红 外 天 文 学.docx

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红外天文学

红外天文学

红外天文学是利用电磁波的红外波段研究天体的一门学科。

整个红外波段，包括波长0.7～1OOO微米（1毫米）的范围。

通常分为两个区：

0.7～25微米的近红外区和25～1OOO微米的远红外区；也有人分为三个区：

近红外区（0.7～3微米）、中红外区（3～30微米）和远红外区（30～1OOO微米）。

温度4OOO度以下的天体，其主要辐射在红外区。

   红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的得力手段；红外波段有许多重要的分子谱线；许多河外天体在远红外区的辐射较强。

红外天文学正在成为实测天文学的最重要领域之一。

   1800年，英国著名天文学家赫歇耳在观测太阳时，用普通温度计首次发现红外辐射。

1869年，罗斯用热电偶测量了月球的红外辐射。

对行星和一些恒星进行红外测量，是美国天文学家柯布伦茨等人在二十世纪二十年代进行的。

但在六十年代以前的一个半世纪中，红外天文学进展缓慢，这主要因为当时缺乏有效的探测手段。

   第二次世界大战后，红外技术发展很快，各类高灵敏度的红外探测器相继问世，气球、火箭以及人造卫星技术也为红外天文观测摆脱地球大气的限制提供了方便。

这些都为现代红外天文学的兴起打下了基础。

1965年，美国加利福尼亚理工学院的诺伊吉保尔等人用简易的红外望远镜发现了著名的红外星，从此揭开了现代红外天文学的新篇章。

   在地面上进行红外天文观测，受地球大气的限制很大。

大气中的水汽、二氧化碳、臭氧等分子，吸收了红外波段大部分的天体辐射，只有几个透明的大气窗口可供地面观测使用。

如要在这些窗口以外的波段进行天体红外观测，就必须到高空和大气外进行。

地球大气不但吸收天体的红外辐射，而且由于它具有一定的温度（约300K），其自身的热辐射对探测工作、特别是对波长大于5微米的观测，会造成极强的背景噪声。

为了摆脱大气的这种影响，必须到高空和大气以外去进行中、远红外探测。

   由于可能收集到的一般天体的红外辐射较弱，所以必须精选探测能力很高的红外探测器。

用得较多的探测器是液氮致冷（77K）的硫化铅光电导器件，液氢致冷（从4K到小于1K）的锗掺镓测辐射计。

从最早赫歇耳用简易温度计测量太阳的红外辐射到现在，红外探测器经历了很长的改善过程。

   典型的地面望远镜在10微米波长观测红外源时，探测器上接收到的源信号是百亿分之一瓦的量级，而探测器上得到的背景辐射却有千万分支一瓦。

强的背景噪声淹没了微弱的源信号，所以红外天文探测的一个根本问题就是抑制背景噪声。

红外探测器采取致冷措施就是为了减少元件自身的噪声。

从事波长大于5微米的探测，望远镜系统中的一些其他部件（有时连整个望远镜）必须进行致冷。

致冷技术在红外天文探测工作中是必不可少的。

   在红外天文望远镜中，为了从观测的源信号加背景的总和中减去背景，设置了调制机构。

这样就大大增加了仪器探测弱源的能力。

   首次红外巡天普查是美国用波长2.2微米的地面红外望远镜进行的.对-33’～80’的巡天探测结果，发现亮于40央的红外源约5600个。

虽然其中大多数可证认为光谱型在K5型以后的恒星，即大多数是晚型巨星，然而，约有50个红外源在0.8～2.2微米有约1000K的色温度，并且大多数不与光学天体对应。

