Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Analysegeräte
R
λ
= [1.18]
∆ λ
Für ein Prisma mit der Basislänge b gilt
n g
R = b [1.19]
∆ λ
und für ein Gitter mit insgesamt N Strichen auf seiner Gesamtfläche
R = k N
[1.20]
Schon mit kleinen Beugungsgittern erhält man bei einer entsprechend hohen Strichzahl eine bedeutend
bessere spektrale Auflösung als mit einem Glasprisma. In der Praxis werden Gitter mit 300 bis 1800
Linien pro Millimeter verwendet.
Beugungsgitter gibt es als Transmissionsgitter und als Reflektionsgitter. Bei den meisten an
Teleskopen genutzten Spektrographen werden Reflektionsgitter verwendet. Dabei handelt es sich
zumeist um sogenannte Blaze-Gitter, die in der Lage sind, bis zu 80% des Lichtes eines Objektes
bevorzugt in einem Spektrum einer bestimmten Ordnung zu konzentrieren. Das erreicht man durch
eine spezielle, sägezahnartige Form der Furchen.
Mit Blaze-Gitter, bei denen der Lichteintritt sehr schräg erfolgt, lassen sich in höheren Ordnungen
(k=50 .. 100) sehr große Dispersionen erzielen. Man bezeichnet derartige Gitter auch als Echelle-
Gitter. Sie werden gern in ortsfesten Coude`-Spektrographen (s.u.) eingesetzt.
In der astronomischen Spektroskopie verwendet man überwiegend Spaltspektrographen, die
vollständig aus spiegelnden optischen Bauteilen aufgebaut sind. Das Licht (z.B. eines Sterns) wird
durch die Teleskopoptik auf einen schmalen Spalt fokussiert und mittels eines Kollimatorspiegels in
ein entsprechend großes paralleles Lichtbündel umgewandelt, welches auf das schräg stehende Blaze-
Gitter gelenkt wird. Dort erfolgt die spektrale Zerlegung des Lichts und das dabei entstehende
Spektrum wird über eine weitere Optik (z.B. einer Schmidt-Kamera) auf den Detektor (welcher heute
meistens ein CCD-Chip ist) abgebildet.
Spaltspektrographen werden oft am Cassegrain-, Nasmyth- oder Coude`-Fokus eines Teleskops
betrieben. Coude`-Spektrographen können sehr große Ausmaße annehmen. Sie werden (um Meßfehler
zu minimieren) in speziell temperierten Räumen unterhalb eines Teleskops aufgestellt. Durch ihr hohes
spektrales Auflösungsvermögen erlauben sie die detaillierte Untersuchung von Sternspektren um z.B.
über die Aufspaltung von Spektrallinien auf die Existenz und Größe von Magnetfeldern zu schließen
(Zeeman-Effekt).
Das Auflösungsvermögen eines Spaltspektrographen wird von der Größe des parallelen
Strahlungsbündels in Dispersionsrichtung bestimmt und ist damit abhängig von der konkreten Bauart
des Spektrographen. In der Regel wird die Abbildungsoptik (also die Kamera) so dimensioniert, daß es
das Strahlenbündel mit dem Durchmesser D vollständig aufnehmen kann. Das Auflösungsvermögen
wird dann entsprechend (1.5) durch das erste Minimum der Beugungsfigur bestimmt. Ob sich dieses
Auflösungsvermögen auch wirklich ausnutzen läßt, hängt natürlich auch noch von der Art des
Detektors ab (Fotoplatte oder CCD-Array).
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