Стремление следовать старым традициям шло на убыль, но стремление к точности – нет. Астрономия первой половины XIX в. извлекла немало выгод из промышленного прогресса, перекинувшегося во второй половине предыдущего века из Англии и Франции на Германию и Европу в целом. Теперь у лондонских мастерских были гораздо более достойные конкуренты, особенно в Германии, например торговое предприятие И. Г. Репсольда (Гамбург, 1802) и Г. Рейхенбаха (Мюнхен, 1804). Эти предприятия очень успешно модифицировали конструкции, производимые такими фирмами, как Доллонд, Рамсден и Кэри. Развитый рынок инструментов для топографической съемки и навигации продолжал обеспечивать технологическую основу повышения требований к новым и часто богатым обсерваториям, и Германии сильно повезло с тем, что такой лучший математик столетия, как Карл Фридрих Гаусс, проявлял активный интерес к практическим вопросам изготовления инструментов.

В том, что касалось точных измерений, симпатии астрономов переключились со стенного квадранта на пассажный инструмент. Он представлял собой телескоп-рефрактор, установленный на оси, ориентированной вдоль линии восток-запад таким образом, чтобы наводить его на меридиан, и был снабжен полной, прекрасно градуированной круговой шкалой, показания которой считывались с помощью микрометра с микроскопом. То обстоятельство, что круг был полным, облегчало оценку ошибки центрирования и других ошибок наведения. Точные хронометры – «регуляторы» – использовались для измерения нужных углов посредством определения времени пересечения звездой сетки подсвеченных визирных нитей (или, лучше сказать, паутин) в фокальной плоскости пассажного телескопа. Были разработаны новые теории инструментальных ошибок и, как следствие, угловые измерения стали гораздо более точными. Вслед за американцами в 1844 г. был введен в пользование хронограф, определение времени стало осуществляться электрическим способом, хотя первые хронографы не обладали такой уж высокой точностью. Как отозвался о первом из них (находящемся в Военно-морской обсерватории в Вашингтоне) Саймон Ньюком, «его единственным недостатком является то, что он не отсчитывает и никогда не будет отсчитывать время; до сих пор, насколько мне известно, он нес некоторую полезную нагрузку, но исключительно декоративную».

Если кто-то и выделялся на фоне всех остальных в вопросе достижения точности, так это Фридрих Вильгельм Бессель. Он начал свое обучение в большой коммерческой компании в Бремене в возрасте четырнадцати лет, но в часы досуга полностью посвящал себя астрономическим вычислениям, делая это с таким усердием и настолько успешно, что Вильгельм Ольберс взял его под свое крыло. Бессель, любопытно отметить, испытал сильное вдохновение, прочитав о наблюдении Хэрриотом в 1607 г. того объекта, который впоследствии был назван кометой Галлея. Использовав работы Лаланда и Ольберса, Бессель (в возрасте двадцати лет) составил блистательный расчет того, каким образом можно улучшить элементы кометных орбит. Именно после прочтения рукописи этого расчета Ольберс в полной мере оценил его неукротимый темперамент. Спустя долгое время Ольберс скромно заметил, что покровительство, которое он оказывал Бесселю, было его наибольшим вкладом в астрономию. Он устроил Бесселя на службу в частную обсерваторию недалеко от Бремена, где тот продолжил совершенствовать свои технические приемы, а затем, по предложению Ольберса, занялся обработкой наблюдений более 3000 звезд, осуществленных Брэдли. Он добился настолько значительного успеха уже на самых ранних стадиях работы, что когда король Пруссии Фридрих Вильгельм III основал в 1810 г. новую обсерваторию в Кенигсберге (отошедшем после Второй мировой войны к Советскому Союзу и переименованном в Калининград), Бессель был назначен ее директором. Здесь он и провел остаток своей жизни, постоянно сетуя на климат и отклоняя предложения переехать в какое-нибудь другое место. Кенигсберг, бывшая столица герцогства Пруссия, был городом, где располагался известный университет, в котором преподавал Иммануил Кант. Философ умер в 1804 г., его надгробие в соборе напоминает нам о его широких интересах часто цитируемым посвящением: «Звездное небо надо мною и моральный закон во мне».

Опубликованные наблюдения Брэдли были необычайно важны, потому что он самостоятельно определял ошибки своих инструментов или производил наблюдения, из которых они могли быть выведены. Для их обработки Бесселю были нужны точные значения фундаментальных астрономических констант, таких как аберрация и рефракция. Даже небольшая поправка на рефракцию составляет от двух до трех минут дуги, что может в несколько тысяч раз превышать вероятную ошибку, требуемую для координаты склонения. Самое главное затруднение заключалось в учете температуры и давления атмосферы. Бессель начал с изучения астрономической рефракции, следствием чего стало вручение ему в 1811 г. премии Института Франции за составленные им таблицы. Покончив с этой первой задачей, он опубликовал в 1818 г. результаты своих редукций, озаглавив их «Основы астрономии».