   美国空军坎布里奇研究实验所1971年和1972年共7次用火箭在波长4微米、11微米和20微米进行巡天工作，探测范围约占79％的天空区域。

在4微米测到2507个红外源，在11微米测到1441个红外源，在20微米测到873个红外源。

有的红外源在不同波段都测到了，所以探测到的红外源共约3200个。

以后又进行了几次探测，测到一些新源。

   科学家们在小部分天区还做过更长波段的巡天工作。

美国天文学家霍夫曼等人在1970～1971年用一个小气球上的望远镜，在波长100微米观测到了极限通量密度10000央的近百个红外源，这些源基本上沿着银道面分布。

   至今探测到的红外源包括太阳系天体、恒星、电离氢区、分子云、行星状星云、银核、星系、类星体等。

在红外波段也对微波背景辐射进行过探测。

此外，高分辨率红外光谱已在行星和某些恒星方面做出成果，近两年也在红外波段发现了新的星际分子谱线。

X射线天文学

X射线天文学是通过X射线波段（波长0.01～100埃的电磁辐射）研究天体的一门学科。

   因为天体的X射线会受到地球大气的严重阻碍，所以主要利用卫星进行探测。

因此，虽然X射线的探测始于二十世纪四十年代，但是成为一门学科，则是人造地球卫星上天以后的事。

   早期的观测工作集中于太阳的研究。

自从1962年6月18日美国麻省理工学院研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源以后，非太阳X射线天文学进入一个新的发展阶段。

七十年代以来，发射了专门研究X射线的天文卫星，观测到许多先前不知道的宇宙X射线源，使X射线源的数目从十几个猛增到一千多个。

   太阳X射线的探测，主要弄清了它的三个成分：

日冕高温等离子体的连续辐射和其他谱线辐射，构成了X辐射宁静成分；温度在百万度以上的日冕凝聚区的超热等离子体所产生的辐射，构成X辐射的缓变成分，在日面上呈现为X射线亮斑。

太阳活动区所产生的X射线爆发，构成了X辐射突变成分。

在日面上呈现为X射线耀斑。

   过去几年，太阳X射线测量的一个重要方面，是探测X射线爆发的能谱和偏振。

着重于研究耀斑脉冲阶段的高能天体物理过程，如高能粒子的起源、传输、能量的转化以及发射的性质等等。

目前已初步确立了X射线辐射源的模型，这对耀斑物理的研究有重要价值。

另外，已经研究清楚，太阳X射线在形成地球电离层的过程中起重要作用。

   X射线望远镜已具有角秒量级的高分辨本领，这就为深入研究太阳现象创造了条件。

X射线耀斑和X射线亮斑的发现大大增进对太阳活动区的研究和认识。

而X射线冕洞的发现，更是太阳物理学的一项重大成果。

现在已经查明，X射线冕洞就是高速太阳风的风源，也就是日地关系研究中长期没有弄清楚的M区。

冕洞物理提出了许多有价值的课题，如冕洞的形成，高速太阳风源的成因等，特别是冕洞的刚性转动倾向迄今还未找到满意的解答。

   十多年来，非太阳X射线天文学发展特别迅速，取得重大的突破。

在已发现的X射线源中，有多种不同类型的客体，而目前只有少量得到确切的光学证认。

在星系和星系团中的强射电星系（如室女座A等）和活动的塞佛特星系等均为著名的X射线源。

作为河内的展源，超新星遗迹（如蟹状星云、仙后座A等）也是一类重要的X射线源。

有些X射线源，光学证认为双星的成员星，如半人马座X-3、武仙座X-1、天蝎座X-1、天鹅座X-1等等，它们的成员星之一是X射线星。

按照现代X射线双星理论，猜想这种X射线星是中子星或黑洞。

   大量射电脉冲星的发现，诱导人们去探索X射线脉冲星的存在。

随着新的探测技术的发展，已有可能发现后一种脉冲星。

1969年发现蟹状星云脉冲星PSR0532的X射线脉冲辐射，它和对应的光学脉冲几乎有完全相同的周期。

后来又发现了其他类型的X射线脉冲星。

这些发现对双星演化过程的研究很有价值。

   X射线天文观测的另一类课题是关于弥漫X射线背景测量。

几乎是各向同性的宇宙X射线背景辐射的发现，被认为是六十年代X射线天文学的重大成就之一。

   1974年以后的几年中，英国“羚羊”5号及其他卫星，相继发现了宇宙X射线爆发和一批暂现X射线源，从而在宇宙中又揭示了一批前所未知的现象和新型X射线源，这被公认为七十年代天文学的重大发现。

