grande unidade do espaço um comprimento de 92.800.000 milhas, que as medidas fotográficas de Eros, em 1900-01, prometem ratificar. As estrelas, no entanto, estão tão vastamente distantes que a única chance de detectar seus deslocamentos de perspectiva é observá-las em intervalos de seis meses, a partir de extremidades opostas de uma linha de base com quase 186.000 milhas de extensão. Assim, a paralaxe anual de uma estrela significa o ângulo sob o qual o semi-diâmetro da órbita terrestre seria visto se observado de sua posição. Este ângulo é em todos os casos extremamente minúsculo e, na maioria dos casos, totalmente evanescente; de modo que, apenas para cerca de oitenta estrelas (conhecidas atualmente), a órbita terrestre pareceria ter dimensões sensíveis. Nosso vizinho estelar mais próximo é o esplêndido binário do sul, Alpha Centauri; no entanto, sua distância é tal que a luz precisa de quatro anos e um terço para realizar a jornada de lá. Thomas Henderson (1798-1844) anunciou sua detecção de sua paralaxe em 1839, logo após Bessel de Königsberg (1784-1846) ter obtido um resultado similar, porém menor, para uma insignificante estrela dupla designada 61 Cygni.
The distances of the heavenly bodies can only be determined (speaking generally) by measuring their parallaxes, in other words, their apparent changes of position when seen from different points of view. That of the sun is simply the angle subtended at his distance by the earth's semi-diameter. Efforts were made with indifferent success to fix its value by the transits of Venus in the eighteenth and nineteenth centuries. The asteroids have proved more efficient auxiliaries and through the mediation of Iris, Sappho, and Victoria, in 1889-89, Sir David Gill assigned to the great unit of space a length of 92,800,000 miles, which the photographic measures of Eros, in 1900-01, bid fair to ratify. The stars, however, are so vastly remote that the only chance of detecting their perspective displacements is by observing them at intervals of six months, from opposite extremities of a base-line nearly 186,000 miles in extent. Thus, the annual parallax of a star means the angle under which the semi-diameter of the earth's orbit would be seen if viewed frorn its situation. This angle is in all cases, extremely minute, and in most cases, altogether evanescent; so that, from only about eighty stars (as at present known), the terrestrial orbit would appear to have sensible dimensions. Our nearest stellar neighbour is the splendid southern binary, Alpha Centauri; yet its distance is such that light needs four and one-third years to perform the journey thence. Thomas Henderson (1798-1844) announced his detection of its parallax in 1839, just after Bessel of Konigsberg (1784-1846) had obtained a similar, but smaller result for an insignificant double star designated 61 Cygni.
Fotografia celeste
Celestial photography
A segunda metade do século XIX foi marcada por uma mudança revolucionária nos métodos e propósitos da astronomia. Os experimentos em fotografia lunar, iniciados em 1840 por J.W. Draper de Nova York, foram continuados nos anos cinquenta por W.C. Bond, Warren de la Rue e Lewis M. Rutherfund. O primeiro daguerreótipo do sol foi obtido em Paris em 1845, e traços da coroa solar apareceram em uma placa sensibilizada exposta em Konigsberg durante o eclipse total de 28 de julho de 1851. Mas a época da efetiva fotografia solar abriu-se com o eclipse espanhol de 18 de julho de 1860, quando as imagens sucessivamente obtidas pelo Padre Angelo Secchi, S.J., e Warren de la Rue demonstraram a natureza solar das protuberâncias carmesim, tornando manifesto o avanço da lua à frente delas. Nos eclipses subsequentes, a principal tarefa da câmera tem sido o retrato da coroa; e sua importância foi aumentada quando A.C. Ranyard apontou, em 1879, a correspondência das mudanças em sua forma com as alterações das manchas solares, que foram publicadas em 1851 por Schwabe de Dessau; e entre os numerosos fenômenos associados de mudança, nenhum é mais bem comprovado do que aqueles que afetam a forma da auréola prateada vista circundando o sol quando a lua corta o brilho da luz solar direta. Nos máximos de manchas, a auréola espalha sua radiação rebrilhante ao redor do disco. Mas nos tempos de mínimo, ela consiste principalmente de duas grandes asas, estendidas no plano equatorial do sol. Uma multidão de fotografias, tiradas durante os eclipses de 1898, 1900, 1901 e 1905, atestam com certeza a