XXIV. Astronomia

Dzieje nowoczesnej astronomii są ściśle związane z niezwykłemi postępami nauk matematycznych w ciągu poprzedzających dwóch stuleci. Najwięksi matematycy, jak Euler, Clairaut, Lagrange, Laplace, wychodząc z genialnej hypotezy Newtona, dotyczącej ciążenia powszechnego, pracowali nad ujęciem w formy matematyczne ruchów ciał niebieskich, stwarzając nowy odłam wiedzy astronomicznej, odłam tak ważny, że zdołał on zająć odrazu pierwszorzędne stanowisko wśród nauk ścisłych i zjednać astronomii zaszczytne miano „królowej nauku. Wiek XVIII zdziałał w tym kierunku najwięcej i ztąd bywa też często nazywany wiekiem mechaniki nieba. Należało wszakże przekonać się, czy teorya Newtona, sprawdzona dotychczas w niewielkiej liczbie przykładów, wyjaśni należycie zawiłe ruchy ciał niebieskich, należących do układu słonecznego. Prócz dociekań natury czysto teoretycznej, którym poświęcili się wyżej wzmiankowani uczeni francuscy, należało jeszcze poczynić cały szereg obserwacyi, a te łącznie z wyliczeniami, opartemi na prawach Newtona i Keplera, doprowadziły do zbogacenia naszych wiadomości o nieładzie słonecznym. 

O ile matematycy francuscy przyjęli współudział w teoretycznem opracowaniu praw mechaniki nieba, praktyczne ich zastosowanie przypadło w udziale anglikom, dzięki silnemu poparciu, jakiego doznawali w Anglii astronomowie; miało to podkład czysto utylitarny, gdyż dla celów żeglugi morskiej zjawiała się wciąż potrzeba oznaczania długości i szerokości geograficznych na morzu, a to wymagało dokładnych danych o położeniu księżyca, słońca i gwiazd, na co rząd angielski nie szczędził pieniędzy. W tym właśnie czasie na polu badań tajemnic nieba zjawił się człowiek, który zapoczątkował nową erę w dziejach rozwoju astronomii; działalność jego, rozpoczęta w drugiej połowie XVIII stulecia, trwała nieprzerwanie do roku 1822. Badaczem tym był William Herschel, z zawodu muzykus, podobnie jak jego ojciec i cala rodzina; w 14 roku życia grał już dobrze na skrzypcach i na oboju, mając lat 17 był członkiem orkiestry jako obista, a w 10 lat później otrzymał miejsce organisty w angielskiem miasteczku Bath. Jako kierownik miejscowej kapeli, kompozytor i koncertmistrz, W. Herschel zarabiał wiele; po całym dniu pracy uciążliwej zajmował się wieczorami astronomią, a jedynem jego marzeniem było zaoszczędzić sobie z lekcyi muzyki taką sumę, za którą możnaby było nabyć teleskop. Wkrótce nadarzyła się sposobność wynajęcia starego reflektora (teleskopu zwierciadlanego), jednakże małe rozmiary tego narzędzia oraz braki w budowie nie mogły zadowolić Herschla; zaczął się też nosić z myślą zbudowania teleskopu długości 18- 20 stop; pomagali mu w tem brat Aleksander i siostra Karolina, która wraz z Wiliamem studyowała astronomię i sama odkryła 8 komet.

Szlifowanie soczewek do narzędzi optycznych było na one czasy rzeczą niezmiernie trudną; z tego powodu używano do teleskopów zwierciadeł wklęsłych, starannie wypolerowanych; światło padało od gwiazdy na zwierciadło M, przytwierdzone nieco pochyło” dolnego końca teleskopu; promienie odbite wracały do końca górnego, gdzie otrzymywał się obraz ab badanego przedmiotu; obserwator, patrząc nań przez soczewkę o, widział obraz zwiększony ab . Ujemną stroną takiego narzędzia były jego znaczne rozmiary, utrudniające dokonywanie spostrzeżeń; prócz tego obserwator musiał znajdować się przy górnej części reflektora, co niezmiernie utrudniało pracę. W r. 1774 teleskop był gotów i można było przystąpić bez zwłoki do badań systematycznych.