这些过程所释放的能量之大，能量释放速度之快，贮能密度之高以及奇特的再现周期，迄今仍然是现代高能天体物理学的重大研究课题。

   X射线天文学所采用的探测仪器随X射线光子能量不同而有所不同。

探测软X射线用薄窗正比计数器，常用铍做窗材料，镀窗的密封性能好，能保证仪器工作稳定，但镀窗的厚度仍然限制着计数数器对更低能量X射线的灵敏度。

探测极软X射线，要使用有机薄膜窗的计数器，但有机薄膜窗的气体密封性不好。

近年来在空间探测中发展了一种自动调节的流气技术，保证计数器管内维持一定气压，使仪器的响应处于稳定可靠状态，不过它的制造工艺和使用条件都较为复杂。

   在非太阳X射线源的探测方面，为提高灵敏度，常常需要大面积的薄宙正比计数器。

这种仪器的制造技术近年来发展较快。

美国小型天文卫星“自由号”曾使用面积达840平方厘米、厚仅50微米的铍窗正比计数器。

随着X射线能量的升高，正比计数器将失去作用，它的探测上限约为60千电子伏。

更高能量的探测，则须用闪烁计数器。

   正比计数器和闪烁计数器本身没有任何成像和定向功能。

为了证认各种X射线源和精确定出它们在空中的方位，必须在计数器前部加上准直器。

这种准直技术近几年发展特别迅速。

目前广泛使用的准直器类型有丝栅型准直器、板条型准直器和蜂窝状准直器等。

前者多用于软X射线波段，后两种用于硬X射线波段。

此外，还有闪烁体构成的主动式准直器。

   实验X射线天文学的一个突出成就，就是将掠射光学原理应用于X射线天文，使大面积X光聚焦成像技术成为现实，制成了真正有研究价值的高分辨本领的X射线望远镜。

它提供了把X射线的探测区域扩大到更遥远的宇宙深处的可能性。

   X射线天文学从诞生时起，在近二十年的短暂时间内发现了一系列前所未知的新型天体，获得光学天文和射电天文无法得到的天体信息，大大地扩展了天文学的研究领域。

X射线天文学所显示的独特威力，使得它在当代空间天文学中处于特别重要的地位。

恒星天文学

恒星天文学是研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的天文学分支学科。

由于恒星为数众多，恒星天文学不能采用讨论单个恒星的办法，而主要借助于统计分析和数学方法来进行研究。

恒星天文学的资料取自天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星的视差、位置、自行、星等、色指数、光谱型、光度级和视向速度等。

   恒星天文学作为一门学科是由老赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。

1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳在空间的运动，并定出了运动的速度和向点。

小赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面进行了大量的工作。

   1837年斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此便开始了测定恒星距离的工作。

1887年斯特鲁维从对恒星自行的分析中，估计了银河系自转的角速度。

十九世纪中叶天体物理学开始建立后，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。

1907年史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。

1912年，勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的有力武器。

由此，人们才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。

   1905～1913年，赫茨普龙和罗素创制了赫罗图，对了解恒星的演化和推求其距离提供了有力的手段。

1918年，沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。

   1927年，荷兰的奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。

此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。

   射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。

1951年，人们开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。

1952年证实银河系的旋臂结构；1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。

   六十年代以来，相继发现几十种星际分子的射电辐射。

这些用光学方法所未能得到的观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常宝贵的。

   星系动力学从二十年代以来有很大的发展。

1942年，林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。

1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。

   现阶段的恒星天文学所研究的主要内容有：

星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化以及星系动力学中“第三积分”（即除能量和角动量两个积分外）是否存在的问题等。