recorrente pontualidade dessas vicissitudes inexplicadas. A condição fundamental para o progresso da fotografia estelar é o uso de longas exposições; uma vez que a maioria dos objetos a serem delineados emite luz tão fracamente que seus efeitos químicos devem acumular-se antes de se tornarem sensíveis. Mas longas exposições eram impraticáveis até que Sir William Huggins, em 1876, adotou o processo de placa seca; e esta data, portanto, marca o início da ampla e difundida utilidade da câmera para a astronomia. Em investigações nebulares acima de tudo, ela supera em muito o telescópio. Halley descreveu em 1716 seis nebulosas, que ele considerava compostas de um meio lúcido coletado do espaço. O Abade Lacaille (1713-62) trouxe consigo do Cabo, em 1754, uma lista de quarenta e dois desses objetos; e Charles Messier (1730-1817) enumerou em 1781, 103 nebulosas e aglomerados. Mas esta colheita era de fato escassa comparada com o rendimento generoso das explorações de Herschel. Entre 1786 e 1802 ele comunicou à Royal Society catálogos de 2500 nebulosas; ele distinguiu suas formas especiais, classificou-as em ordem de brilho, e elaborou uma teoria do desenvolvimento estelar a partir de nebulosas, ilustrada por instâncias selecionadas de condensação progressiva. O próximo passo considerável para um conhecimento mais próximo das nebulosas foi dado por Lord Rosse em 1845, quando a prodigiosa capacidade de captação de luz de seu refletor de seis pés permitiu-lhe a descoberta da grande estrutura do "Redemoinho" em Canes Venatici. Provou ser típica de toda a classe de nebulosas espirais, cuja grande prevalência tem sido uma das revelações da fotografia. A superioridade na retratação de nebulosas do método químico sobre o método olho-e-mão foi manifestada de forma marcante em uma fotografia da nebulosa de Orion tirada pelo Dr. A. A. Common, em 30 de janeiro de 1883. Sua eficácia para a descoberta tornou-se evidente através da revelação, em placas expostas por Paul e Prosper Henry, e por Isaac Roberts em 1885-86, de complexas formações nebulosas nas Plêiades, quase totalmente invisíveis opticamente. O Professor Keeler (1857-1900) estimou em 120.000 o número de nebulosas que o refletor Crossley do observatório Lick seria capaz de registrar em ambos os hemisférios com uma exposição de uma hora, enquanto os catálogos construídos telescopicamente incluem menos de 10.000. Mas é através da combinação da fotografia com a espectroscopia, constituindo o modo espectrográfico de pesquisa, que a astrofísica alcançou seus mais notáveis triunfos.
The second half of the nineteenth century was signalized by a revolutionary change in the methods and purposes of astronomy. Experiments in lunar photography, begun in 1840 by J.W. Draper of New York, were continued in the fifties by W.C. Bond, Warren de la Rue, and Lewis M. Rutherfund. The first daguerrotype of the sun was secured at Paris in 1845, and traces of the solar corona appeared on a sensitized plate exposed at Konigsberg during the total eclipse of 28 July, 1851. But the epoch of effective solar photography opened with the Spanish eclipse of 18 July, 1860, when the pictures successively obtained by Father Angelo Secchi, S.J., and Warren de la Rue demonstrated the solar status of the crimson protuberances by rendering manifest the advance of the moon in front of them. At subsequent eclipses, the leading task of the camera has been the portrayal of the corona; and its importance was enhanced when A.C. Ranyard pointed out, in 1879, the correspondence of changes in its form with alterations of sunspots was published in 1851 by Schwabe of Dessau; and among the numerous associated phenomena of change, none are better ascertained than those affecting the shape of the silvery aureola seen to encompass the sun when the moon cuts off the glare of direct sunlight. At spot maxima the aureola spreads its beamy radiance round the disc. But at times of minimum, it consists mainly of two great wings, extended in the sun's equatorial plane. A multitude of photographs, taken during the eclipses of 1898, 1900, 1901 and 1905, attest with certainty the punctual recurrence of these unexplained vicissitudes. The fundamental condition for the progress of sidereal photography is the use of long exposures; since most of the objects to be delineated emit light so feebly that its chemical effects must accumulate before they become sensible. But long exposures were impracticable until Sir William Huggins, in 1876, adopted the