Астроспектрограф, спектральний прилад для фотографування спектрів небесних світил. Встановлюється у фокусі телескопа так, щоб дійсне зображення зірки, планети, туманності і тому подібне потрапляло в його щілину. Для здобуття спектру слабкого астрономічного джерела потрібні вельми довгі експозиції (десятки хвилин і годинник), протягом яких об'єкт, що спектрографував, міняє своє положення відносно горизонту; одночасно міняє своє положення і телескоп, направлений на це джерело. Щоб уникнути зсуву зображення з щілини А. конструкція системи телескоп — А. має бути гранично жорсткою. Крім того, сам А. термостатіруєтся, оскільки навіть зміна температури на 0,1°С може викликати зсув спектральної лінії, який приводить до помилки в променевих швидкостях до 5 км/сек.
Дисперсія в зоряних А. зазвичай складає від 100 до 10 і обмежується конструктивними особливостями А., укріплюваних на телескопі. Велика дисперсія досягається в стаціонарному фокусі куде (див. Куде фокус ) : до 1 при спостереженнях яскравих зірок за допомогою 3—5-метрового рефлектора. Для слабких об'єктів застосовують дисперсії від 500 до 2000 , а в спеціальних випадках до 10 000 . Для таких об'єктів користуються сверхсветосильнимі камерами з дуже коротким фокусним відстанню, найчастіше Шмідта телескопами . Для спектрографії гранично слабких об'єктів А. встановлюють в первинному фокусі телескопа і навіть відмовляються від щілини, на обмежуючих щічках якої відбуваються втрати світла.
Різновидами А. є бесщельовиє і небулярниє спектрографи і призматичні камери. У бесщельових спектрографах спектрально-розкладені зображення виходять не лише від об'єкту, що знаходиться на оптичній осі, але і від інших об'єктів. Схожим чином працює призматична камера : камеру, перед об'єктивом якої встановлена призма без живлячої оптики, направляють на досліджувану область піднебіння. У небулярном спектрографі відсутній лінза колімації: щілина, поставлена далеко від призми (дифракційних грат), дозволяє виділити світло від порівняно малої області піднебіння. В разі спектральних спостережень Сонця, що дає величезні світлові потоки, застосовують стаціонарні довгофокусні спектрографи з дисперсією від 0,1 . З успіхом вживають також ешелле, що дозволяють при дуже високих порядках спектру і дзеркальною оптиці фотографувати великі області спектру з високою дисперсією.
Довжини хвиль спектральних ліній в А. визначаються пристосуваннями, що дозволяють вводити в А. світло від лабораторного джерела, спектральне розкладання якого дає спектр порівняння.
Літ.: Мартинов Д. Я., Курс практичної астрофізики, 2 видавництва, М., 1967, гл.(глав) 1 §8.