Все это привлекло к имени Бесселя внимание астрономического мира, благодарного за предоставленную возможность гораздо точнее определять собственные движения, чем это было возможно ранее. Вскоре после этого входившие в оснащение обсерватории пассажный инструмент Доллонда и круг Кэри заменили прекрасным новым меридианным кругом Рейхенбаха – Эртеля (1819). Впоследствии в 1841 г. к нему присоединился круг Репсольда, к тому времени «Tabula Regiomontae» Бесселя – Кенигсбергские таблицы – использовались лучшими обсерваториями мира уже в течение одиннадцати лет. Влияние Бесселя было тем более велико, что он собственным примером придал меридианному кругу статус чуть ли не культового инструмента. Каждая новая обсерватория – и большая и малая – обязана была иметь его в своем парке. Гринвич последовал этому примеру, и недавно назначенный туда Королевским астрономом Джордж Бидделл Эри приобрел в 1835 г. одну из его немецких моделей. Начиная с этого периода и далее астрономы регулярно регистрировали звездные склонения с точностью до сотой доли секунды дуги и прямые восхождения с точностью до одной тысячной секунды времени. Измерение координат звезд стало почти самоцелью – стремлением к точности и благочестию, вне зависимости от ожидаемой полезности, хотя она, безусловно, время от времени проявлялась в том или ином виде.

В 1844 г. Бессель самостоятельно совершил важное открытие, касающееся измерения положений звезд Процион и Сириус, входивших в список фундаментальных звезд Маскелайна: он обнаружил изменение их собственных движений. У каждой из них, заключил ученый, есть невидимый спутник, достаточно массивный, чтобы сделать видимым движение более яркого компонента вокруг общего центра масс. Он не был первым, кто высказал такое предположение, и на деле споры по поводу утверждений подобного рода бушевали с того момента, когда гринвичский астроном Джон Понд высказался на эту тему в 1825 и 1833 гг. в отношении большего числа звезд. Бессель успешно отклонил доводы Понда, заявив, что его звезды слишком далеки для возможного проявления эффектов подобного рода; спутник же Сириуса действительно телескопически разрешил Алван Кларк в 1862 г., когда он тестировал новый изготовленный им телескоп. Это оказалась звезда восьмой звездной величины, обладающая тем не менее массой (как впоследствии вывели из ее орбиты) в два раза меньшей массы Сириуса. (Ее орбиту аналитически определил Х. А. Ф. Петерс в 1850 г. еще до ее наблюдения.) Темный спутник Проциона обнаружил Джон Мартин Шеберле с помощью телескопа Ликской обсерватории в 1895 г. Он был еще более тусклым – тринадцатой звездной величины. Когда, наконец, определили расстояние до Сириуса, оказалось возможным вывести размеры его орбиты, а следовательно, массы его компонентов. Они оказались порядка одной и двух солнечных масс; и когда аналогичные вычисления были применены к другим двойным, стало ясно (к великому удивлению всех вовлеченных в эту работу), что если яркость звезд может разниться в миллионы раз, то массы редко когда отличаются больше чем в десять раз от массы Солнца – как в меньшую, так и в большую сторону.

В качестве постскриптума обратим внимание на огромную ценность первичного необработанного материала, доставшегося в наследство от Брэдли; следует отметить, что многие его неопубликованные работы были использованы в ходе того же столетия астрономом Эри, дополнившим ими свои собственные наблюдения в Гринвиче. Затем в 1860‐х гг. они перешли к Артуру Ю. Г. Ф. фон Ауверсу, также работавшему в Кенигсберге, но в этот период он был в Берлине, и фон Ауверс сделал еще одну обработку того же материала, улучшив редукции Бесселя. Трехтомный каталог фон Ауверса (1882–1903) задал новый стандарт точности, и наряду с каталогом Бесселя 75 000 звезд ярче девятой звездной величины он занял важное место на главном стволе генеалогического древа данных наблюдений, полученных позже.

Работу Бесселя продолжил человек, чьи труды он долго поощрял, – Фридрих Аргеландер, также ограничившийся пределом девятой звездной величины. Их совместная работа легла в основу «Bonner Durchmusterung» («Боннское обозрение»), продолжавшим с момента своего появления в 1859 г. служить эталоном в том числе в создании универсальной системы идентификации звезд. (Старые греко-арабские названия, и даже греческие буквы Байера, можно применить для обозначения только тысячи звезд или около того.) Положения более ста тысяч звезд были привязаны к избранным фундаментальным звездам, координаты которых измерялись с высочайшей тщательностью – будь то изначально выбранные 36 звезд Маскелайна (Бессель увеличил их число до 38), или 400 и более так называемых звезд «Морского ежегодника», либо гораздо более длинный список Брэдли.