Zapomocą nowego teleskopu W. Herschel zaczął robić spostrzeżenia nad gwiazdami podwójnemi, które zajęły kilka lat pracy. Dnia 13 marca 1781 roku, badając okolicę nieba między gwiazdozbiorami Byka i Bliźniąt w celu określenia miejsca niektórych gwiazd podwójnych, Herschel dostrzegł gwiazdkę w kształcie małego krążka; domyśliwszy się, że ma do czynienia z kometą, zaczą. z dnia na dzień badać jej położenie między gwiazdami. Wkrótce okazało się, że obserwowana gwiazda była nową planetą. Odkrycie to wywarło silne wrażenie na ówczesnych umysłach, gdyż od czasów starożytnych przyjmowano powszechnie, ze na Saturnie kończy się nasz układ planetarny.

Lalande i Laplace obliczyli wkrótce drogę nowej planety, nazwanej Uranem; okazało się przytem, że, jako gwiazda stała, Uran był już wielokrotnie obserwowany przez astronomów, żaden z nich wszakże, nie posiadając lunety tych rozmiarów, co W. Herschel, nie mógł dostrzec planety w kształcie krążka. 

Nadspodziewane rezultaty, osiągnięte z pomocą refraktora własnej roboty, skłoniły W. Herschla do zbudowania większych narzędzi, które następnie sprzedawał po wysokiej cenie, dzięki czemu zdołał zebrać znaczny kapitał. Przeniósłszy się do Slough i otrzymawszy środki na zbudowanie wielkiego 40-to stopowego refraktora, W. Herschel mógł lepiej zgłębić nieznane dotychczas przestworza niebieskie, aniżeli ktokolwiek ze współczesnych mu badaczów. Samo zwierciadło w tym teleskopie ważyło 62 pudy, średnica jego wynosiła 49 ½ cali, powiększał blisko 6.000 razy. 

Posiłkowanie się takiemi narzędziami pozwoliło W. Herschlowi na dokonywanie spostrzeżeń gwiazd stałych, mgławic i drogi mlecznej; nic zatem dziwnego, że przed oczyma badacza otwierały się wciąż nowe widnokręgi, rozszerzające pojęcie o budowie wszechświata i zbogacające wiedzę nowemi odkryciami pierwszorzędnej wagi. Śmiało rzec można, że badania W. Herschla rozpoczęły nową erę w astronomii gwiazd stałych. 

W ciągu czterech lat Herschel odkrył 269 gwiazd podwójnych; pomiędzy każdą parą były wymierzone odległości, wynoszące nie więcej nad pół minuty łuku. Prócz podwójnych,- katalog Herschla zawiera gwiazdy potrójne, poczwórne i wielokrotne, a późniejsze katalogi obejmują spis 846 gwiazd podwójnych. Równolegle z temi obserwacyami Herschel dokonał w r. 1804 odkrycia, że gwiazdy podwójne wykazują ruch własny jedna dokoła drugiej, a właściwie dokoła wspólnego środka ciężkości, na dowód czego wyliczył 50 gwiazd podwójnych, których ruchy mogły być wyjaśnione jedynie wzajemnem ciążeniem obu ich części składowych. Następnie niezmordowany badacz nieba zwrócił uwagę na mgławice, którem i mało się wówczas zajmowano; francuski uczony Messier obserwował do 100 mgławic, które wszakże, jak się okazało, były w większości wypadków skupieniem gwiazd pojedynczych, a mogły być uważane za mgławice jedynie w słabych teleskopach Messiera. Wkrótce W. Herschel odkrył blisko 500 nieznanych mgławic i wyraził nadzieję, że we wszechświecie muszą być ich tysiące, przez nikogo jeszcze nie obserwowane. Przyszła następnie kolej na zbadanie drogi mlecznej; Herschel znalazł na niej nieskończoną ilość gwiazd stałych i mgławic, rozrzuconych w różnych miejscach; słońce nasze, według W. Herschla, należy również do drogi mlecznej, lecz me znajduje się w samym jej środku. Sondując za pomocą swego olbrzymiego teleskopu drogę mleczną w różnych, kierunkach i badając grubość warstwy gwiaździstej, oszacował liczbę gwiazd na 20 milionów,c nakreślił przypuszczalnie kształt drogi mlecznej i wskazał na niej miejsce, jakie prawdopodobnie zajmuje nasze słońce.