对这些问题的研究都已取得一定程度的进展。

此外，人们推测在球状星团和星系团中可能存在大质量致密天体（黑洞），故以广义相对论为基础的强引力场星系动力学正在形成中。

空间天文学

空间天文学是在高层大气和大气外层空间区域进行天文观测和研究的一门学科，空间天文学的兴起是天文学发展的又一次飞跃。

   就观测波段而言，空间天文学可分成许多新的分支，如红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。

从发射探空火箭和发送气球算起，空间天文研究始于二十世纪四十年代。

空间科学技术的迅速发展，给空间天文研究开辟了十分广阔的前景。

   空间天文学在外层空间开展的天文观测，突破了地球大气这个屏障，扩展了天文观测波段，取得

观测来自外层空间的整个电磁波谱的可能性。

   由于大气中臭氧、氧，氮分子等对紫外线的强烈吸收，天体的紫外光谱在地面无法进行观测；在红外波段，则由于水汽和二氧化碳分子等振动带、转动带所造成的强烈吸收，只留下为数很少的几个观测波段；在射电波段上，低层大气的水汽是短波的主要吸收因素，而电离层的折射效应则将长波辐射反射回空间；至于x、γ射线，更是难于到达地面；由于分子散射，地球大气还起着非选择性消光作用。

而空间天文观测基本不受上述因素的影响。

   另外，空间观测会减轻或免除地球大气湍流造成的光线抖动的影响，天象不会歪曲，这就大大提高仪器的分辨本领。

今天的空间技术力量已能直接获取观测客体的样品，开创了直接探索太阳系内天体的新时代。

   现在已经能够直接取得行星际物质的粒子成分、月球表面物质的样品和行星表面的各种物理参量，并且取得没有受到地球大气和磁场歪曲的各类粒子辐射的强度、能谱、空间分布和它们随时间变化的情况等。

   现代空间科学技术是空间天文发展的基础，近二十年来，它给空间天文观测提供了各种先进的运载工具。

目前，空间天文观测广泛地使用高空飞机、平流层气球、探空火箭、人造卫星、空间飞行器、航天飞机和空间实验室等作为运载工具，进行技术极为复杂的天文探测。

特别是人造卫星和宇宙飞船，是空间天文进行长时期综合性考察的主要手段。

   自六十年代以来，世界各国发射了一系列轨道天文台以及许多小型天文卫星、行星探测器和行星际空间探测器。

美国在七十年代发射的天空实验室，是发展载人飞船的空间天文观测技术的—次尝试。

今后的空间天文观测将主要依靠环绕地球轨道运行的永久性观测站来进行。

   空间天文探测常常需要准确证认辐射源的方位，有时需要在短达几秒钟的时间内完整地记录一个复杂的瞬时性爆发现象；有时则要求探测仪器在极端干净的环境中工作，免遭太空环境的干扰。

现代空间科学技术常常能够满足这些严格的要求，为上述运载工具提供极为准确的定向系统、复杂而又可靠的姿态控制系统、大规模高速信息采样和回收系统以及各种任意选择的运行轨道，给天文观测以良好的保证。

   空间天文迅速发展的另一个因素是实验方法的不断完善。

空间天文的实验方法和传统的光学或射电天文方法有很大区别。

由于电磁辐射性质的不同，特别在高能辐射方面差别更大，因此，对它们的探测多半需要采用各种核辐射探测技术，利用电磁辐射的光电、光致电离—电子对转换等效应，来测量辐射通量和能谱，并根据空间天文的特点加以发展。

