Das Beobachtungsmaterial besteht im wesentlichen aus einem
Spaltspektrum (s.Abb.3 als Beispiel), das u.a. die Emissionslinien
H
, H
und HeII(
) enthält. Mit einem
symmetrischen Schnitt in Dispersionsrichtung kann man aus einem
derartigen Spaltbild die spektrale Intensitätsverteilung der
Nebel-Emissionslinien auf dem Hintergrund des Zentralsternes
erhalten (beachte die Aufspaltung der Emissionslinien -- Erklärung!).
Darüberhinaus ist die vertikale Ausdehnung ein Maß für den Winkeldurchmesser der leuchtenden Fläche bei der entsprechenden Frequenz.
Teil des Versuches wird es sein, sowohl die Winkeldurchmesser
(1`` 
1.82 pix) als auch die
frequenzintegrierten
relativen Intensitäten 
der Emissionslinien von H
und HeII
zu bestimmen. Um das ,,seeing``
mit zu berücksichtigen werden au die Halbwertsbreiten dieser
Emissionslinien und des Sternscheibchens senkrecht zur
Dispersionsrichtung benötigt. (Verständnisfrage: wie sind
etwaige Unterschiede in den Winkeldurchmessern der Linien zu erklären?)
Neben dem Spaltbild steht für NGC 6210 auch ein ``high dispersion
spectrum`` von H
zur Verfügung. Die Apertur für diese Messung
war so klein gehalten, daß praktisch nur der Zentralstern beobachtet
wurde. In diesem Spektrum sind (neben den geschwächten
Nebelemissionsinien) die photosphärischen Absorptionsflügel
deutlich erkennbar. Diese Absorptionsflügel werden durch den
Verbreiterungsmechanismus des (linearen) Stark-Effektes
gebildet. Ihre Struktur ist deshalb vorwiegend von der Dichte
in der Photosphäre des Zentralsternes abhängig und damit von der
Schwerebeschleunigung (s.Abb.4). Durch einen einfachen Vergleich mit
theoretischen Linienprofilen, die für verschiedene
und 
bereitstehen, kann also die Schwerebeschleunigung
ermittelt werden. Dies ist ebenfalls Teil der praktischen Durchführung.