W r. 1790 Herschel dostrzegł na niebie nieznane dotychczas zjawisko: gwiazdę stałą, otoczoną obłoczkiem mglistym, który nie był skupieniem małych gwiazdeczek, lecz stanowił nierozłączną całość z gwiazdą środkową. Te gwiazdy mgliste posłużyły mu później do wyjaśnienia kwestyi kosmogonicznych, mianowicie powstawania gwiazd i całych systemów słonecznych z mgławicy. We wszystkich swych dociekaniach nad budową wszechświata Herschel zwracał się do drogi mlecznej, szukając w niej rozwiązania wielu kwestyi zawiłych; w r. 1817 pisze, że nie tylko nasze słońce, lecz i wszystkie gwiazdy, widzialne okiem nieuzbrojonem, wchodzą w skład drogi mlecznej, której zbadanie dokładne jest tak samo rzeczą niemożliwą, jak i rozwiązanie zagadki bytu: przy końcu swej pracy widzimy, że znajdujemy się w tym punkcie, z którego wyszliśmy, t. j. w stanie zupełnej nieświadomości tego, co nas otacza.

Badając różnorodne postaci mgławic i zestawiając je z sobą, W. Herschel powziął śmiałą myśl wyjaśnienia historyi ich stopniowego rozwoju, co zostało uskutecznionem w oddzielnej pracy, wydanej w r. 1811. Opisując bezkształtne obłoczki mgliste, nader słabo świecące i widzialne jedynie przez bardzo silny teleskop, Herschel przychodzi do wniosku, że ilość rozrzuconej po wszechświecie ma tery i kosmicznej, z której tworzą się później mgławice, jest nieskończenie wielką.

Od tych obłoczków Herschel przechodzi do zwykłych mgławic, zatrzymując się dłużej nad piękną mgławicą w Orionie, następnie do mgławic podwójnych, które uważał za skutek rozpadania się na części pierwotnej materyi kosmicznej. Z kolei rzeczy rozpatrywał formy bardziej ukształtowane, wskazał na mgławice, posiadające silniejsze skupienie materyi we środku, aniżeli po brzegach, stawiając na najwyższym szczeblu rozwoju mgławice z wyraźnem jądrem, w których zgęszczenie materyi jest najlepiej widoczne. Przejście od mgławic do gwiazd stałych stanowią gwiazdki, otoczone obłoczkiem mglistym, których Herschel podaje kilka na potwierdzenie swej hypotezy, że drogą kolejnych przeistoczeń z materyi kosmicznej powstają mgławice, gwiazdy mgliste, później stałe. Jeżeli zważyć, że przedtem nic prawie nie wiedziano o naturze gwiazd stałych i mgławic, jako ciał niezmiernie od nas oddalonych, to każdego musi wprawić w zdumienie niezmierna obfitość materyału obserwacyjnego, zebranego przez jednego badacza i zestawionego tak umiejętnie, że wiedza współczesna znajduje jedynie potwierdzenie śmiałych poglądów Herschla na tworzenie się nowych światów. 

Prócz tych epokowych badań nad gwiazdami stałemi oraz mgławicami, W. Herschel zajmował się również badaniem jasnych plamna powierzchni Saturna, oraz teoryą budowy słońca, o którem wiadomości naukowe były wówczas nader skromne; wiedziano, że na powierzchni słońca pojawiają się plamy, które posłużyły do wyznaczenia czasu obrotu słońca dokoła osi, że plamy te są niekiedy nader liczne i stanowią prawdopodobnie zagłębienia na powierzchni słońca.

W. Herschel stworzył pierwszą hypotezę, polegającą na tem że słońce składa się z ciemnej, zimnej kuli, otoczonej świecącą powłoką, w której tworzą się niekiedy otwory, pozwalające na częściowe badania prawdziwej powierzchni słońca. Pomimo, że teorya ta wkrótce upadła, pobudziła wszakże ówczesnych badaczów do bliższego zainteresowania się zjawiskami, zachodzącemi na powierzchni słońca.

Wielki teleskop 40 stopowy, którym W. Herschel dokonał szeregu odkryć naukowych pierwszorzędnej wartości, niedługo był zdatnym do użytku, gdyż pojawiły się na zwierciadle plamy, których nie dało się usunąć; skutkiem tego syn Williama, John Herschel, również astronom, po rozebraniu wielkiego reflektora, umieścił lunetę w położeniu poziomem, chcąc tym sposobem uczcić pamięć swego wielkiego ojca. O północy, z chwilą rozpoczęcia się Nowego Roku 1840, członkowie rodziny Williama, zebrawszy się wewnątrz lunety dawnego teleskopu, odśpiewali Requiem układu Johna Herschla, poczerń otwór lunety został na zawsze zamknięty. 

