Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Analysegeräte
Für große Spektraldurchmusterungen – insbesondere für Sterne – wurden lange Zeit
Objektivprismenspektrographen eingesetzt. Dazu hat man einfach ein Glasprisma so vor das Objektiv
eines Fernrohrs – meist eines Astrographen – angebracht, daß anstelle des Schwärzungsscheibchens
eines Sterns ein zumeist kurzes Spektrum auf der Fotoplatte abgebildet wird. Auf diese Weise konnten
sehr effektiv die Spektraltypen sehr vieler Sterne auf einer einzigen Himmelsaufnahme bestimmt
werden. Detailuntersuchungen sind jedoch aufgrund der zu geringen Dispersionen auf diese Weise
kaum möglich. Aber man kann leicht aus der riesigen Anzahl der Objekte, die auf einer
Himmelsaufnahme abgebildet werden, die Interessanteren für Einzeluntersuchungen (wie
Planetarische Nebel, Quasare, Emissionsliniensterne) herausfinden. Deshalb hat man z.B. auch viele
große Schmidteleskope mit Objektivprismen meist geringer Dispersion (um die Reichweite möglichst
wenig zu beeinflussen) ausgestattet. Am Karl-Schwarzschild-Observatorium der Landessternwarte
Thüringen verwendet man beispielsweise ein schwachbrechendes Glasprisma mit einem brechenden
Winkel von lediglich 0.5° (was bei 4 Meter Brennweite zu einer Dispersion von 250 nm/mm bei H γ
führt), um Objekte mit einer außergewöhnlichen Energieverteilung im Kontinuum (wie z.B. aktive
Galaxien) aufzufinden.
Optische Filter
In der Astronomie muß man oft den Strahlungsfluß eines Himmelskörpers in einem mehr oder weniger
begrenzten Frequenzbereich bestimmen. Im optischen Spektralbereich werden dafür Filter verwendet,
die – vereinfacht gesagt - nur das Licht einer bestimmten Farbe hindurch lassen. Um z.B. die Farben
von Sternen zu bestimmen, braucht man lediglich Himmelsfelder mittels bestimmter Kombinationen
von Fotoemulsionen und mehr oder weniger breitbandigen Farbfiltern zu fotografieren. Je nach der
Eigenfarbe (die ein Maß für ihre Oberflächentemperatur ist) werden die Sterne auf den einzelnen
Fotoplatten mit unterschiedlichen Schwärzungen abgebildet. Die Differenz dieser Schwärzungen
(ausgedrückt in Sternhelligkeiten) – der Farbenindex – ist dann ein Maß für eine wichtige
physikalische Größe, nämlich der Oberflächentemperatur des Sterns. Auf dieser Methodik beruht die
besonders in der Stellarastronomie wichtige fotografische Photometrie. Standardisierte Farbsysteme
(wie das bekannte UBV-System nach Johnson) sind z.B. bestimmten Emulsion-Filterkombinationen
zugeordnet. Natürlich können breit- und mittelbandige Farbfilter (die zumeist aus gefärbtem Glas oder
in Glas eingeschlossener gefärbter Gelatine bestehen) auch mit CCD-Kameras und lichtelektrischen
Photometern verwendet werden.
Schmalbandige Filter sind dagegen nicht ganz so leicht herzustellen. Bei einfacheren
Aufgabenstellungen reichen manchmal Kombinationen von herkömmlichen Farbfiltern aus, um die
Durchlaßfähigkeit für ein gegebenes Detektorsystem auf die gewünschte Art und Weise
einzuschränken. Will man z.B. dagegen die Emission von Gasnebeln ausschließlich im Licht vom
dreifach ionisierten Sauerstoff oder im Hα -Licht untersuchen, dann benötigt man Filter mit möglichst
wenigen nm Durchlaßvermögen bei der gewünschten Wellenlänge. Derartige Schmalbandfilter lassen
sich in Form von Interferenzfiltern realisieren. Genaugenommen stellen sie eine spezielle Bauform des
sogenannten Fabry-Perot-Interferometers dar, einem Instrument, das wegen seiner hohen spektralen
Auflösung auch nativ in der beobachtenden Astronomie eingesetzt wird.
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