No es posible abrir el siglo XIX en términos astronómicos sin tener presente elsiglo anterior y una visión de toda la historia de la Astronomía, cuyo objetivo está cada vez más delimitado y es sobre las primigenias preguntas, de dónde, a dónde, que continúan los trabajos si 
bien a velocidades ahora infinitamente superiores.
'Planeta enano' es el término creado para definir una nueva clase de cuerpos celestes. La diferencia entre los planetas y los ‘planetas enanos’ es que estos últimos no han limpiado la vecindad de su órbita, característica que sugiere un origen distinto para los dos tipos de planetas.
Pues bien, comienza el siglo XIX con un descubrimiento, realizado, el propio día uno del 1801, por Giuseppe Piazza, del primer 'pequeño planeta', en la distancia que existe entre Marte y Júpiter, se le bautiza con el nombre de 'Ceres'. A partir de entonces, una sucesión de pequeños planetas, o asteroides, son descubiertos sucesivamente.
Se realizan los paralajes de los planetas exteriores, y de los interiores durante los tránsitos, para a continuación realizar los paralajes de las primeras estrellas.
La primera distancia marcada de una estrella fija, en 1838, fue ’61, del Cisne’, por Fiedrich Bessel (22 de julio, 1784 - 17 de marzo, 1846) matemático alemán y astrónomo, dando como resultado una distancia de 11 años-luz.
Bessel calcula una distancia de 9,3 años luz lo que se acerca a la realidad. Poco a poco, con ello se consigue una imagen de la distancia de las estrellas fijas.
Deduce en 1844, por las perturbaciones del movimiento propio de Sirio, la existencia de su desconocida compañera, efectivamente observada en 1862. Después se estudió Alfa Centauro desde el hemisferio sur, con una distancia de 4.3 años luz. El tamaño del Universo a partir de este momento y dadas estas mediciones, pasa a extenderse sin límite, hasta el infinito.
El interés de los astrónomos por los cometas y por el cálculo de sus órbitas aumenta con el regreso, en el 1835, como había anunciado el astrónomo que le da nombre, del cometa Halley; aunque no fue el único cometa en este tiempo. Schiaparelli, en Milán, descubre la conexión entre los enjambres meteoríticos y los cometas. De este modo avanza la comprensión del que es nuestro istema planetario y de las estrellas fijas.
Joseph Fraunhofer, inteligente vidriero, de gran agudeza visual, llega a fabricar los espejos de telescopios más perfectos para su época. Hacia 1814, en experimentos dirigidos a corregir los fallos cromáticos de sus telescopios,
utilizó las líneas espectrales de la luz quedando abrumado por ellas, lo que le hace ahondar en tal experimentación. Detectó centenares de rayas verticales en el espectro del Sol e idénticas irregularidades en los espectros de la Luna y los Planetas.
Le Verrier y Adams predicen la existencia de Neptuno por las perturbaciones que sufre Urano. El planeta es descubierto en 1846 en el Observatorio de Berlín.
Le Verrier (1811–1877), matemático francés que se especializó en mecánica celeste. Su logro más importante es la colaboración en el descubrimiento de Neptuno usando sólo las matemáticas y los datos de las observaciones astronómicas previas. El análisis instrumental madura en el siglo XIX, junto con las técnicas y los métodos de medida que no hacen sino avanzar. Se estudia el espectro de la luz, se crea el análisis espectral, además se introducen los métodos de fotografía y nuevos equipos como los 'fotómetros'.
Durante el siglo XIX se suceden estos avances y quedan patentes en la construcción de telescopios y en el desarrollo de nuevas técnicas, en especial la espectroscopia, que a su vez facilita el origen de la Astrofísica, es decir, el estudio de la física de los astros. Este impulso se le debe a Kirchhoff, Bunsen o muchos otros.
A fines del siglo XIX se habían ya ejecutado los espectaculares trabajos de los catálogos llamados Durchmusterung, obra que debemos principalmente al astrónomo alemán Friedrich W. A. Argelander (1799-1875), autor del excelso 'Bonner Durchmusterung', un inventario estelar del hemisferio norte, al que incorpora un Atlas, y da a la investigación de las estrellas variables una base científica.
El astrónomo Hugo Von Seeliger(1849-1924) determinó la estructura de la galaxia mediante recuento de estrellas hasta distintas magnitudes límites, en varias partes del cielo.