dry-plate process; and this date, accordingly, marks the beginning of the wide-spreading serviceableness of the camera to astronomy. In nebular investigations above all, it far outranges the telescope. Halley described in 1716 six nebulae, which he held to be composed of a lucid medium collected from space. The Abbé Lacaille (1713-62) brought back with him from the Cape, in 1754, a list of forty-two such objects; and Charles Messier (1730-1817) enumerated in 1781, 103 nebulae and clusters. But this harvest was scanty indeed compared with the lavish yield of Herschel's explorations. Between 1786 and 1802 he communicated to the Royal Society catalogues of 2500 nebulae; he distinguished their special forms, classified them in order of brightness, and elaborated a theory of stellar development from nebulae, illustrated by selected instances of progressive condensation. The next considerable step towards a closer acquaintance with nebulae was made by Lord Rosse in 1845, when the prodigious light-grasp of his six-foot reflector afforded him the discovery of the great "Whirlpool" structure in Canes Venatici. It proved to be typical of the entire class of spiral nebulae, the large prevalence of which has been one of the revelations of photography. The superiority in nebula-portraiture of the chemical to the eye-and-hand method was strikingly manifested in a photograph of the Orion nebula taken by Dr. A. A. Common, 30 January, 1883. Its efficacy for discovery became evident through the disclosure, on plates exposed by Paul and Prosper Henry, and by Isaac Roberts in 1885-86, of complex nebulous formations in the Pleides, almost wholly invisible optically. Professor Keeler (1857-1900) estimated at 120,000 the number of nebulae which the Crossley reflector of the Lick observatory would capable of recording in both hemispheres with an hour's exposure, while telescopically constructed catalogues include less than 10,000. But it is through the combination of photography with spectroscopy, constituting the spectrographic mode of research, that astrophysics has achieved its most signal triumphs.
Astrofísica
Astrophysics
O princípio fundamental da análise espectral, enunciado por Gustav Kirchhoff (1824-87), depende da equivalência entre emissão e absorção. Isso significa que, se a luz branca for transmitida através de vapores incandescentes, estes retêm exatamente aquelas minúsculas seções da luz com as quais eles próprios brilham. E se a fonte da luz branca for mais quente que o vapor absorvente, resulta um espectro prismático, interrompido por linhas escuras, distintivas da natureza química da substância que as origina. Ora, este é exatamente o caso do sol e das estrelas. Verifica-se que o esplendor branco emanado de suas fotosferas, quando dispersado num espectro, é atravessado por numerosos raios escuros que indicam absorção por estratos gasosos, cuja composição o princípio de Kirchhoff ajuda a decifrar.
O próprio Kirchhoff identificou em 1861, como constituintes solares proeminentes, o sódio, ferro, magnésio, cálcio e crômio; o hidrogênio foi assinalado por A.J. Angström (1814-74); o hélio por Sir Norman Lockyer em 1868; e atualmente sabe-se com certeza aproximada que cerca de quarenta elementos são comuns à Terra e ao Sol. A química das estrelas é estritamente análoga à do Sol, embora seus espectros apresentem diversidades sintomáticas de uma variedade considerável em estado físico. O Padre Angelo Secchi, S.J. (1818-78), baseou-se nessas diversidades em 1863-67 para uma classificação das estrelas em quatro ordens, ainda considerada fundamental e à qual o Dr. Vogel forneceu em 1874 uma interpretação evolutiva, segundo a qual as diferenças de tipo espectral estão associadas a vários estágios de progressão de uma condição tênue e incipiente para uma condição compacta.
Desde 1879, quando Sir William Huggins obteve impressões de uma faixa estendida de luz estelar branca ultravioleta, os espectros estelares têm sido estudados principalmente por meio fotográfico, sendo os resultados não apenas precisos e permanentes, mas também mais completos do que os obtidos por meios visuais. O mesmo eminente investigador descobriu, em 1864, os espectros de linhas brilhantes de certas classes de nebulosas, pelos quais se soube que eram de composição gasosa, e reconheceu, como de origem carbonácea, as típicas bandas coloridas do espectro cometário, observadas quatro anos antes, embora sem identificação específica, por G.B. Donati (1827-73) em Florença.