目前在空间天文中从紫外线软X射线直到高能γ射线，按照能量的高低广泛使用光电倍增管、光子计数器。

电离室、正比计数器。

闪烁计数器、切连科夫计数器和火花室等多种探测仪器。

   在这些辐射波段里，一般的光学成像方法失去作用，必须应用掠射光学原理进行聚光和成像。

现在，已经使用掠射X射线望远镜，但还只应用于远紫外和软X波段。

在硬X射线和γ射线波段目前还没有任何实际有效的聚光和成像方法。

   空间天文探测的一个重要方面是证认各种辐射源，并确定其方位。

上述各种探测器本身不具有任何方向性，因此发展了定向准直技术。

这种技术在X射线天文中，应用得最为充分，如丝栅型、板条型、蜂窝状等不同类型的准直器已广泛使用。

   空间天文的发展大致经历了三个阶段。

最初阶段致力于探明地球的辐射环境和地球外层空间的静态结构，这个时期的主要工作是发展空间科学工程技术。

第二阶段开始探索太阳、行星和行星际空间。

第三阶段是从二十世纪七十年代起，开始探索银河辐射源，并向河外源过渡。

六十年代初以来，在太阳系探索和红外、紫外、x射线、γ射线天文方面，都取得十分重大的成就。

   空间探测首先在近地空间、行星际空间方面取得重大突破。

发现日冕稳定地向外膨胀，电离气体连续地从太阳向外流出，形成所谓太阳风。

这些成就改变了原来的日地空间的概念。

行星际空间探测清楚地揭示了行星际磁场的图像，天体物理学家由此而得到启示去寻找它与太阳本身的关系，并且产生研究太阳光球背景场的兴趣。

   行星际空间是一个天然的等离子体实验室，它提供了地面实验室条件下无法比拟的规模和尺度。

太阳风作为无碰撞的等离子体，通过对行星际空间中丰富的动力学现象的观测而得到最充分的研究。

   行星、月球的探测主要是依靠对行星、月球作接近飞行或在上面登陆的行星探测器来进行的。

很自然，最先得到探索的行星是地球。

1958年范爱伦设计了地球“探险者”1号，并在1959年通过这个卫星的测量发现了范爱伦辐射带，对这一问题的继续研究又揭示了地球周围存在着一个复杂的巨大磁层，这是空间探索在行星科学方面的首次重大进展。