El método de Von Seeliger da directamente la tasa de enrarecimiento de la galaxia en una dirección, y por ende no necesita la hipótesis dada por Herschel de estar viendo en esa dirección todas las estrellas que pertenecen a la galaxia.
Las tasas de decrecimiento le permitieron determinar el grado de achatamiento de la Vía Láctea, aquí sí encontrando un valor muy similar al encontrado un siglo antes por Herschel, ubicando al Sol nuevamente en el centro de la galaxia.
Hacia mediados del siglo XIX, después de la primera medición de la distancia de una estrella, con el método del paralaje, comenzaron los estudios de la estructura de nuestra Galaxia, lo que es decir del sistema de estrellas al que pertenece el Sol.
En la evolución de medios y de ciencias, las medidas sobre la distribución de las estrellas en la nuestra, y en otras galaxias más lejanas, se han beneficiado indudablemente de métodos como la Espectroscopia, el estudio de las Cefeidas o la Radioastronomía.
Igualmente y a la par en el tiempo, la instrumentación astronómica ha adquirido, con los grandes reflectores de Monte Palomar, de Estados Unidos, de 508 cm., y de Selenciuskaia, Rusia, de 610 cm., el máximo posible entonces de las aperturas telescópicas compatibles con la existencia de la atmósfera.
Ya superado con el proyecto de puesta en órbita de un reflector, Space-telescope, de 2,5 m. que supera las interferencias atmosféricas, para permitir ver diez veces más lejos.
A finales del siglo XIX se descubre que, al descomponer la luz del Sol, se podían observar multitud de líneas de espectro, regiones en las que había poca o ninguna luz.
Experimentos con gases calientes muestran que las mismas líneas podían ser observadas en el espectro de los gases, son líneas específicas correspondientes a diferentes elementos químicos. De esta manera se demostró que los elementos químicos, principalmente Hidrógeno, del Sol, pueden ser encontrados igualmente en la Tierra. A tal punto que, el Helio fue descubierto primero en el espectro del Sol, y sólo más tarde se encuentra en la Tierra, por lo que se le da su nombre.
Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos, y con el espectroscopio se prueba que son similares al Sol, aunque con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños.
Los trabajos sobre la nebulosas, iniciados por Herschell en el siglo anterior, fueron ampliados por William Parsons (17 de junio de 1800-1867), astrónomo irlandés, construye el mayor telescopio reflector metálico del mundo, en 1848, el Leviatán, de 184 cm de diámetro con un tubo de ocho metros de longitud asentado entre dos muros de mampostería, con el que pudo descubir la naturaleza espiral de la Galaxia del Remolino.M51 y resolver varios cúmulos globulares en sus estrellas componentes. Comprobó que M57, la nebulosa planetaria de Lyra, está formada por gases y contenía un par de estrellas débiles en su interior. En M1 pudo comprobar la existencia de filamentos gaseosos que, por su forma retorcida, parecían sugerir las patas de una araña por lo que se nomina ‘Nebulosa del cangrejo’. Parsons tenía la idea de que con grandes telescopios todas las nebulosas podrían resolverse en estrellas.
S. Alexander, en la misma época, llevó a cabo por vez primera un estudio taxonómico cuyo significado físico sigue siendo todavía materia de investigación. Fue él quien denomino a las nebulosas que no eran espirales.
En 1864 aparece el primer 'General Catalogue'. Contenía más de 5.000 objetos descubiertos por Herschel y su hijo. Los trabajos citados consistían principalmente en catálogos de coordenadas y descripciones puramente morfológicas de los objetos listados. Aun cuando existía la sospecha de que muchos de ellos eran muy lejanos, la información disponible no permitía calcular su distancia.
En 1888 Dreyer publica el 'New General Catalogue' de nebulosas y asociaciones, más de 7.800 objetos, seguido de dos 'Index Catalogue', que elevarían hasta 13.000 el número de objetos conocidos, confirmando la
existencia de asociaciones que más tarde serían identificadas como cúmulos y supercúmulos de galaxias. Aparecía en estos catálogos un llamativo exceso de objetos brillantes en el Hemisferio Norte galáctico, que más tarde será identificado como el supercúmulo Virgo o 'supercúmulo Local'.
El estudio de la estructura física de los objetos celestes, y del conocimiento del Universo, fue facilitado por la experiencia de Newton, s.XVII, al descomponer la luz solar con la ayuda de un prisma, en una banda continua de colores que había denominado ‘espectro’.