The fundamental principle of spectrum analysis, enunciated by Gustav Kirchhoff (1824-87), depends upon the equivalence of emission and absorption. This means that, if white light be transmitted through glowing vapours, they arrest just those minute sections of it with which they themselves shine. And if the source of the white light be hotter than the arresting vapour, there results a prismatic spectrum, interrupted by dark lines, distinctive of the chemical nature of the substance originating them. Now this is exactly the case of the sun and stars. The white radiance emanating from their photospheres is found, when dispersed into a spectrum, to be crossed by numerous dusky rays indicating absorption by gaseous strata, to the composition of which Kirchhoff's principle supplies the clue. Kirchhoff himself identified in 1861, as prominent solar constituents, sodium, iron magnesium, calcium, and chromium; by A.J. Angström (1814-74); helium by Sir Norman Lockyer in 1868; and about forty elementary substances are now known with approximate certainty to be common to the earth and sun. The chemistry of the stars is strictly analogous to that of the sun, although their spectra exhibit diversities symptomatic of a considerable variety in physical state. Father Angelo Secchi, S.J., (1818-78), based on these diversities in 1863-67 a classification of the stars into four orders, still regarded as fundamental and supplied by Dr. Vogel in 1874 with an evolutionary interpretation, according to which differences of spectral type are associated with various stages of progress from a tenuous and inchoate towards a compact condition. Since 1879, when Sir William Huggins secured impressions of an extended range of ultra-violet white star light, stellar spectra have been mostly studied photographically, the results being, not only precise and permanent, but also more complete than those obtainable by visual means. The same eminent investigator discovered, in 1864, the bright-line spectra of certain classes of nebulae, by which they were known to be of gaseous composition, and recognized, as of carbonaceous origin, the typical coloured bands of the cometary spectrum, noted four years previously, though without specific identification, by G.B. Donati (1827-73) at Florence.
O princípio de Doppler, pelo qual a luz altera sua refrangibilidade através do movimento frontal de sua fonte, tornou-se efetivo para pesquisas astronômicas pela primeira vez em 1868. O critério de velocidade, seja de recessão ou aproximação, é fornecido pelo deslocamento das linhas espectrais de suas posições padrão; e o método foi elevado a um alto grau de precisão através da adaptação do Dr. Vogel, em 1888, da fotografia para seus requisitos. Desde então, mostrou-se extraordinariamente frutífero. Seu emprego permitiu ao Dr. Vogel demonstrar a realidade dos eclipses de Algol, mostrando que a estrela girava em torno de um companheiro obscuro no período idêntico de variação luminosa; e as primeiras descobertas de binárias espectroscópicas não eclipsantes foram feitas no Harvard College em 1889. Esses sistemas interessantes não podem ser claramente distinguidos das estrelas duplas telescópicas, que, de fato, acredita-se terem se desenvolvido a partir delas sob a influência do atrito das marés; seus períodos variam de algumas horas a vários meses; e seus componentes são frequentemente de luminosidade tão desigual que apenas um deixa qualquer impressão legível na placa sensível. Seu número conhecido chegava, em 1905, a 140; e pode ser indefinidamente aumentado. Provavelmente inclui todas as variáveis de curto período, mesmo aquelas que escapam dos eclipses; embora a conexão entre sua duplicidade e variações luminosas permaneça inexplicada. A fotografia em luz diurna das proeminências solares foi tentada pelo Professor Young de Princeton em 1870, e o assunto foi prosseguido pelo Dr. Braun, S.J., em 1872. Nenhum sucesso genuíno foi, no entanto, alcançado até 1891, quando o Professor Hale de Chicago e M. Deslandres em Paris construíram independentemente imagens desses objetos a partir do raio de cálcio em sua luz dispersa, peneiradas através de uma fenda dupla em placas fotográficas em movimento. A invenção do "espectroheliógrafo" pelo Professor Hale permite-lhe, além disso, delinear o disco solar em qualquer luz selecionada, com o resultado de revelar vastas massas de flocculi de cálcio e hidrogênio, amontoadas em várias alturas acima da superfície solar.
