對另一顆短周期比拉彗星的觀測和研究，使人們對於彗星的認識取得了很大的進展。這顆周期慧星是比拉（公元1782~1856年）於1826年發現的。周期比6年稍長一點。當這顆彗星於1845年初次出現時，它還具有彌漫星雲氣的正常形狀，但過了一個月以後，發現它竟分裂為兩顆，並且逐漸離開。當它們在1852年再度回來時，這兩顆彗星就離得更遠了。從此以後，就再沒有找到它們，但卻於1872年在它的軌道上出現了“流星雨”。這說明這顆彗星已經完全破裂。由此也可證明彗星與流星雨的密切關係。直到18世紀末期，人們對於太陽的認識仍然沒有什麼進展，甚至對於古人早已預言的太陽是一個巨大火球的認識也忘記了。威廉“赫歇耳甚至主張太陽內部是像行星一樣寒冷的固體。他還斷言太陽上有居民和植物。對於太陽黑子，英國的天文學家威爾遜（公元1714~1786年)則斷定它是太陽表麵凹陷的現象。施羅特爾則認為光球是太陽發光的部分，是太陽表麵的大氣和雲彩。這種荒謬的觀點直到1842年歐洲天文學家觀測那次日食時發現了日珥以後，指到了改變。
然而，在這個時期，有一位德國藥劑師施瓦布（公元1789~1875年），卻因愛好天文而在偁然的機會發現了太陽黑子的周期性變化。他從1826年開始，每天統計太陽黑子的數目，希望有二天會發現水星以內的未知行星經過日麵。當他作了17年的持續觀測以後，雖然沒有找到水內行星，卻作出了一個更重要的發現，太陽黑子數有周期性的變化，周期是10或11年。他宣布了這個發現以後，並未引起人們的重視，隻是當他在1851年公布了他兩個多周期的太陽黑子觀測結果時，人們才不再懷疑了。
與此同時，蘇格蘭天文學家拉芒特（公元1805~1879年）發現太陽磁力的每日強度變幅，也有大約11年的周期。而地—動有大約11年的變化周期也被薩比恩（公元1788~1883年）發現了。薩比恩發現地磁擾亂的變化曲線與黑子數的變化曲線完全平行。他將這一發現公布以後，立即得到汝多天文學家的證實，這表明了黑子活動對地磁有十分密切的影響。這是人們發現的第一個日地關係問題。以後，又有許多新發現，由於它的重要性，日地關係成為天文學中的一個新的分支。
由於施瓦布的發現，促使英國天文愛好者卡倫頓（公元1826~1875年）對黑子作出係統的觀測，並於1859年獲得一個重要發現，太陽各個部位的自轉周期是不等的。赤道上轉速最快，離赤道越遠，周期越長。由此可見，太陽不是剛體球，而是像流體那樣，作較差式自轉。他同時還發現，黑子在它的周期活動中，有逐漸趨向赤道的規律。開始時大都出現在35。左右，消失時的緯度，則已挨近赤道約35°左右的地方了。
三種物理方法在天文上的應用
天文學發展到了這個時代，人們就已迫切希望知道各個天體的物理狀態和它們的化學組成了。但是，沒有科學的探測手段，那隻是一種幻想。1825年，法國哲學家孔德(公元1798~1857年）就曾經悲觀地說過：“恒星的化學組成，是人類絕不能得到的知識”。遲至1860年，法國天文學家弗拉馬利翁（公充1842~1925年）還曾斷言：“要解決行星世界上熱度的問題，我們所要知道的數據，是我們永遠得不到的”。可是，沒過多久，這種悲觀的情緒，卻完全一掃而空。所謂不能解決的問題，不可知的數據，都可以探測了。這就是天體物理學誕生以來所創立的成就。
