Wenn Sie auf eine Stelle des Bildes klicken, werden rechts neben dem Bild folgende Informationen eingetragen:

• X und Y: die Koordinaten des angeklickten Bildpunktes
• Ordnung: die Echelle-Ordnung, die zu dem angeklickten Bildpunkt bestimmt wird
• Wellenlänge: die aus der X-Koordinate und der Ordnung errechnete Wellenlänge, die an dieser Stelle des Echelle-Spektrums abgebildet wird.

Dieses Spektrum wurde während der FUV-Tests bei der Fa. IABG im April 1996 aufgenommen. Für die FUV-Tests wurde das Teleskop-Oberteil zusammen mit dem Echelle-Spektrometer, aber ohne den Hauptspiegel, in einem großen Vakuumtank montiert. Die Eintrittsblende des Spektrometers wurde diffus mit dem Licht aus einer Gasentladungslampe beleuchtet. Die Gasentladungslampe wurde mit einem Gasgemisch aus Argon, Xenon, Krypton und Wasserstoff betrieben.

Die Lichtintensität für diese Messungen war gering, bei dieser Messung wurden etwa 270 Photonen pro Sekunde registriert, die Meßdauer betrug 34 Minuten. Gasentladungslampen erzeugen ein Licht mit zahlreichen Emissionslinien. Ein Kontinuum ist praktisch nicht vorhanden. Weiter unten ist eine Tabelle mit einigen identifzierten Emissionslinien aufgeführt.

Sie werden erkennen, daß einige Linien, vor allem in den höheren Ordnungen unten im Bild, in zwei benachbarten Ordnungen vorkommen. Das liegt daran, daß sich die Wellenlängenbereiche der einzelnen Ordnungen etwas überschneiden, und zwar umso mehr, je größer die Echelle-Ordnung ist.

Als Eintrittblende für das Spektrometer wurde eine 20-Bogensekunden-Blende verwendet; d.h. diese Blende deckt während der astronomischen Beobachtungen einen Himmelsausschnitt von 20 Bogensekunden Durchmesser ab. Im Vergleich zur Auflösung des Teleskops und der Pointierungsgenauigkeit des ASTRO-SPAS ist das ein relativ großer Bereich. Da die Eintrittsblende während dieser Labor-Messungen voll ausgeleuchtet war, erscheinen die Emissions-Linien und die Ordnungen hier unschärfer, als sie später bei den astronomischen Messungen waren.

Links unten und rechts oben sind helle Punkte zu sehen. Diese Punkte werden von elektronischen Testimpulse erzeugt, die bei allen Messungen mitlaufen. Dadurch können später eventuelle Änderungen der elektronischen Eigenschaften (z.B. durch Temperaturdrifts) nachträglich korrigiert werden.

Die hier angezeigte Wellenlängen-Eichung basiert auf einer einfachen linearen Berechnung und ist auf ca. 0,2nm genau (das hängt auch von der Genauigkeit ab, mit der sich der Hand-Cursor des Browsers plazieren läßt). Die endgültige Eichung der Wellenlängen-Skala ist wesentlich detaillierter und damit genauer.

Das gezeigt Bild hat ein Format von 512 x 512 Bildpunkten. Während der Mission wurden die Messungen in horizontaler Richtung (Hauptdispersions-Richtung) mit 1024 Bildpunkten aufgezeichnet.

Diese Grafik zeigt den Intensitätsverlauf des Spektrums entlang der 45. Ordnung des oben abgebildeten Echelle-Spektrums. Beachten Sie, daß die Wellenlängenskala im Original-Bild entgegengesetzt verläuft, also von rechts nach links!

Zur Auswertung wurde ein 9 Bildpunkte breiter Streifen verwendet, so daß die gesamte Ordnung von diesem Streifen überdeckt wurde. Zu jedem horizontalen Bildpunkt wurden 9 vertikale Bildpunkte aufsummiert (Anzahl der registrierten Photonen) und zur horizontalen Bildpunktposition wurde die zugehörige Wellenlänge berechnet. So ergibt sich die obige Darstellung, bei der die Anzahl der registrierten Photonen (Counts) gegen die Wellenlänge aufgetragen ist. Als Wellenlängen-Einheit ist hier Angstrom angegeben: 10 Å = 1 nm. Diese Einheit ist zwar keine offizielle Einheit mehr, wird aber von den Spektroskopikern immer noch für die Angabe von Licht-Wellenlängen bevorzugt verwendet.

In der endgültigen Auswertung der gemessenen Sternspektren werden die registrierten Photonen umgerechnet in die Fluß-Einheit "Photonen/Sekunde/cm²". In diese Umrechnung geht die effektive Fläche des Instruments ein und die Beobachtungsdauer. Eine andere gebräuchliche Einheit ist "erg/Sekunde/cm²", bei der die Energie eines Photons in die Energie-Einheit erg umgerechnet wird.

Dieses Foto zeigt das Teleskop-Oberteil mit dem nach unten hängenden Echelle-Spektrometer in einem Vakuumtank mit 3m Durchmesser bei der Fa. IABG in Ottobrunn. In der Mitte des Teleskops erkennt man den sogenannten Spider-Topf, in den später das Berkeley-Spektrometer eingebaut wurde. Der geschlossene Teleskopdeckel befindet sich auf der Rückseite.

Die Hauptaufgabe der FUV-Tests bei der Fa. IABG war die Überprüfung der optischen Justierung, sowie die Fokussierung des Detektors. Da es keine aktive Fokussierung des Echelle-Spektrometers gibt, muß die optimale Fokuslage des Detektors durch Ausprobieren bestimmt werden. Der Detektor wird dann fest in der gefundenen optimalen Fokuslage eingebaut.