Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Zusätzlich zum Objektspektrum wer<strong>de</strong>n (meist ober- <strong>und</strong> unterhalb) Vergleichsspektren aufgenommen.<br />
Sie dienen sowohl <strong><strong>de</strong>r</strong> Wellenlängen- als auch <strong><strong>de</strong>r</strong> Intensitätskalibrierung. Zum Vergleich verwen<strong>de</strong>t<br />
man häufig das Licht einer Neon-Eisen-Hohlkatho<strong>de</strong>, <strong><strong>de</strong>r</strong>en Emissionsspektrum sehr genau bekannt ist.<br />
Spaltspektrographen haben <strong>de</strong>n Nachteil, daß man während <strong><strong>de</strong>r</strong> Beobachtungszeit i.d.R. nur von einem<br />
bestimmten Objekt ein Spektrum aufnehmen kann. Wenn es dabei nicht auf eine beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s große<br />
spektrale Auflösung ankommt, kann man anstelle eines Eintrittsspaltes in <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalebene <strong>de</strong>s<br />
Teleskops die Stirnfläche einer Glasfaser, wie sie z.B. in <strong><strong>de</strong>r</strong> Faseroptik verwen<strong>de</strong>t wird, anordnen <strong>und</strong><br />
durch dieses „Lichtleitkabel“ das Sternlicht auf <strong>de</strong>n regulären Spalt eines Spaltspektrographen leiten.<br />
In <strong>de</strong>m man mehrere solcher Glasfasern verwen<strong>de</strong>t, kann man simultan die Spektren einer ganzen<br />
Anzahl etwa gleichheller Objekte gewinnen. Das Hauptproblem ist dabei die Positionierung <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Glasfasereintrittsflächen im Teleskop. Die technischen Lösungen reichen dabei von speziellen<br />
Lochmasken (wobei die Löcher, in <strong>de</strong>nen dann später die Glasfasern stecken, entsprechend einer zuvor<br />
aufgenommenen Himmelsaufnahme an <strong><strong>de</strong>r</strong> Fokalposition <strong><strong>de</strong>r</strong> interessieren<strong>de</strong>n Objekte gebohrt<br />
wer<strong>de</strong>n müssen) bis hin zu frei positionierbaren „Spinnen“, an <strong><strong>de</strong>r</strong>en „Fußspitzen“ die Glasfasern<br />
montiert sind. Während die erste Metho<strong>de</strong> sehr aufwendig ist (für je<strong>de</strong>s zu untersuchen<strong>de</strong> Objektfeld<br />
muß zuvor eine präzise Lochmaske hergestellt wer<strong>de</strong>n), ist die Zweite zwar – was die Mechanik<br />
betrifft – komplizierter, aber dafür lassen sich die Positionen <strong><strong>de</strong>r</strong> Glasfasereintrittsöffnungen relativ<br />
leicht mit entsprechen<strong>de</strong>n Computerprogrammen kontrollieren. Letztere Metho<strong>de</strong> hat sich beson<strong><strong>de</strong>r</strong>s<br />
bei <strong><strong>de</strong>r</strong> Bestimmung <strong><strong>de</strong>r</strong> Rotverschiebung weit entfernter Galaxien bewährt. Sie ist sehr ökonomisch,<br />
da sich damit die Spektren von bis zu 100 Galaxien auf einmal aufnehmen lassen.<br />
Typisches optisches Layout eines einfachen Gitterspektrographen. Der Kollimatorspiegel „begradigt“<br />
das vom Spalt ausgehen<strong>de</strong> Lichtbün<strong>de</strong>l <strong>und</strong> reflektiert es auf das Beugungsgitter. Das von dort spektral<br />
aufgespaltene Licht wird vom Kameraspiegel auf <strong>de</strong>n Detektor (heute meistens ein CCD-Chip)<br />
abgebil<strong>de</strong>t, <strong>de</strong>ssen Signal in einem Computer gespeichert <strong>und</strong> weiterverarbeitet wird.