Břity štěrbiny, kterou paprsek prochází, se nastaví na takovou šířku, aby obraz štěrbiny na spektrogramu odpovídal rozlišovací schopnosti detektoru. Užší štěrbina rozlišení nezlepší, ale sníží účinnost spektrografu, protože se zužováním štěrbiny klesá množství světla hvězdy, které se dostane do spektrografu.
V mřížkovém spektrografu platí pro obraz štěrbiny vztah:
.
Mezi vlnovou délkou paprsku a úhly dopadu a ohybu
platí vztah 
, kde m je
řád spektra, je vlnová délka světla a d
je vzdálenost mezi vrypy na mřížce (označíme-li počet
vrypů na milimetr jako mřížkovou konstantu a,
bude d=1/a)
 |
| Vysvětlení veličin na příkladu ondřejovského coudé spektrografu. |
Jako příklad uvedeme, jak se zobrazí štěrbina, použijeme-li kameru o ohniskové dálce f'=700 mm. V ondřejovském coudé spektrografu svírá osa 700 mm kamery se směrem paprsků na mřížku úhel 28o. Nastavíme-li mřížku tak, aby její normála svírala se směrem dopadajícího paprsku úhel 30o36'=30.6o, pak úhel mezi osou kamery a normálou mřížky bude 2.6o. Použije-li se štěrbina široká 200mikrometrů, její obraz bude široký 26mikrometrů. Ze vztahu pro vlnové délky vyplývá, že uvedené hodnoty platí pro světlo o vlnové délce 667,3 nanometrů a první řád m=1.
Optická osa kamery o ohniskové dálce f'=1400 mm svírá se směrem dopadajících paprsků úhel 48o. Nastaví-li se mřížka tak, aby byla souosá s kamerou, bude . Pak obraz štěrbiny široké 110 mikrometrů bude široký 21mikrometrů. Tyto hodnoty platí pro vlnovou délku 894.5 nanometrů v prvním řádu m=1 nebo 447.3 nanometrů ve druhém řádu m=2.
Uvedené šířky štěrbin 110 a 200 mikrometrů jsou menší
než je obvyklý průměr kotoučku hvězdy, rozmytý
atmosférickým neklidem. Ztráty světla na štěrbině by
tedy příliš snížily účinnost spektrografu. Ke zvýšení
účinnosti musíme buď zkrátit ohniskovou dálku kamery
nebo prodloužit ohniskovou dálku kolimátoru. Kamera
s krátkou ohniskovou dálkou však má nižší disperzi a
navíc je její ohnisková plocha silně klenutá, takže
se musí používat čočky pro vyrovnání ohniskové plochy
do roviny. Druhou zmíněnou možností je prodloužit
ohniskovou dálku kolimátoru. Ten ale musí být zaostřený
na štěrbinu a musí mít stejnou světelnost jako dalekohledu,
tj. musí zachovávat poměr
(kde D je průměr dalekohledu, F je jeho ohnisková dálka, dk je průměr kolimátoru), aby z kolimátoru na mřížku vycházel rovnoběžný svazek. S rostoucí ohniskovou dálkou kolimátoru tak roste i jeho průměr, zvětšuje se šířka svazku dopadajícího na mřížku a tedy musí růst i rozměr mřížky a zrcadla kamery. Jejich cena však samozřejmě roste s velikostí. Je proto třeba hledat kompromis mezi rozlišovací schopností, ohniskovou dálkou kolimátoru a kamery a velikostí mřížky.
Příklad: V ondřejovském coudé spektrografu má svazek vystupující z kolimátoru šířku 144 mm. Dopadá na mřížku o velikosti 15 x 21 cm, výrobek firmy Bausch & Lomb. Mřížka má 830.77 vrypů na milimetr a rozkládá světlo podobně jako CD, když na ně necháme dopadat sluneční paprsky. Používá se v prvním nebo druhém řádu. Rozložený svazek paprsků pak Schmidtova kamera zobrazuje na záznamové médium.
| Schmidtova kamera | Optimální šířka štěrbiny |
| f' = 1400 mm | 110 mikrometrů |
| f' = 700 mm | 200 mikrometrů |
| f' = 350 mm | 450 mikrometrů |
Jednořádový spektrograf (jakým je například dnešní coudé spektrograf v Ondřejově se Schmidtovou komorou f=700mm) zobrazuje jeden řád spektra v rozlišení, které je dané konstrukcí spektrografu. Optikové se pak snaží zobrazovat spektrum na co největší CCD čip, aby zobrazili co největší interval vlnových délek.
