Fraunhoferlinie

Die Fraunhoferlinien oder Fraunhofer'schen Linien sind Absorptionslinien im Spektrum der Sonne. Sie entstehen durch Resonanzabsorption der Gase in der Sonnen-Photosphäre. Die Fraunhoferlinien erlauben Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und von Sternen.

Die wichtigsten Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums
Die wichtigsten Fraunhoferlinien im Überblick
Symbol Element Wellenlänge in nm Symbol Element Wellenlänge in nm
y O2 898,765 c Fe 495,761
Z O2 822,696 F H β 486,134
A O2 759,370 d Fe 466,814
B O2 686,719 e Fe 438,355
C H α 656,281 G' H γ 434,047
a O2 627,661 G Fe 430,790
D1 Na 589,594 G Ca 430,774
D2 Na 588,997 h H δ 410,175
D3 oder d He 587,562 H Ca+ 396,847
e Hg 546,073 K Ca+ 393,368
E2 Fe 527,039 L Fe 382,044
b1 Mg 518,362 N Fe 358,121
b2 Mg 517,270 P Ti+ 336,112
b3 Fe 516,891 T Fe 302,108
b4 Fe 516,751 t Ni 299,444
b4 Mg 516,733

Entdeckung

Der englische Chemiker William Hyde Wollaston war 1802 der erste Beobachter von dunklen Linien im Sonnenspektrum. Diese wurden jedoch unabhängig von ihm 1814 vom Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer neuentdeckt[1], welcher sie daraufhin systematisch studierte und durch sorgfältige Messungen deren Wellenlängen bestimmte. Insgesamt verzeichnete er über 570 Linien, wobei er die markanten unter ihnen mit den Buchstaben A bis K versah.[2] Die weniger stark ausgeprägten Linien erhielten andere Buchstaben.

Später entdeckten Gustav Robert Kirchhoff und Robert Bunsen, dass jedes chemische Element mit einer spezifischen Anzahl und Anordnung von Spektrallinien assoziiert war. Sie schlossen hieraus, dass die von Wollaston und Fraunhofer beobachteten Linien den Absorptionseigenschaften dieser Elemente in den oberen Schichten der Sonne geschuldet waren und diese daher auch in der Photosphäre vorliegen mussten. Einige der Linien werden jedoch auch durch den Sauerstoff der Erdatmosphäre hervorgerufen.

Anwendung

Echellegitter-Spektrum der Sonne mit Fraunhoferlinien

Aufgrund ihrer exakt definierten Wellenlängen werden die Fraunhoferlinien oft zur Bestimmung der Brechzahl und der Dispersion (Abbesche Zahl) von optischen Materialien genutzt.

Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der Boltzmannverteilung die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die Balmerlinien im Spektrum der Sonne als Fraunhoferlinien zu beobachten, so muss die Temperatur so hoch sein, dass bei einem Teil der Wasserstoffatome der erste angeregte Zustand (n = 2) besetzt ist. Beispielsweise ist bei der Sonne mit 6000 K Oberflächentemperatur jedes 108te Wasserstoffatom im ersten angeregten Zustand.

Die Furchen im Strahlungsspektrum der terrestrischen Sonnenstrahlung entsprechen den Fraunhoferlinien.

Sonstiges

Die Fraunhofer C-, F-, G'-, und h-Linien stimmen mit den alpha-, beta-, gamma- und delta-Linien der Balmer-Serie eines Wasserstoffatoms überein.

Die Linien A, B, a, Y und Z sind nicht solaren, sondern terrestrischen Ursprungs, das heißt: Sie entstehen durch Absorption in der Erdatmosphäre.

Einzelnachweise

  1.  Joseph Fraunhofer: Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre. In: Annalen der Physik. 56, Nr. 7, 1817, S. 264–313, doi:10.1002/andp.18170560706.
  2. Francis A. Jenkins, Harvey E. White: Fundamentals of Optics. 4. Ausgabe. McGraw-Hill, 1981, ISBN 0-07-256191-2, S. 18.

Weblinks

 Commons: Fraunhoferlinie – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

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