Je geringer die Auflösung (oder die Dispersion) ist, desto lichtschwächere Objekte kann man noch spektroskopieren. Niedrige Auflösungen R < 1000 sind geeignet, die Spektralklasse von Sternen zu ermitteln. Man bildet das gesamte optische Spektrum auf einmal auf dem CCD-Chip ab. Dieser Auflösungsbereich ist auch geeignet, flächige Objekte wie Novae, Kometen, Galaxien etc. zu spektroskopieren (flächige Objkte mit einem Spaltspektrographen !).

Mittlere Auflösungen um 1000<R<8000 zeigen schon viele Details der optischen Spektren. Allerdings wird man nur einen relativ engen Wellenlängenbereich um 200 bis 500 Angström mit einer Gitterstellung erfassen, so daß die Gewinnung von Übersichtsspektren schon mehrere Aufnahmeserien bei unterschiedlichen Gitterstellungen voraussetzt.

Um Linienprofile und ihre zeitliche Variabilität untersuchen zu können, sind schon höhere Auflösungen eforderlich. 10.000<R<50.000 sind hier angemessen. Der Lhires III findet seine Grenzen etwa bei R = 18.000.

Hochaufgelöste Spektren mit 100000<R<500000 werden erforderlich, wenn man die Hyperfeinstruktur von Linien erkennen will (beispielsweise die Zeemann-Aufspaltung durch Magnetfelder). Bei dieser hohen Dispersion benötigt man sehr viel Licht, so dass mit den dem Amateur zugänglichen Teleskopöffnungen wohl "nur" die Sonne als Studienobjekt bleibt.

Die Grafik zeigt eine Aufnahme des Wolff-Rayet-Sterns WR140 (6.7 mag) mit 1.47 Angström/Pix Dispersion. Die roten Signale sind die eingeblendeten Neonlinien der im LHIRES III eingebauten Neonkalibrierlampe, die zum kurzwelligen hin bei ca. 5850 Angström enden. Das Natriumdublett (D1 und D2) wird noch aufgelöst. Das Spektrum dieses Sterns zeigt breite Emissionen und kaum Feinstruktur, weshalb eine höhere Auflösung nicht notwendig ist.

Spektrograph, mit oder ohne Spalt ?

Flächige Objekte wie Nebel, Planeten, Galaxien lassen sich nur mit einem Spaltspektrographen sinnvoll spektroskopieren. Der Einsatz eines auflösungsbestimmenden Spalts (dessen Spaltweite geringer ist wie der Durchmesser des seeingscheibchen des Objekts im Fokus des Teleskops auf dem Spalt) führt prinzipiell zu Lichtverlust.

Spaltlose Spektrographen mit hohem Öffnungsverhältnis und kurzer Brennweite des Teleskops (z.B. 1000 mm Brennweite, f/4) konzentrieren viel Licht in einem kleinen Seeingscheibchen, so daß damit auch lichtschwächere punktförmige Objekte (Sterne) der Messung zugänglich sind. Auch mit spaltlosen Spektrographen lassen sich bei Einsatz hochdispersiver Gitter (2400 Linien/mm) Auflösungen R bis 20.000 erreichen.

Die Aufnahme zeigt das Sepktrum des Orionnebels, aufgenommen mit einem spaltlosen Spektrographen mit 1.5 Angström spektraler Auflösung. Die drei horizontalen Spektrenstreifen gehören zu 3 Sternen. Der Nebel selbst leuchtet in unterschiedlichen scharfen Emissionslinien, weshalb er auch mehrfach im Licht dieser Linien abgebildet wird. Aus solchen Aufnahmen kann man die unterschiedlichen Intensitäten der Emissionen unterschiedlicher Atome/Ionen in den verschiedenen Regionen des Nebels ausmessen. Aufnahmen dieser Art sind nur in scharfen Emissionslinien möglich (Emissionsnebel). Flächige Objekte mit gleichmäßigen Kontinuum (Galaxien, Kometen) sind mit spaltlosen Spektrographen nicht zugänglich.

Persönliche Gewohnheiten, Vorlieben und Restriktionen des privaten Umfelds.

• Wer nachts nicht aufbleiben möchte sollte sich die Sonne als Beobachtungsobjekt auswählen.
• Wer nur unregelmäßig Zeit aufbringen kann, sollte sich Objekte aussuchen die hell sind und möglichst das ganze Jahr über beobachtet werden können (zirkumpolare Objekte). Es ist manchmal schon deprimierend, wenn man in unseren Breiten wegen des insgesamt häufig bewölkten Himmels wochenlang nichts messen kann und dann beim ersehnten Beginn einer Schönwetterphase das Objekt jahreszeitlich bedingt nicht mehr nachts zu beobachten ist.
• Die Beobachtung von zeitlichen Variationen (spektroskopische Doppelsterne, Sterne mit variablen Emissionslinien wie Be-Sterne oder pulsierende Sterne) setzen voraus, dass man beim Aufreißen des Himmels sofort messen kann. Dann sollte die Apparatur einschalt- und meßbereit da stehen. Beobachtungssysteme, die zuerst aufgebaut, eingenordet und kollimiert werden müssen, machen in dieser Hinsicht wenig Spaß. Ich weiß davon ein Lied zu singen.

Die Grafik zeigt als Punkte Radialgeschwindigkeitsmessergebnisse an dem berühmten spektroskopischen Doppelstern Mizar A, aufgetragen über Tage. Jedes Punktpaar (blau und rot) steht für einen Beobachtungszeitpunkt (1 Nacht). Man sieht die Zeitlücken, die durch bewölkten Himmel entstanden sind, aber auch die ausgeprägte Schönwetterphase an den Tagen 30 bis 50 (Anfang 2008).