Doppler's principle, by which light alters in refrangibility through the end-on motion of its source, was first made effective for astronomical research by 1868. The criterion of velocity, whether of recession or approach, is afforded by the shifting of spectral lines from their standard places; and the method was raised to a high grade of accuracy through Dr. Vogel's adaptation, in 1888, of photography to its requirements. It has since proved extraordinarily fruitful. Its employment enabled Dr. Vogel to demonstrate the reality of Algol's eclipses, by showing that the star revolved round an obscure companion in the identical period of light-change; and the first discoveries of non-eclipsing spectroscopic binaries were made at Harvard College in 1889. These interesting systems cannot be sharply distinguished from telescopic double stars, which are, indeed, believed to have developed from them under the influence of tidal friction; their periods vary from a few hours to several months; and their components are often of such unequal luminosity that only one leaves any legible impression on the sensitive plate. Their known number amounted, in 1905, to 140; and it may be indefinitely augmented. It probably includes all short-period variables, even those that escape eclipses; though the connection between their duplicity and luminous variations remains unexplained. The photography in daylight of solar prominences was attempted by Professor Young of Princeton in 1870, and the subject was prosecuted by Dr. Braun, S.J., in 1872. No genuine success was, however, achieved until 1891, when Professor Hale of Chicago and M. Deslandres at Paris independently built up pictures of those objects out of the calcium-ray in their dispersed light, sifted through a double slit onto moving photographic plates. Professor Hale's invention of the "spectroheliograph" enables him, moreover, to delineate the sun's disc in any selected of its light, with the result of disclosing vast masses of calcium and hydrogen flocculi, piled up at various heights above the solar surface.
Construção sideral
Sidereal construction
A investigação da estrutura dos céus sidéreos foi o principal objetivo da carreira de William Herschel. A magnitude da tarefa, no entanto, que ele tentou realizar sozinho, torna-se mais aparente a cada nova tentativa de lidar com ela; e agora envolve os esforços combinados de muitos astrônomos, usando métodos refinados e abrangentes em um grau inimaginável para Herschel. Um imenso estoque de materiais para esse fim será fornecido pelo levantamento fotográfico internacional, atualmente em avanço rumo à conclusão em dezoito observatórios em ambos os hemisférios. Estima-se que cerca de trinta milhões de estrelas aparecerão nas chapas do mapa; e aquelas catalogadas com precisão dificilmente ficarão abaixo de quatro milhões. O trabalho de discutir esses dados numerosos deve ser severo, mas será animado pela esperança de revelar alguma fonte oculta do mecanismo sidéreo. A perspectiva é de fato remota que toda a sua complexidade seja alguma vez penetrada pela ciência. Nós apenas percebemos que as estrelas formam uma coleção de extensão prodigiosa, mas limitada, mostrando fortes tendências concentrativas em direção ao plano da Via Láctea. Nem as nebulosas podem ser supostas formarem um esquema separado. A proximidade de suas relações, físicas e geométricas, com as estrelas exclui essa suposição. Estrelas e nebulosas pertencem ao mesmo sistema, se é que o mundo sidéreo pode ser propriamente chamado assim, na ausência de qualquer evidência suficiente de que esteja em um estado de equilíbrio dinâmico. Não podemos ter certeza de que ele já atingiu o termo definitivo designado para ele, pois sua instabilidade e evanescência nos ajudam a perceber que os céus são, em verdade, a vestimenta mutável d'Aquele cujos "anos não podem falhar".
The investigation of the structure of the sidereal heavens was the leading object of William Herschel's career. The magnitude of the task, however, which he attempted singlehanded grows more apparent with every fresh attempt to grapple with it; and it now engages the combined efforts of many astronomers, using methods refined and comprehensive to a degree unimagined by Herschel. An immense stock of materials for the purpose will be provided by the international photographic survey, at present advancing towards completion at eighteen observatories in both hemispheres. About thirty million stars will, it is estimated, appear on the chart-plates; and those precisely catalogued are unlikely to fall short of four millions. The labour of discussing these multitudinous data must be severe, but will be animated by the hope of laying bare some hidden spring of the sidereal mechanism. The prospect is indeed remote that the whole of its intricacies will ever be penetrated by science. We only perceive that the stars form a collection of prodigious, but limited, extent, showing strongly concentrative tendencies towards the plane of the Milky Way. Nor can the nebulae be supposed to form a separate scheme. The closeness of their relations, physical and geometrical, with stars excludes that supposition. Stars and nebulae belong to the same system, if such the sidereal world may properly be called in the absence of any sufficient evidence of its being in a state of dynamical equilibrium. We cannot be sure that it has yet reached the definitive term appointed for it by its instability and evanescence help us to realize that the heavens are, in very truth, the changing vesture of Him whose "years cannot fail".