Хотя позднейшие фундаментальные таблицы слишком обширны для перечисления их здесь, они компоновались таким образом, что астрономия стала выделяться на фоне остальных наук как преимущественно интернациональная. В 1871 г. Немецкое астрономическое общество организовало сотрудничество между тринадцатью обсерваториями (позже их число увеличилось до шестнадцати) в различных частях мира. Каждой из них была отведена своя зона склонений к северу и к югу от экватора с охватом всего неба между обоими полюсами. (Например, одна обсерватория получила склонения от 20° до 25°, а другая – от –35° до –40°.) Это явилось основой для продолжения программы измерения собственных движений, которая, как того и следовало ожидать, становилась со временем все более качественной. Когда стали появляться первые результаты такого сотрудничества, перекрестные проверки между координатами одних и тех же звезд, полученными на разных обсерваториях, выявили многочисленные расхождения и неожиданные ошибки. Некоторые из наиболее серьезных ошибок оказались привнесенными часами. Если взглянуть на историю, то астрономы всегда были заняты вопросами усовершенствования методов отсчета времени. Маятник Репсольда, маятник Шорта, а также атомные и кварцевые часы представляют собой примеры успехов, достигнутых в течение последних двух столетий благодаря участию астрономии. Гринвич и другие национальные обсерватории были главными блюстителями временных стандартов. И здесь снова долго ощущалось непосредственное влияние Бесселя, поскольку именно он привлек внимание к тому факту, что следует со всей серьезностью отнестись к личным ошибкам в момент регистрации времени, поскольку они неизбежны, но поддаются систематической оценке. Вспыльчивый Эри не уволил бы своего помощника, чьи записи наблюдений отличались от его собственных, отдавай он себе отчет в неминуемости «личного уравнения», то есть физиологической задержке в регистрации какого-либо показателя, которая варьируется от человека к человеку.

Наиболее выдающееся достижение Бесселя – измерение расстояния до звезды относительно прямыми, тригонометрическими методами, то, что астрономы безуспешно пытались сделать в течение столетий. Мы уже упоминали о том, как Брэдли надеялся зарегистрировать смещение положения звезды в результате движения Земли, в частности когда она перемещается из одной крайней точки своей орбиты в диаметрально противоположную крайнюю точку. Движение в этом направлении привело его к открытию аберрации света, но не обычного параллакса. И именно Брэдли снабдил астрономов информацией о том, насколько малым должно быть параллактическое смещение, которое они надеялись обнаружить, – никак не больше половины секунды дуги. В период с 1808 по 1814 г. Джон Бринкли, первый Королевский астроном Ирландии, объявил об открытии параллакса у небольшого количества ярких звезд в пределах 2″ дуги, но Джон Понд из Гринвича в течение многих лет оспаривал его открытия. Внимание уже было приковано к измерению положений звезд относительно гораздо более слабых, а потому, скорее всего, и гораздо более далеких. Как мы видели, занимаясь этим, Гершель тоже открыл нечто отличное от того, что он надеялся обнаружить, а именно – физически связанные пары звезд. Тем самым он, как и другие, постепенно начинал допускать существование множества слабых звезд с большим собственным движением.

После всего этого Бессель сделал допущение: большое собственное движение является более надежным признаком близости к Земле, чем яркость, поэтому он сосредоточил свое внимание на звезде 61 Лебедя, которая обладала наибольшим известным тогда собственным движением – 5,2″ в год. (На самом деле, это двойная звезда с расстоянием между компонентами 16″, поэтому линия, соединяющая эту пару, представляет собой полезный вектор на небе при производстве измерений.) Он наблюдал 61 Лебедя в течение восемнадцати месяцев, соотнося ее с двумя располагающимися неподалеку гораздо более слабыми звездами, и к концу 1838 г. обнаружил искомое параллактическое смещение. Он нашел, что оно меньше одной трети секунды дуги (0,314″ ± 0,020″; это значение указано как наименьшая граница интервала). В астрономических единицах, половинах диаметра земной орбиты, это расстояние равно примерно 657 000.

В течение следующих одного-двух лет другие параллаксы были найдены Ф. Г. В. Струве в Дерпте и Томасом Хендерсоном в обсерватории мыса Доброй Надежды. Хендерсон обнаружил, что звезда α Кентавра обладает параллаксом более чем в два раза превышающим параллакс 61 Лебедя, то есть расстояние до нее должно составлять менее половины расстояния до 61 Лебедя. На деле, его измерения были сделаны в 1832–1833 гг. для других целей, но не использовались для выведения параллакса, пока Бессель не заявил о своем открытии.

Инструмент, использованный Бесселем для измерения малых угловых расстояний, отделяющих 61 Лебедя от опорных звезд, представлял собой гелиометр конструкции Джона Доллонда, но изготовленный в данном случае Йозефом Фраунгофером. Этот инструмент получил такое название, поскольку он использовался для измерения диаметра Солнца. Принцип работы гелиометра прост: объектив телескопа разрезается на две полукруглые половины, которые могут скользить боковыми сторонами (на величину, измеряемую по шкале верньера) друг относительно друга. Изображение первой звезды наблюдается через одну половину линзы, а изображение второй – через другую. Затем компоненты разрезанной линзы сдвигаются друг относительно друга таким образом, чтобы оба изображения совпали, а необходимое для этого перемещение легко переводится в угловую меру.