Emissionsliniensterne (spaltlos und mit Spalt zu erforschen)

Dazu gehören die bekannten Be-Sterne aber auch massereiche Sterne (Überriesen) und sehr heiße Sterne (O), die Emissionslinien zeigen.

Die Be-Sterne besitzen eine zirkumäquatoriale Gasscheibe mit dem mehrfachen Durchmesser R des Sterns (typisch 10 bis 30 R). Es handelt sich um ca. 10000 K heißes Plasma aus H und He, das von dem heißen und stark im UV strahlenden Stern im ionisierten Zustand gehalten wird. Durch Rekombination von Protonen und Elektronen entstehen angeregte H-Atome (HI), die aus dem angeregten Zusatnd beispielsweise die im sichtbaren Licht liegenden Linien der Balmerserie emittieren. Das Gas stammt von dem Stern selbst, kann aber auch durch einen Begleiter von außen übertragen werden, der sein Roche-lobe ausfüllt (bet Lyr).

Bei massereichen heißen Sternen wie WR-Sternen oder O-Sternen sind die emittierenden Bereiche nicht auf eine rotierende Scheibe (disk) konzentriert, sondern umgeben den Stern in mehr sphärischen Regionen.

Die Emissionserscheinungen sind häufig zeitlich variabel, wenn die emittierenden Regionen einer Entwicklung unterliegen. Das führt dann zu recht komplexen Linienprofilen und zeitlichen Variabilitäten (LPV = LinienProfilVariabilität). Das Studium der zeitlichen Entwicklungen ist daher ein wertvolles Werkzeug, mit dem die Theorien der Sternentwicklung und des Be-Phänomes verbessert werden können. Hier kann der Amateur durchaus relevante Beiträge leisten (siehe die website der FG Spektroskopie).

Dazu vgl. auch gam Cas.

n.	Die Graphik zeigt die H alpha Linie von gam Cas in Emission. gam Cas in ein variabler Be-Stern, der zudem zwei Begleiter hat (Dreifachstern).
.	Dies ist die H beta Linie des gleichen Sterns, ebenfalls in Emission (nicht kalibriert)
	Die HeI 5876 Linie, ebenfalls in Emission (nicht kalibriert).

Bei den Emissionsinien von gam Cas ist zu erkennen, dass der Linienprofiltyp der Linien gleich ist. Die Linie ist in Emission als Doppelpeak ausgebildet, mit etwa gleicher Intensität der beiden Linienhälften (V/R = 1). Es fällt aber auch auf, dass die durch den Dopplereffekt verursachte Aufspaltung in der Reihenfolge H alpha < H beta < He5876 zunimmt (alle drei abgebildeten Spektren haben ähnliche Dispersion. Die Aufspaltungen sind deshalb direkt vergleichbar). Das bedeutet, dass die Kepler'sche Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe in den Regionen, in denen die Linien emittiert werden, in dieser Reihenfolge zunimmt. Das ist tatsächlich so, die H alpha Linie wird weit außen in der Scheibe emittiert, wo die niedrigste Keplergeschwindigkeit in der Scheibe herrscht. Die H beta Linie wird weiter innen gebildet und die HeI Linie ganz innen, nahe dem Stern, wo die differentielle Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe laut Keplergesetz am größten ist.

Bahnelemente von spektroskopischen Doppelsternen (SB2) (spaltlos und mit Spalt zu erforschen)

Spektroskpische Doppelsterne des Typs SB2 zeigen periodische Linienaufspaltungen, bedingt durch den Dopplereffekt der etwa gleich hellen Sterne, von denen einer auf uns zukommt und sich der andere entfernt. Bei Doppelsternen des Typs SB1 ist die scheinbare Helligkeit der Sterne unterschiedlich (>3 mag), so dass wir nur die Linien des helleren Sterns sehen. Dessen Linien bewegen sich hin und her wie im Falle der SB2 auch, allerdings lässt sich diese Verschiebung einer Linie nur mit dem Spaltspektrographen erfassen (absolute Kalibrierung mit einem Kalibrierspektrum erforderlich).

Bei Verwendung eines spaltlosen Spektrographen ist nur ein Teil der Bahnelemente (Orbitparameter) zu ermitteln, dies aber mit hoher Genauigkeit (es gehen keine Kalibrierfehler ein). Zur Theorie und die Auswertungsmethoden siehe meinen Vortrag Teil II, ab Folie 22. Falls Sie sich intensiv und ernsthaft mit dem Thema auseinandersetzen wollen, nehmen Sie mit mir Kontakt auf. Ich kann Ihnen Auswertemethoden und Literatur zu diesem Thema nennen oder geben.

Rechts ist eine Zeitserie der H alpha Linie von Mizar A, dem berühmtesten spektroskopischen Doppelstern, aufgetragen. Am 8.2.2008 ist der Kern der Linie nicht verbreitert und auch nicht gespalten. Drei Tage später ist er stark verbreitert, am nächsten Tag spaltet er sich in zwei "gleich helle" Komponenten auf, um am 19.2.2008 wieder zusammen zu laufen. Dieser Zyklus wiederholt sich alle 20,5384 Tage. Die Aufnahmen sind zwar mit meinem Spaltspektrographen gemacht (Lhires III, 2400g/mm Gitter, 0,11 Angström/Pixel Dispersion, 0,45 Angström spektrale Auflösung bei 40 um Spaltweite). Die Aufspaltung kann aber genau so gut mit spaltlosen Spektrographen beobachtet und ausgewertet werden.