In der astronomischen Anwendung ist die Ausnutzung der gesamten vom
Teleskop aufgefangenen Strahlung von besonderer Bedeutung. Die
Spaltbreite ist bereits durch die Teleskopbrennweite 
und die
Halbwertsbreite des Seeings 
festgelegt:
Damit folgen aus (7) bei bestimmten Forderungen für A die Bedingungen für das dispergierende Element:
Als Detektor wurde lange Zeit nahezu ausschließ lich eine
photographische Emulsion verwendet. Neuere Spektrographen sind mit
Halbleiterdetektoren (Photodiodenarrays, CCDs) ausgerüstet, mit
denen man die Photonen in den entsprechenden Wellenlängenbereichen
der Detektorelemente registrieren kann. Das geometrische
Auflösungsvermögen 
verschiedener Detektoren reicht von
einigen 
(Kernspuremulsionen) über 
bei
photographischen Emulsionen und CCDs bis 
bei
Photodiodenarrays. Nach (6) entspricht dies einer spektralen
Auflösung von praktik.tex
Bei zweckmäß ig konstruierten Spektrographen sollte die Detektorauflösung der durch die Spaltbreite bestimmten Auflösung (7) entsprechen. Diese Bedingung ergibt die Kamerabrennweite
Ist 
größ er als das Spaltbild 
, verliert man die
von der Optik erreichbare spektrale Auflösung. Ist hingegen 
, so ergibt sich keine bessere spektrale Auflösung,
sondern man muß einen Verlust an Lichtstärke in Kauf
nehmen. Dieser Verlust ist dadurch begründet, daß bei Messungen
derselben Lichtmenge mit vielen Empfängern das
Signal/Rauschverhältnis wegen des Eigenrauschens der Empfänger
ungünstiger ausfällt als bei der Messung mit nur einem
Empfänger.