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Der Lippert-Astrograph war in den Händen von Prof. Arnold Schwassmann. Um das Instrument als mögliches Spektrographiegerät zu nutzen, wurden 1920/21 Tests mit einem Objektivprisma vor einem der beiden Objektive, dem Petzvalobjektiv, gemacht. Für eine Gegend im Großen Wagen wurde eine Spektraldurchmusterung der auf den Platten sichtbaren Sterne vorgenommen. Schwassmann stand damals mit P.J. van Rhijn vom „Sterrenkundig Laboratorium Kapteyn" in Groningen in enger Verbindung. Dort war von J.C. Kapteyn ein astrometrisches Eichfeldprogramm durchgeführt worden, das zur Strukturuntersuchung der Milchstraße kleine, über den gesamten nördlichen Himmel in regelmäßigen Abständen verteilte Eichflächen untersuchte. Nach den positiven Ergebnissen der Hamburger Objektivprismatests schlug van Rhijn vor, ein Spektraldurchmusterungsprogramm für alle 115 Kapteyn'schen Eichfelder durchzuführen. Und mehr noch, da die abbildbare Feldgröße auf den Photoplatten des Lippert-Astrographen deutlich größer war als die kleinen Eichfelder, schlug er vor, das Untersuchungsgebiet auf 3,5°*3,5° auszudehnen.
Erste Untersuchungen mit dem vorhandenen 9,5° Objektivprisma von Zeiss ergaben, daß bei einer zweistündigen Belichtungszeit eine Grenzgröße von 10,0m erreichbar war. Die Dispersion zwischen den beiden Wasserstofflinien H-Beta und H-Gamma wies 3,74 mm auf.
Die Sternwarte entschloß sich daher ein zweites Prisma zu kaufen, das eine Dispersion von 2,2 mm haben sollte. Dadurch ließe sich dann in 3 bis 4 Stunden die 11. Größe erreichen.
Die Voruntersuchungen hatten ergeben, daß von den vorhandenen Objektiven das Petzvalobjektiv am lichtstärksten war. Es sollte daher mit dem neuen Objektivprisma II gekoppelt werden. Am Triplet K oder L am Parallelrohr sollte das alte Prisma I verwendet werden. Von jedem Feld sollte zusätzlich eine 10-minütige Kurzaufnahme ohne Prisma zur Identifikation gewonnen werden. Schon bald nach Beginn des Programms 1923 wurden ferner halbstündige Spektralaufnahmen des Feldes gemacht, weil helle Sterne bei den langen Belichtungen eine zu starke Sättigung auf den Platten erzeugten.
1925 wurde mit dem Ausmessen der ersten Platten begonnen. Auf dem Stereokomparator, den die Sternwarte aus Mitteln der Notgemeinschaft bei Zeiss gekauft hatte, konnten beide Platten parallel montiert und betrachtet werden, links die Direktaufnahme, rechts die Spektralplatte. Der Meßingenieur konnte damit beide Platten in den Betrachtungsokularen zur Deckung bringen. Es war eine deutliche Verbesserung gegenüber der mühsamen Queridentifikation zu früheren Zeiten. Bei der Vermessung stellte sich nun auch heraus, daß bei einem Großteil der Platten die erwartete Grenzgröße deutlich überschritten war und im Mittel zwischen der 12. und 13. Größe lag. Einige Platten hatten eine Grenzgröße von 13,5m. Pro Platte ließen sich nun zwischen 350 und 1000 Sterne klassifizieren.
1925 kam die Idee auf, während der langen Spektralbelichtung am Zwillingsrohr des Doppelastrographen parallel eine „tiefe" Direktaufnahme zu machen. Dieses Feld war zwar um 9,5° (durch den Ablenkungswinkel des Prismas der Spektralaufnahme) versetzt, doch gestattete dies die Möglichkeit einer Art von Milchstraßendurchmusterung, wie sie bisher noch nicht vorgenommen worden war. Das Resultat lag in einer sofort einsetzenden Flut von Kometen und Kleinplanetenentdeckungen. Schwassmann und Arno Wachmann, der seit 1927 mit Schwaßmann arbeitete, wurden in dieser Zeit die Entdecker von 4 Kometen.
Doch nicht nur Kometen und Kleinplaneten gehörten zu den Entdeckungen. Auch eine Anzahl interessanter variabler Sterne wurde aufgefunden und am 18. November 1927 gelang die Entdeckung der Nova XX Tauri. Diese Novaentdeckung war vor allem auch deswegen interessant, weil Schwassmann und Wachmann schon zu einem sehr frühen Zeitpunkt der Ausbruchsphase Spektren gewinnen konnten. 10 Spektralaufnahmen konnten noch bis zum 17. Dezember 1927 gemacht werden, dann sank die Helligkeit der Nova unter die Nachweisgrenze des Lipperts, doch konnten bis zum April 1928 noch weitere 27 Direktaufnahmen geschossen werden. Dies war ein schönes Nebenergebnis des Lippert-Programms.
Nova 67.1939 Monocerotis, gefunden von A. Wachmann.