Wszakże idea, na której były zbudowane wielkie reflektory, nie poszła w zapomnienie, gdyż w parę lat po śmierci W. Herschla, William Rosse (1800†1867) przystąpił do budowy jeszcze potężniejszego narzędzia, które miało wydrzeć niebu tajemnice mgławic i gwiazd stałych. W r. 1826 rozpoczął on budowę nowego obserwatoryum Personstown (Irlandya), którego upiększeniem stał się wielki reflektor, mający 56 stóp długości i 6 stóp średnicy; waga zwierciadła wynosiła 186 pudów, razem z lunetą – 930 pudów.

Z pomocą tego teleskopu Rossę mógł dostrzec oddzielnie gwiazdki w takich gromadach, które przedstawiały się Herschlowi w kształcie mgławic i nie mogły być rozłożone na części; dalej Rossę wyk rył istnienie mgławic spiralnych, które można dojrzeć jedynie przez teleskopy wielkiej siły; mgławice te wyjaśniały ostatecznie teoryę tworzenia się nowych gwiazd z mgławic i były ogniwem, bez którego hypoteza W. Ilerschla była niejasną i niezupełną. Na uwagę zasługuje fakt, że W. Herschel, który mgławic spiralnych nie widział nigdy, wierzył w ich istnienie, uważając je za formę przejściową od mgławic bezkształtnych do gwiazd. 

Jaka różnica zachodziła między teleskopem Rosse’a a Herschla, można sądzić z wielkości pierwszych dwóch mgławic pierścieniowatych w gwiazdozbiorze Lutni widzialnych: pierwsza przez teleskop W. Herschla, druga zaś – Rosse’a. 

Prace W. Ilerschla i Rosse’a nie mogły być sprawdzone w żadnem z obserwatoryów, gdyż nigdzie nie było narzędzi podobnych. Pewna ilość teleskopów zwierciadlanych, przeważnie roboty Ilerschla, znajdowała się w rękach ludzi bogatych, zaciekawionych ówczesnemi odkryciami, gdy astronomowie z zawodu musieli poprzestawać na mniejszych narzędziach, niedostatecznych do dalszych badań nad mgławicami oraz gwiazdami stałemi; przytem wielkie reflektory były nieodpowiednie do robienia ściślejszych pomiarów, które stanowią najważniejszą stronę badań naukowych.

Odpowiedniejszemi okazały się w tym celu refraldory, t. j. lunety, zaopatrzone w soczewki, lecz te były niezmiernie drogie, dawały obrazy niejasne, a powiększenia nieznaczne. Prace Fraunhofera nad udoskonaleniem soczewek wydały, jak wiadomo, świetne rezultaty; odtąd zaczęto wyrabiać refraktory o konstrukcyi prostej, pozwalającej na szybkie nastawienie lunety w żądanym kierunku; obrazy gwiazd i planet stawały się wyraźne, a co ważniejsza, można było dokonywać ściślejszych pomiarów z pomocą mikrometrów; zalety powyższe ujawniły się już w refraktorze, wykończonym przez Fraunhofera w r. 1824 dla obserwatoryum w Dorpacie; pomimo nieznacznych rozmiarów, gdyż średnica objektywu wynosiła zaledwie 9 cali, refraktor ten dawał lepsze i wyraźniejsze obrazy, aniżeli wielkie reflektory Herschla. 

Przy udoskonalonej budowie narzędzi astronomicznych nastąpił nader pożądany w nauce zwrot ku ścisłym pomiarom, na których można było oprzeć wyliczenia, dotyczące ruchów ciał niebieskich. Pod tym względem za badaczy wzorowych, którzy wskazali pokoleniom następnym nowe drogi, a nauce przysporzyli wiele cennych badań, uchodzić winni przedewszystkiem: Bessel, Gauss i Encke. 

Jako młodzieniec piętnastoletni, Bessel wstąpił na praktykę do kupca, u którego pozostawał przez lat 7. Pomimo, że pracował dziennie po 12 godzin, zajmował się jednak matematyką i astronomią, nie mając znikąd pomocy naukowej i wiedzę swą w tym kierunku posunął tak daleko, że wyznaczył drogę komety Halleya, co należało na owe czasy do zadań bardzo trudnych. Wreszcie porzuciwszy w r. 1805 zajęcie, nie odpowiadające tak wielkim zdolnościom, Bessel poświęcił się wyłącznie astronomii; w r. 1810 zajął wybitne stanowisko dyrektora nowego obserwatoryum w Królewcu, gdzie położył dla nauki wielkie zasługi jako obserwator i niepospolity matematyk; dało mu to możność zrobienia ważnych odkryć, do których zaliczyć należy przedewszystkiem oznaczenie odległości gwiazd stałych. 