接着开始对月球和其他行星的一系列探测，在这一阶段得到很多有意义的资料，动摇了地面天文研究的许多结论。

   在空间进行红外天文探测始于六十年代后期。

用高空飞机、平流层气球、火箭等手段进行红外探测已取得许多重要成果。

七十年代初期，几次火箭巡天探测，在波长4、11和20微米波段发现三千多个红外源，描绘出一幅完全不同于光学天空的新图像。

红外源包括了星前物质、恒星、行星状星云、电离氢区、分子云、星系核和星系等。

中、远红外的探测还发现一些星系、类星体等存在着预想不到的强辐射，如3C273、NGCl068、M82等。

在某些情况下，它们的红外亮度比它们在其余波段的全部辐射还要大三、四个量级。

这种极强的红外辐射机制迄今未能解释。

   人造卫星发射成功以来，紫外天文探测有了新的飞跃。

由于使用了装载在轨道太阳观测台卫星上的扫描式紫外分光光谱仪，获得空前丰富的紫外发射线光谱资料。

这些资料具有极高的空间分辨率，对色球—日冕过渡层的物态研究颇有价值，从而为建立更精细的过渡层理论模型提供了实验依据。

   恒星紫外辐射研究的主要课题是一些有关恒星大气模型的问题。

空间观测表明，早型星在紫外波段有强烈的紫外连续谱和共振线。

这种辐射与恒星大气的模型的关系十分密切，因而可以用来研究恒星大气。

晚型星的紫外辐射类似太阳，主要来自色球和星冕。

最近的一些观测证实，有些晚型星存在明显的色球层或外围高温气体。

这反映色球、日冕结构可能普遍存在于恒星中。

   紫外探测对星际物质的研究有特殊用处，因为星际物质包含有尘埃，它对不同波长的电磁辐射消光不同，这是研究星际尘埃本身的主要依据。

根据大量空间观测得到的紫外波段消光的特点，人们得知星际尘埃包含有线度约为0.1微米的石墨尘粒。

星系的紫外探测也已开始。

观测证实星系存在强烈紫外辐射，并且显示出较大的紫外色余，这也许是星系中存在大量热星的表现。

   六十年代初期开始的大量X射线探测，已经给我们展示了一幅与光学天文截然不同的宇宙图像。

太阳X射线天文的主要贡献是弄清了太阳X辐射中的三个成分——宁静、缓变和突变成分。

宁静成分的X辐射起源于太阳色球外层和日冕区的热辐射，具有连续辐射和线辐射。

缓变成分与活动区上空的日冕凝聚区有关；突变成分则和耀斑爆发或其他日面偶发性活动有关，人们常称为X射线爆发。

   对X射线爆发的观测和研究已经充分揭示了太阳耀斑的非热特征。

它与射电微波爆发结合在一起，对建立耀斑的爆发阶段模型，以及建立耀斑区粒子加速过程模型提供了重要根据。

此外，X射线冕洞的发现也是一个相当重要的事件。

   1962年6月第一次发现来自天蝎座方向的强X射线辐射以后，在不到二十年的时间内，非太阳X射线天文也蓬勃发展起来。

和其他领域相比，它的实验方法比较成熟，在空间天文中发展最快，成就最为突出。

目前已发现一千多个X射线源，其中一部分已得到光学证认，它们和强射电星系、塞佛特星系、超新星遗迹有关。

   射电脉冲星的发现很自然地促使人们去寻找X射线脉冲星。

1969年首先发现蟹状星云脉冲星NP0532的脉冲X辐射，它和对应的光学脉冲几乎有完全相同的周期。

以后又发现半人马座X-3、武仙座X-1等都是著名的另一类X射线脉冲星，它们的发现对双星演化过程有非常重要的意义。

   非太阳X射线探测的另一个成果是，发现了几乎是各向同性的宇宙X射线背景辐射，这对天体演化的研究有重要意义。

   1974年以后，随着大面积探测器的出现，终于又发现了一批短暂X射线源和宇宙X射线爆发。

后者具有重现性特征，并释放出巨大的能量，目前还没有一种理论能作出合适的说明。

   1977年高能天文台的发射，使X射线天文的视野扩展到河外天体。

它已经成功地得到可能的黑洞圆规座X-1的数据。

还发现星系际可能存在着热气体，它的总质量可能超过星系内恒星总质量。

这意味着发现了宇宙的主要成分。

   太阳射线探测的尝试虽开始于五十年代末期，但高能量的γ发射线探测成功则是在1972年8月，在一次太阳特大耀斑事件中，轨道太阳观测台7号卫星以非常高的能量分辨率记录到了完整的γ射线谱，从而使太阳γ射线天文的研究跨出了新的一步。

这次探测证实，太阳γ射线爆发包含有熟知的特征发射线，它们被证认为是正负电子对湮没、中子俘获、碳12和氧16的核态向低能态过渡所引起的辐射。

这对高能耀斑物理的研究具有重要意义。

   1973年“维拉”卫星偶然探测到辐射能流可与太阳耀斑爆发相比的宇宙射线爆发。

这也许是七十年代天文学最重大的发现之一，当时轰动了高能天体物理学界。

这种宇宙γ射线爆发具有极短的光变时标、高达一万亿亿亿尔格的巨大能量和快速的能量释放，它迄今仍然是天体物理中最迷人的问题之一。

   空间天文学的独特贡献，特别是在七十年代的一些重要发现，对天文学产生了巨大影响，从而使我们对太阳系行星、银河系、恒星早期和晚期演化、星际物质、行星际空间、星系际空间等一系列领域的了解，发生深刻的变化。

然而空间科学技术，特别是空间天文的实验方法尚处于不断完善之中，新技术、新方法、新原理不断出现，使得我们有理由认为，天文学的这个最年轻的分支是最

天体物理学

天体物理学是应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、化学组成、物理状态和演化规律的天文学分支学科。

   从公元前129年古希腊天文学家喜帕恰斯目测恒星光度起，中间经过1609年伽利略使用光学望远镜观测天体，绘制月面图，1655～1656年惠更斯发现土星光环和猎户座星云，后来还有哈雷发现恒星自行，到十八世纪老赫歇耳开创恒星天文学，这是天体物理学的孕育时期。

   十九世纪中叶，三种物理方法——分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究以后，对天体的结构、化学组成、物理状态的研究形成了完整的科学体系，天体物理学开始成为天文学的一个独立的分支学科。

   天体物理学的发展，促使天文观测和研究不断出现新成果和新发现。

1859年，基尔霍夫对太阳光谱的吸收线（即夫琅和费谱线）作出科学解释。

他认为吸收线是光球所发出的连续光谱被太阳大气吸收而成的，这一发现推动了天文学家用分光镜研究恒星；1864年，哈根斯用高色散度的摄谱仪观测恒星，证认出某些元素的谱线，以后根据多普勒效应又测定了一些恒星的视向速度；1885年，皮克林首先使用物端棱镜拍摄光谱，进行