Ešelet pracuje z principu jinak. Optický systém rozloží světlo do velkého množství krátkých řádů, ale každý řád zachycuje trochu jiné vlnové délky. Poskládáním jednotlivých řádů lze získat velký rozsah vlnových délek při velkém rozlišení.
Skládání řádů "za sebe" je zpravidla řešeno tak, že se vlnové délky částečně překrývají. Stručně řečeno, "jeden spektrální řád začne dřív, než druhý skončí". U ondřejovského ešeletu se řády překrývají v modré oblasti. Původně byl ondřejovský ešelet modelován pro větší CCD čip, takže se překryvy v červené oblasti dostaly mimo rozsah čipu.
Přitom platí, že se mění disperze jednotlivých řádů - klesá od modré do červené oblasti. Například rozsah jednoho řádu ondřejovského ešeletu v modré oblasti kolem 4300 angstromů je 72 angstromů (4302-4374 angstromů), zatímco rozsah červeného řádu kolem 7900 angstromů je 131 angstromů (7838-7969A). Rozsah v pixelech je pochopitelně u všech řádů stejný a je dán šířkou CCD čipu, v Ondřejově to je 2048 pixelů.
 |
| Echellogram ondřejovského spektrografu |
 |
| Překrývání řádů v ondřejovském ešeletovém spektrografu je zobrazeno na srovnávacím spektru thorium/argonové výbojky. Každý obrazec, který se opakuje, je posunut o jeden řád nahoru, a je zdůrazněn individuální barvou. Deformace obrazců je dána změnou disperze mezi řády. |
Důležitou vlastností každého řádu a každého ešelogramu, je blaze. Je to vlastně průběh intenzity podél vlnových délek v jednom řádu. Řád je nejintenzivnější zhruba ve středu, směrem ke krajům intenzita signálu klesá. Přesný průběh se mění řád od řádu, v závislosti na použitém optickém systému (např. na závislosti indexu lomu hranolu na vlnové délce).
 |
| Blaze na echellogramu ondřejovského spektrografu. Řády, které jsou vykresleny, jsou očíslovány podle relativního čísla řádu. Číslo fakticky udává, kolikátý identifikovaný řád - počítáno od krátkovlnné oblasti - je zobrazen. Není to absolutní číslo řádu. Řády mají velmi rozdílnou intenzitu, pro účely obrázku byly vertikálně přeškálovány na stejnou hodnotu. |
Konstrukčně je ešeletový spektrograf postaven tak, že má dva disperzní prvky. To je velký rozdíl proti jednořádovému spektrografu. Jednořádový spektrograf má (řekněme) mřížku, která rozloží světlo do spektra, které se pak zobrazí nějakou kamerou na záznamové médium, ať už fotografickou desku nebo CCD čip. Ešelet však na prvním disperzním elementu zobrazí výše zmíněné velké množství řádů. Ty však jsou zobrazeny jeden přes druhý. Teprve druhý disperzní element je zobrazí "jeden nad druhý", takže je možné s nimi dále pracovat.
Opticky vzato, tyto dva disperzní prvky pracují kolmo jeden nad druhým. Konstrukčně to může být řešeno rozmanitě, ešeletový spektrograf mívá složitou prostorovou konstrukci. Avšak představíme-li si celý systém v jediné optické ose, pak první a druhý disperzní element budou pracovat kolmo na sebe. Kupříkladu jsou-li oběma disperzními prvky mřížky, pak jedna z nich bude mít vrypy svisle a druhá vodorovně.
