Die einzige uns zugängliche Information über den physikalischen
Aufbau und die chemische Zusammensetzung astronomischer Objekte ist
verschlüsselt in der räumlichen, zeitlichen und spektralen
Verteilung ihrer abgestrahlten Energie. Bereits das zeitlich und
räumlich unaufgelöste Spektrum eines Sterns
(Kurzzeitbelichtung einer nahezu punktförmigen Lichtquelle)
enthält wesentliche Aufschlüsse über die stellare Leuchtkraft,
die Masse und den Radius, sowie über Vorkommen und relative
Häufigkeit chemischer Elemente und über Geschwindigkeitsfelder in
seiner Atmosphäre. Bei spektroskopischen Doppelsternen kann aus
zeitlich aufgelösten Spektren zusätzliche Information über die
Bahnumlaufbewegung gewonnen werden.
Zwei instrumentelle Größ en
bestimmen die Qualität einer astronomischen Spektralanalyse: die
spektrale Auflösung und die Lichtstärke. Während die
Auflösung A den Abstand zweier gerade noch trennbarer
Spektrallinien beschreibt, äuß ert sich die Lichtstärke in der
Anzahl der pro Auflösungs- und Zeiteinheit auftreffenden Photonen.
Die ``Kunst'' der spektroskopischen Beobachtung besteht also darin,
bei möglichst hoher spektraler Auflösung ein möglichst
rauscharmes Signal zu erhalten. Die astronomische Spektralanalyse
muß daher 3 instrumentelle Komponenten berücksichtigen: das
Teleskop, den Spektrographen und den Detektor. Dabei ist es wichtig,
die Eigenschaften dieser Komponenten so gut wie möglich aufeinander
abzustimmen, um Licht- und Auflösungsverluste zu vermeiden.