Na zasadzie 402 obserwacyi jednej z małych gwiazdek w gwiazdozbiorze Łabędzia, Bessel oznaczył odległość jej od ziemi na 11 bilionów mil; światło, które dochodzi do nas od słońca w ciągu 8 minut, potrzebuje przeszło 3 lat, aby dojść od najbliższej gwiazdy do naszego układu słonecznego. 

Niezmierna dokładność obserwacyi, pozwalająca na oznaczenie dziesiętnych części sekundy łuku, pomogła Besslowi do wykrycia satelity Syryusza. Gwiazda ta posiada ruch własny, przebiegając w ciągu roku około tysiąca milionów wiorst; ruch ten, oprócz znacznej szybkości, posiada osobliwość, że odbywa się nie po linii prostej, lecz śrubowej. Dla wyjaśnienia tego ruchu Bessel przypuszczał, że gwiazda posiada towarzysza i wraz z nim krąży dokoła wspólnego środka ciężkości; stąd ruch Syryusza po linii krzywej 

Po upływie lat kilkunastu hypoteza ta została stwierdzoną, gdy Auwers wynalazł w r. 1862 blisko Syryusza drobną gwiazdkę, która, jak wykazały obliczenia, była przyczyną powyższych zawikłań.

Inne znów odkrycie, świadczące o niezwykłej rzutkości umysłu Bessla, dotyczy wysokości bieguna. Oznaczając stale szerokość geograficzną obserwatoryum w Królewcu, Bessel przekonał się, że ta w ciągu dwóch lat zmniejszyła się o drobny ułamek sekundy łuku; przyczynę tego zmniejszenia się Bessel widział w zmianach, zachodzących wewnątrz kuli ziemskiej. Pomimo, że uczony tej miary, co Aleksander Humboldt, uznał tę hypotezę za nieprawdopodobną, przekonano się później, że położenie osi ziemskiej ulega pewnym wahaniom, które sprawiają drobne zresztą zmiany szerokości geograficznej. Tą drogą została stwierdzona hypoteza Bessla. 

Imię sławnego matematyka Gaussa stało się głośnem dopiero z chwilą odkrycia przez astronoma Piazzi’ego w Palermo maleńkiej planety, krążącej między Marsem a Jowiszem; Gauss wyznaczył drogę tej planetoidy i tym sposobem dał możność wynalezienia jej na niebie każdej chwili. W sam dzień Nowego Roku 1801 i zarazem w pierwszym dniu stulecia Piazzi dostrzegł wypadkowo gwiazdkę, planetoidy. posiadającą ruch własny; widzialna ona była tylko do połowy lutego, a zanim rozeszła się wieść o tem odkryciu, planetoida znikła z oczu, kryjąc się za słońcem. Chcąc wyznaczyć czas i miejsce na niebie, należało znać dobrze jej drogę dokoła słońca; tymczasem spostrzeżenia Piazzi’ego pokazały, że droga planetoidy jest wydłużona- elipsa,, a wyznaczenie położenia ciała niebieskiego na takiej orbicie przedstawiało dla ówczesnych matematyków znaczne trudności. Dopiero Gauss na zasadzie własnych wzorów rozwiązał to zadanie i dnia 1-go stycznia 1802 roku Olbers znalazł na niebie planetoidę w miejscu, wskazanem przez Gaussa. W krótce po pierwszej planetoidzie, nazwanej Cererą, została odkrytą przez Olbersa druga w marcu 1802 r. (Pallas); po upływie 2 lat Harding odkrył planetoidę Juno, a Olbers w marcu 1807 r. Yeste. Te cztery drobne planety, których orbity obliczył Gauss, zapełniały znaczną lukę między Marsem a Jowiszem i przywróciły ogólną symetryę w odległościach planet od słońca; potem odnajdywanie nowych planetoid ustało aż do 1845 r. 