Jako druhý disperzní element se používají jak hranoly, tak i mřížky, v poslední době též grizmy (viz. závěr této kapitoly). Oba hlavní elementy, hranoly i mřížky, mají své výhody i nevýhody.
hranol je levnější, ale zobrazí spektrální řády "prohnuté", z důvodu proměnnosti indexu lomu podle vlnové délky. mřížka je výrazně dražší, ale zobrazí spektrální řády přímé. Při zpracování se pak mnohem snáze trasuje průběh řádu a jsou též mnohem menší řizika deformace tvaru spektrálních čar.
V letech 2000 až 2003 byl v Ondřejově zapůjčen vláknem napájený spektrograf HEROS, zapůjčený z univerzity v Heidelbergu. Ten měl dvě mřížky. Naopak ondřejovský ešeletový spektrograf má z finančních důvodů mřížku a hranol. Jak se to projevuje na ešelogramu ukazuje následující srovnání:
 |
| Ešelogram červené kamery HEROSu. Zobrazen celý ešelogram. |
 |
| Ešelogram z ondřejovského ešeletového spektrografu. OES (ondřejovský ešeletový spektrograf) má hranol jako druhý disperzní element, a tedy je vidět, že jsou spektrální řády prohnuté. Zachycena je jen část ešelogramu, zhruba uprostřed čipu. |
Při použití ešeletového spektrografu musíme mít na paměti i některá omezení, která z jeho optického designu vyplývají.
Hlavní omezení vyplývají z krátkých spektrálních řádů. Je třeba si uvědomit, že některé spektrální čáry jsou široké. Typickým příkladem jsou vodíkové čáry horkých hvězd. Podle konstrukce spektrografu se tak snadno stane, že čára je široká jako samotný spektrální řád, ne-li širší. Při pohledu na spektrum to však vůbec nemusí být vůbec na první pohled patrné. Avšak to, co se jeví jako spektrální čára, může být ve skutečnosti jenom její jádro, zatímco křídla nelze odlišit od kontinua. Jinak řečeno, to co považujeme za kontinuum, jsou ve skutečnosti křídla čáry.
V takovém případě je potřebné velice pečlivě sešívat spektrální řády. Připomínáme, že na ešelogramu se zobrazuje mnoho spektrálních řádů, každý z nich je modulován blaze funkcí (viz. obrázek výše). Na ešelogramu se přes čip prokládá funkce vyššího řádu, která "obaluje" spektrální řády modulované blaze funkcemi. Přitom ten spektrální řád, ve kterém je široká čára, se nebere v úvahu, a fituje se pomocí těch řádů, které nejsou deformovány širokými čárami.
Následující obrázky ukazují, jak vypadá spektrální řád deformovaný širokou spektrální čárou. Jako příklad jsme zvolili známou testovací hvězdu Benetnasch (eta UMa), spektrálního typu B2V jako příklad horké hvězdy, a tau Boo spektrálního typu F7IV jako příklad chladnější hvězdy (s více čarami).
 |
 |
| Oblast čáry Hgama | |
 |
 |
| Oblast čáry Hbeta | |
 |
 |
| Červená oblast 6413-6520 angstromů. | |
 |
 |
| Oblast čáry Halfa | |
 |
 |
| Červená obast 6655-6767 angstromů. | |
O tom, jak se astronom nesmí na tyto blaze funkce krátkých řádů spolehnout, svědčí následující srovnání.
Podívejme se na spektrum hvězdy tau Boo, tak, jak byla pořízena jednořádovým spektrografem, který zobrazuje velký rozsah vlnových délek na jednom spektru. Tím můžeme na tomto spektru vidět kontinuum, a podívat se, jaký je rozsah čáry: kde začínají a kde končí křídla čáry. Pak si tuto čáry zobrazme na ešeletovém spektru. Je vidět, že odhadnout na ešeletovém spektru, kde začíná a kde končí čára, tj. jaký je její skutečný rozsah, je při zobrazení jednoho řádu nemožné. Je skutečně třeba složitějších metod k stanovení kontinua.