Spektralaufnahme
am 5. Januar 1940 mit dem Lippert-Astrograph (Hamburger Sternwarte)
1929 wurde in der Sternwarte endgültig entschieden, die Spektraldurchmusterung bis zur Grenzgröße 12,5m auszudehnen. Diese Entscheidung hatte allerdings zur Folge, daß einige Platten aus der Anfangszeit des Programms, die diese Kriterien nicht erfüllten, wiederholt werden mußten. Dies war keine allzu große Beeinträchtigung, denn ohnehin mußten einige Platten nachbeobachtet werden weil sie den Anforderungen nicht genügten. Die Wiederholungsbelichtungen wurden nun teilweise bis auf 5 Stunden Belichtungszeit ausgedehnt. Es muß deshalb ganz besonders die Leistung der damaligen Astronomen hervorgehoben werden. 5 Stunden ununterbrochen am Leitrohr, auf einer Leiter sitzend oder stehend, frierend wenn die Kälte der Nacht bei der bewegungslosen Tätigkeit langsam auch die wärmsten Kleidungsstücke unterwandert, dabei unablässig durch das Leitrohr ein schwaches Fadenkreuz fixierend. Im Zentrum des Kreuzes sitzt ein funzeliges, manchmal nur erahnbares schwaches Bild eines Sterns, des Leitsters. Eine kleine Unaufmerksamkeit und die ganze Aufnahme ist verloren. Und dies alles fünf nicht endenwollende langweilige Stunden lang!
1930 fehlten nur noch 7 Felder, doch die machten erhebliche Probleme weil sie nur in den Sommermonaten beobachtet werden konnten. Dort waren aber die Nächte so kurz, daß gerade eine Aufnahme geschafft werden konnte - unter der Voraussetzung, daß die Nacht fünf Stunden lang klar blieb. In Hamburg keine einfach zu erfüllende Voraussetzung. So zogen sich die Beobachtungen bis 1933 hin. 10 Jahre waren nun schon seit der ersten Belichtung verflossen. Insgesamt betrug die Gesamtzahl der durchmusterten Sterne nun 160.000.
Es wurde deshalb eifrig mit der endgültigen Auswertung und der Erstellung der Druckvorlagen begonnen. Da der Katalog auch Helligkeitsangaben zu den Sternen enthalten sollte, wurde in zwei Etappen vorgegangen. In Bergedorf wurden die Größenklassen der Sterne per Auge geschätzt (Graffs Verfahren) und in Groningen wurden die dort erreichbaren Sterne mit einem „Thermophotometer" vermessen. Mit Hilfe dieser Meßdaten konnten die Bergedorfer Schätzdaten kalibriert werden, sodaß die Helligkeiten der schwächeren Sterne aus der Schätzkurve abgelesen werden konnten.
Am 30. Juni 1934 ging Schwassmann in Rente; die Arbeiten am Lippert-Astrograph wurde nun von Wachmann alleine weitergeführt. Schwassmann konnte und wollte sich von seinem Katalog nicht trennen und blieb bis 1958, bis ins hohe Alter freiwilliger Mitarbeiter der Sternwarte. Die Veröffentlichung seiner „Bergedorfer Spektraldurchmusterung" ließ er sich nicht so einfach aus der Hand nehmen. Nach wie vor unter seiner Leitung konnte so der erste Band 1935 in den Druck gehen.
Doch in Groningen stellten sich die Probleme bei der Photometrie der hellen Sterne als größer heraus, als ursprünglich angenommen wurde und es verzögerte sich der zweite der geplanten 5 Bände schon bis 1938. Die Veröffentlichung der übrigen drei Bände wurde wie so vieles durch den Krieg völlig blockiert. Erst nach dem Krieg kamen sie heraus. Der fünfte und letzte Band erschien 1953.
Dieser Katalog war besonders für das beginnende Verständnis der Physik eines Sternes von großer Bedeutung. Zustandsdiagramme, wie das „Hertzsprung-Russel Diagramm", brachten mit Hilfe solcher systematischer Arbeiten entscheidende Erkenntnisse über den Aufbau und die Entwicklung von Sternen.
Die erfolgreiche Arbeit am Lippert-Astrographen mit seinen Objektivprismen wurde von Wachmann nach 1933 in einem Ergänzungsprogramm weitergeführt. Er führte die Spektralklassifikation in einigen ausgesuchten Milchstraßenfeldern fort, wo besonders aufschlußreiche Sternpopulationen zu erwarten waren. Nachdem damit erst 1937 umfassend begonnen wurde, konnte schon zwei Jahre später der erste Band für drei Milchstraßenfelder herausgegeben werden. Ein Russel-Diagramm, das dieser Veröffentlichung beigefügt war, zeigte klar die Trennung der Sterne in Hauptreihensterne und Riesensterne.
Das Gebiet des Cirrusnebels aus diesem Band war auf Vorschlag Baades in die Untersuchung aufgenommen worden, da die Natur dieses diffusen Nebels nicht recht in die damaligen Klassifikationsstrukturen paßte. Klar war lediglich, daß es sich um einen galaktischen Nebel unser eigenen Milchstraße handelte. Die Ursache des Leuchtens war jedoch nicht zu erkennen und es gab weit und breit keine hellen heißen Sterne, die als Anreger des Leuchtens in Frage kämen. Hubble hatte 1922 nach Sternen späten Typs von B bis M gesucht, nun wollte Baade bei den frühen Typen O und B suchen, doch auch hier fand sich kein heller Stern.
Heute ist der Grund des Nichtentdeckens klar, denn der Cirrusnebel ist der Rest einer Supernovaexplosion, die vor etwa 70.000 Jahren stattfand. Nachdem alle nuklearen Ressourcen des Sterns verbraucht waren hatte er in einer gigantischen Explosion seine äußeren Gasschichten abgestoßen. Diese driften nun langsam auseinander und vermischen sich mit der interstellaren Materie der Milchstraße.
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