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Beim Spaltspektrographen (Abb. 1) befindet sich der Eintrittsspalt für die
Strahlung
in der Brennfläche des Teleskops. Der - wegen der spektralen Auflösung
schmale Spalt - schneidet aus dem Beugungs- und Szintillationsscheibchen der
stellaren Punktquelle einen schmalen Streifen heraus. Nur die darin enthaltene
Strahlung gelangt auf einen Kollimator, der sie in ein paralleles
Lichtbündel verwandelt und auf ein Prisma (oder mehrere Prismen) bzw. Gitter
lenkt. Die von ihnen durch Brechung bzw. Beugung erzeugten monochromatischen
Strahlungsbündel werden danach von einem Kameraobjektiv auf den Empfänger (z.B.
Photoplatte, SEV, CCD - nähere Erklärung siehe Versuch Nr. 8) abgebildet
und registriert. Das aufgenommene Spektrum repräsentiert die
aneinandergereihten monochromatischen Bilder des beleuchteten Spaltes.
Je schmaler der Spalt ist, um so höher ist die spektrale Auflösung,
die im übrigen nicht
von der Szintillation (der Bewegungsunruhe der Erdatmosphäre) beeinflußt wird.
In der Praxis ist ein Kompromiß zwischen der anzustrebenden Spaltbreite und der
sich aus der Helligkeit eines Sterns ergebenden Belichtungszeit zur
Erreichung eines auswertbaren Spektrums zu schließen.
Mit einer Zusatzapparatur können Vergleichsspektren von geeigneten
chemischen Elementen (zur Markierung der
Laborwellenlängen) bzw. Intensitätsmarken beiderseits der Sternspektren auf
dem Empfänger abgebildet werden.
Durch den Einsatz von Lichtleitfasern läßt sich der Nachteil eines
Spaltspektrographen, nur jeweils ein Sternspektrum aufnehmen zu können,
etwas vermindern. Bei diesem Verfahren werden die Enden von Lichtleitern an
die Stellen in der Fokalfläche des Teleskops positioniert, an denen sich die
aufzunehmenden Objekte befinden. Die anderen Enden der Lichtleiter werden
übereinander vor dem Spalt angeordnet. Auf diese Weise können 10 oder mehr
Spektren gleichzeitig aufgenommen werden.
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Juergen Weiprecht
2002-10-29