El paso siguiente no llega hasta 1802, cuando Wollanston detecta siete líneas oscuras en el espectro solar. Se lamenta que tal descubrimiento hubiese pasado desapercibido a la comunidad científica de la época. Incluso el mismo Wollanston consideró su descubrimiento poco relevante al interpretar estas líneas como límites que separaban las bandas de colores.
Una década más tarde, Fraunhoffer, observó y midió cuidadosamente las posiciones de más de 500 líneas oscuras, pero no pudo proporcionar una explicación acerca de su verdadera naturaleza.
Fueron los trabajos de Kirchhoff al obtener en laboratorio los espectros de cuerpos sólidos y gases y estudiarlos cuidadosamente, los que permitieron atribuir estas líneas oscuras a transiciones específicas de los átomos excitados facilitando de esta forma, la rápida identificación de muchos elementos químicos en la transición del Sol, en consecuencia, la determinación su composición química cualitativa y la naturaleza gaseosa de la región emisora.
El descubrimiento de la fotografía, como se ha señalado, y el progreso en la elaboración de emulsiones fotográficas, produce el rápido avance en la aplicación a la Astronomía.
En 1863, Huggins obtiene los primeros espectros estelares abriendo una nueva era. También identifica en Andrómeda, la presencia de uno que consideró podría estar originado por estrellas, proporcionando de esta forma consistencia a la 'teoría de los Universos-islas', nuevamente popularizada por Humboldt en 'Cosmos' (1845-1850).
En 1899, Scheiner obtiene un espectrograma del centro de la galaxia Andrómeda con muchas características similares al observado en el Sol. De su análisis dedujo que esta galaxia, conocida entonces como una nebulosa, era en realidad una agrupación inmensa de estrellas no resueltas.
Este resultado fue confirmado por Richtey (1864-1945), óptico, constructor de telescopios y astrónomo estadounidense, Richtey trabajó en el Observatorio Monte Wilson teniendo un papel destacado en el diseño de las monturas y en la fabricación de los espejos de 60" y 100". En 1908, cuando el telescopio de 60" entró en funcionamiento, obtiene fotografías de nebulosas espirales y de otros tipos que superaban en calidad y definición las obtenidas hasta entonces, lo que le llevó a convencerse de que las nebulosas espirales se correspondían a sistemas como la Vía Láctea (en aquel entonces no se sabía que las nebulosas espirales eran realmente galaxias semejantes a la Vía Láctea y que se encontraban fuera de ella). Sus estudios le permitieron obtener distancias a las galaxias más brillantes que no se diferenciaban mucho de las que se aceptan hoy.
El descubrimiento de una nova en Andrómeda le llevó a tomar una serie de fotografías descubriendo que dichas novas ocurrían con una frecuencia similar a la observada en la Vía Láctea. Esto supone un dato más a favor de la idea que las nebulosas espirales en realidad sean galaxias como la Vía Láctea y no estructuras pertenecientes a ella.
A fines del siglo XIX, existían ya miles de espectros fotografiados y clasificados. En 1896 tiene lugar la publicación del catálogo Henry Draper, que contenía información espectral sobre unos 500.000 objetos, catálogo que aún es utilizado en la actualidad.
Los trabajos de Max Planck (1858-1947), físico alemán considerado como el fundador de la 'teoría cuántica', en 1900, fueron un paso decisivo para la consecución de una 
interpretación cuantitativa de los espectros y las distribuciones de energía estelares, cuyo estudio detallado pudo llevarse a cabo una década más tarde, con Einstein.
Han facilitado el conocimiento de la estructura y composición química de los objetos celestes y la descripción detallada del Universo local. Planck no fue un astrónomo, pero sus aportes resultan de mucha utilidad para los astrónomos modernos, por ejemplo la 'constante de Planck' ayuda a explicar que el Universo es cuántico y no continuo.
En este siglo, como en los venideros, el listado de astrónomos que realizan algún aporte es muy extenso, sirva de ejemplo: Benjamin Banneker, Edward Emerson, BarnardWilliam, Wallace Campbell, Annie Jump Cannon, Edwin Foster, John Louis Emil Dreyer, Benjamin Apthorp Gould, Asaph Hall Jr., Asaph Hall, Edward Singleton Holden, William Hussey, Hans Ludendorff, Maria Mitchell, Samuel Oppenheim, Charles Dillon Perrine, Edward Charles Pickering, William Henry Pickering, Henry Norris, Russell Karl, James Craig Watson…
Y, sin adentrarse en ello, sea manifestación del cambio en el modo de evolucionar de la Astronomía.
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