8.3.2.1 Optik, Blende, Filter, Fabry-Linse

Sternphotometer weisen grundsätzlich den folgenden optisch-mechanischen Aufbau auf: In der Fokalebene des Teleskops befindet sich eine Blende, die nur das Licht des zu messenden Sterns passieren läßt und sowohl eng benachbarte Sterne als auch größere Anteile des diesen Stern umgebenden Himmelshintergrundes ausblendet. Andererseits muß der Blendendurchmesser so groß gewählt werden, daß er auch die äußeren Flanken des Beugungs- und Seeingscheibchens des Sterns nicht beschneidet. Er ist also der Teleskopoptik, aber auch den atmoshärischen Bedingungen (Seeing) anzupassen. Im vorliegenden Gerät können wahlweise Blenden von $5''$ bis $20''$ Durchmesser eingestellt werden. Danach folgt ein Okular, mit dessen Hilfe die Lage des Meßobjekts relativ zur Blende visuell beurteilt werden kann. Dieses Okular ist in der Regel senkrecht zum Hauptstrahlengang angeordnet, in den ein Prisma eingeschwenkt oder eingeschoben oder ein Klappspiegel - wie im vorliegenden Fall - eingeklappt werden kann. Im Meßstrahlengang folgt darauf eine Anordnung, mit der verschiedene Glas- oder Interferenzfilter für die vorgesehenen Farbbereiche eingestellt werden können. Die spektralen Durchlässigkeiten dieser Filter werden so ausgewählt, daß sie in Kombination mit der wellenlängenabhängigen Empfindlichkeit der verwendeten Photokatode die vorgeschriebenen Durchlaßkurven möglichst gut annähern. Im vorliegenden Photometer sind die Filter in einem rotierenden Filterrad so zusammengefaßt, daß jeder der Farbbereiche etwa 10 ms lang zyklisch gemessen wird. Die Meßwerte werden in je einem Speicher für jede Farbe summiert. Dadurch entsteht aus einer an sich sequentiellen Meßanordnung ein Quasi-Vierkanal-Photometer, das auch kurzzeitige Schwankungen der Eigenschaften der Erdatmosphäre vollständig zu eliminieren gestattet. Zwischen den Filtern und der Photokatode des SEV ist eine sogenannte FABRYlinse angeordnet, die das Meßobjekt in der Blende auf eine kleine Fläche der Photokatode extrafokal, aber mit gleichmäßiger Lichtverteilung abbildet. Damit wird zum Beispiel vermieden, daß bei nicht exakt zentrisch zur Blende eingestellten Sternen oder bei Seeingbewegungen des Sternscheibchens unterschiedlich empfindliche Stellen der Photokatode des Sekundärelektronenvervielfachers getroffen werden.