Do liczby astronomów, którzy zasłużyli się wiedzy przeważnie swemi zdolnościami matematycznemi, zaliczyć jeszcze należy Enckego, badacza komet. Jeszcze 8 Kierunek drogi Syryusza. od czasu Newtona istniało przypuszczenie, że komety, podobnie jak inne ciała niebieskie, podlegają sile ciążenia powszechnego, nie było jednak rzeczą pewną, w braku odpowiednich danych, czy komety mogą przebywać stale w układzie słonecznym, czy też tylko wypadkowo są przez nas oglądane. Gdy w 1818 roku Pons odkrył nową kometę, Encke wyznaczył jej orbitę i czas obrotu dokoła słońca; okazało się, że kometa posiada drogę eliptyczną, nie przekracza orbity Jowisza i obiega słońce niespełna 4 lata.

Był to pierwszy wypadek zjawienia się komety o tak krótkim obiegu; okoliczność ta zniewoliła Enckego do wyjaśnienia, czy kometa Ponsa była widzianą poprzednio, a jedynie wskutek ciągłych zmian w zewnętrznym wyglądzie była uważaną za ciało nowe. Rozpatrzywszy spostrzeżenia z dawniejszych łat, Encke przekonał się, że kometa była obserwowaną w latach 1786, 1795 i 1805 oraz że za każdym powrotem czas jej obiegu dookoła słońca skracał się o 3 godziny. Posłużyło to za temat sporów naukowych. Przyczyny tego systematycznego skracania czasu obiegów Encke dopatrywał się w eterze, wypełniającym przestworza międzygwiazdowe, który wywołuje tarcie; skutkiem tego skraca się długość orbity, a zarazem i czas obiegu dookoła słońca. Bessel znów widział w tem inną przyczynę; zauważywszy, że warkocze komet pod wpływem słońca przybierają znaczniejsze rozmiary, widział on w tem działanie siły odpychającej słońca, która ciągle odrywa od jądra komety pewną ilość materyi, tworzącej warkocz. Kometa traci bezustannie pod wpływem słońca pewną ilość materyi kosmicznej, jej środek ciężkości zbliża się ku słońcu, a przez to i czas obrotu zmniejsza się. 

Które z tych twierdzeń jest prawdziwem, dziś trudno orzec, gdyż nauka nie wypowiedziała jeszcze ostatniego słowa ani o naturze warkoczy komet, ani też o gęstości eteru; mimo to odkrycie Enckego przyczyniło się wielce do nowych badań nad kometami. 

Znacznie lepiej zdołano zbadać na schyłku XVIII i początku XIX stulecia powierzchnię nieodstępnego towarzysza ziemi, czemu sprzyjały w znacznej mierze dwie okoliczności: nieznaczna stosunkowo odległość księżyca oraz udoskonalone teleskopy, zwrócone na niebo jednocześnie z wielu punktów obserwacyjnych. Pierwszym poważniejszym badaczem powierzchni księżyca był przed 100 laty Schröter, który wykrył istnienie t. zw. brózd, a w swej pracy p. t. „Fragmenty selenograficzne” zamieścił opisy gór, kraterów, pasm górskich; chociaż wiedza dzisiejsza posiłkuje się doskonalszemu metodami badania, aniżeli przed 100 laty, wszakże dla badacza zmian na księżycu dzieło Schrötera jest nieocenionem źródłem porównawczem..

Coraz liczniejsze badania nad położeniem na niebie planet i komet wymagały dokładnych katalogów gwiazd stałych; na początku stulecia braku katalogów nie odczuwano, wszakże w miarę jak zaczęto odkrywać nowe wciąż komety i planetoidy, przekonano się, że w wyznaczaniu ich dróg znajomość dokładnego położenia gwiazd stałych w znacznym stopniu ułatwia pracę. Nic więc dziwnego, że pierwszy katalog Lalanda (1801 r.), zawierający pozycye blisko 48 tysięcy gwiazd, przyczynił się niemało do szybszych i dokładniejszych wyliczeń. W latach 1803 i 1804 ukazały się katalogi Piazzi’ego, zawierające znacznie mniejszą liczbę gwiazd (niespełna 7 tysięcy), ale pozycye ich były wyznaczone o wiele dokładniej, aniżeli u Lalanda. Bessel oznaczył położenie gwiazd we wszystkich częściach nieba iw ciągu 12 lat nieprzerwanej pracy dokonał przeszło 75 tysięcy obserwacyi, które posłużyły do ułożenia nowych katalogów. Dalsze prace w tym kierunku, obejmujące setki tysięcy gwiazd stałych, były dokonywane przez Argelandera i Schonfelda.