Jaké jsou důsledky takového "zdání" zjistíme nejlépe, pokud provedeme rektifikaci a určíme ekvivalentní šířku čáry Halfa tak, jak ji vidíme na jednom či druhém spektrografu.
 |
 |
| Spektrum tau Boo na jednořádovém spektrografu. Rozsah čáry Halfa vyznačen červeně. | Spektrum tau Boo na ešeletovém spektrografu. Řád s čárou Halfa. Červeně vyznačena stejná oblast jako na předchozím obrázku, čára zasahuje ještě o 15angstromů do předchozího řádu. Je také vidět, že v červené oblasti spektra se jednotlivé řády v ondřejovském ešeletu nepřekrývají. |
 |
 |
| Rektifikované spektrum hvězdy tau Boo. Černě - spektrum z jednořádového spektrografu, červeně - řád z ešeletového spektrografu s čárou Halfa rektifikovaný podle domnělého průběhu kontinua. | Detail téhož. |
Jak je vidět, je kontinuum určené na ešeletovém řádu zcela špatně. Jinak řečeno, na ešeletovém spektrografu bychom snadno za spektrální čáru považovali to, co je ve skutečnosti jen její jádro. Tomu odpovídá i chyba v určení ekvivalentní šířky čáry. Zatímco správná hodnota určená na jednořádovém spektrografu je 9.4, na ešeletu je hodnota 4.0, což je evidentně špatně.
V zásadě to znamená, že ešeletové spektrografy znamenají mimořádně užitečný nástroj, pokud si astronom je dobře vědom všech omezení. Ešeletové spektrografy jsou například vhodné k přesnému měření radiálních rychlostí (jádro čáry je vždy zobrazeno dobře) nebo ke studiu profilů úzkých spektrálních čar. Jsou tedy ešelety vhodné ke studiu profilů čar chladných hvězd (ty mají úzké čáry). V případě, že se astronom zajímá o horké hvězdy, jsou ešelety vhodné ke studiu čar vyšších atomových čísel (tzv. čar kovů), nikoliv čar vodíku a hélia, které jsou široké. Rovněž tzv. zakázené čáry jsou vždy úzké a tedy vhodné ke studiu s využitím ešeletů.
Pro vytváření spekter se někdy používají tak zvané grizmy. To je technický termín vycházející z anglického označení dvou typů disperzních prvků, které vytvářejí spektra: mřížka (anglicky grating) a hranol (anglicky prism). Je to skleněná destička, jedna strana je dokonale hladká, na druhé jsou vrypy vytvářející mřížku. Světlo však tímto grizmem prochází, zatímco od obyčejné mřížky se odráží.
Výhody: Difrakční mřížka vytváří spektrum jako rozbíhavé svazky. Grizm vytváří také spektrum, ale paprsky jsou téměř paralelní, takže je lze snadno zobrazovat i fokusovat, takže příslušné kamery jsou jednodušší a efektivnější a výsledný obraz spektra na záznamovém médiu je přesnější. To je důležité u přístrojů s velkým rozlišením, které vyžadují přesné zaostření.
 |
| Princip činnosti difrakční mřížky (reflexní pracuje úplně stejně, jenom světelný paprsek odráží) a grizmu (vpravo). |
Příkladem použití grizmů ve spektroskopii je ešeletový coudé spektrograf observatoře v Tautenburgu. Tam mají mřížku jako první disperzní element a tři grizmy (na posuvné liště) jako druhý disperzní element. Každý grizm vytváří vysokodisperzní spektrum v určitém rozsahu vlnových délek, takže postupnou záměnou grizm1->grizm2->grizm3 dostanou vysokodisperzní spektrum od blízké UV do blízké IR oblasti.
Samozřejmě, že z hlediska astrofyzikálního výzkumu je nejvhodnější mít spektrum pořízené v jediné expozici, nikoliv ve třech. U rychle proměnných objektů to může komplikovat výzkum.
Hlavním důvodem tautenburské konstrukce byla snaha mít (mimo disperze) co největší rozestupy mezi jednotlivými spektrálními řády. Pak je totiž snadné mezi řády dohledat a fitovat tzv. rozptýlené světlo, které je téměř vždy přítomno. Jeho odečtením lze přesněji měřit profily spektrálních čar. Je ovšem zřejmé, že při velkých rozestupech mezi řády, se na CCD čip vejde méně řádů - a odtud ta konstrukce se třemi grizmy.