首先是分光學在天文上的應用。雖然早在1666年，牛頓就已將日光透過棱鏡分解成彩色光譜，但這門學科卻遲遲沒有取得進展。直到19世紀初，德國的光學家弗朗和費(公元1787~1826年）才對日光與星光的譜線作了科學的係統的研究。
弗朗和費首先將棱鏡和經緯儀上的小型望遠鏡聯在一起。在物鏡前麵放一與棱鏡的折射棱相平行的狹縫，光通過狹縫後，便能得到一條清晰的光譜。於是，他製成了第一具分光鏡。1814年，弗朗和費將分光鏡指向太陽，發現在太陽的光譜裏，有不可數計的強弱不一的垂直譜線。他經過反複研究，斷定這些譜線是由於日光本身的性質產生的。於是，他發表了一個包括了幾百條譜線的光譜圖。其中的主要譜線，他都用大寫字母作出了標誌。這就是弗朗和費譜線。他還發現在月亮、金星、火星的光譜裏，也具有太陽光譜裏的那些黑線，並且處在相同的位置上。但當他觀測各個恒星的光譜時，卻發現有的恒星光譜與太陽相似，有的則有不同的譜線。
對這些譜線的成因，第一次作出科學解釋的人，是德國物理學家克希霍夫(公元1824~1887年)。1859年，克希霍夫與化學家本生合作，研究了火焰的光譜和電弧裏金屬蒸氣的光譜，得出結論說:發連續光譜的光線，穿過每種灼熱的氣體，這氣體的光譜必然發生反變現象。以後不久，他又總結出兩條分光學的基本定律：每一個化學元素有一種特殊光譜；每一元素可以吸收它所能夠發射的光線，這即是反變現象。他還發現，灼熱的固體或液體發連續光譜，氣體則發不連續的明線光譜,後來發現高壓下的氣體也發連續光譜、這些光譜知識，對於開展天體分光學的研究，和取得天體的溫度等物理特性及化學組成，是起決定意義的。
其次是光度學。古人早已把恒星的視亮度分成6個等級，稱為星等。古人的劃分方法是任意的。這種經驗的判斷方法，後來為威廉.赫歇耳和阿格朗德所提倡和使用。德國的生物學家費希內爾（公元1807~1887年）曾對連繂兩個星等的光度進行分析，發現了各個星等的差數幾乎都成一個不變的比例，這個比值與2.5很接近。這就是說，星等的光度成幾何級數增減時，星等的尺度則成算術級數增減。於是，原先是經驗規則的星等，被賦予了物理意義。1857年，英國的普森（公元1829~1891年）便在這些研究的基礎上建立了光度和星等之間的基本關係式。他假設1等星的亮度是6等星的100倍，便能得到相鄰兩星等間的亮度級差近似地等於2.5倍的結果。有了這個關係，便可把星等的定義推廣到隻有用望遠鏡才能看到的暗星。這樣，恒星光度學就建立了科學的穩固基礎。1859年，德國天文學家策爾納（公元1834~1882年）發明了光度計，以後稍作，便成為了測定恒星光度的有力工具。
與此同時，照相術也在30年代為法國的尼普斯（公元1765-1833年）和達蓋爾（公元1787~1851年）所發明。天文學家便立即認識到它對天文光度學和分光學的巨大意義，於是照相術很快被應用在天體測量上。但由於它還處於原始狀態，結果不理想。直到1851年，斯科特“阿徹爾發現了珂絡酊濕片法以後，由於靈敏度提高了上百倍，所拍攝的天象照片才有了真耳的科學價值。為了適應天體照相的方便，人們對原有的儀器也作了相應的改革。以鍍銀玻璃來代替反光望遠鏡上原來的黃銅反射鏡，既提高了反光效率，又完全免除了色象差。它對於分光與拍照是很理想的，成為開展天體物理研究的有力工具。
由於這3項物理探測手段及其儀器，差不多都在50年代同時發展起來，這就使得天文研究中誕生了一個新的分支，稱為天體物理學。並且在一個不太長的時期內，取得了飛速的進展。