Fraunhoferlinjene

Fraunhoferlinien sind dunkle Absorptionslinien im Sonnenspektrum, die Joseph von Fraunhofer um 1814–1815 systematisch beobachtete und katalogisierte. Wenn Sonnenlicht durch einen Spektrographen zerlegt wird, treten an bestimmten Wellenlängen dunkle Linien auf, die das Spektrum durchziehen. Diese Linien bilden das charakteristische Muster des sichtbaren Sonnenlichts und dienen als Referenz in der Spektroskopie.

Die Linien entstehen durch Absorption von Photonen in der Sonnenatmosphäre durch Atom- und Ionenübergänge; einige Linien resultieren auch aus der Erdatmosphäre (tellurische Linien). Jedes Element besitzt charakteristische Übergänge, wodurch sich eine Vielzahl einzelner Linien im Spektrum erklärt. Fraunhofer katalogisierte viele der auffälligsten Linien und kennzeichnete sie später oft mit Buchstaben, zum Beispiel die D-Linien des Natriums um 589 nm oder die H- und K-Linien des Calcium II bei ca. 396,8 nm bzw. 393,4 nm.

Bedeutung: Die Fraunhoferlinien waren entscheidend für die Entwicklung der Spektroskopie, die Identifizierung chemischer Elemente in der Sonne und anderer Sterne sowie für die Grundlagen der Quantenphysik. Sie ermöglichen die Bestimmung chemischer Zusammensetzung, Temperaturverhältnisse und Bewegungen von Himmelsobjekten, etwa durch Doppler-Verschiebungen.

Heutige Nutzung: In der Astronomie bezeichnet der Begriff Fraunhoferlinien allgemein Absorptionslinien in Sonnen- oder Sternspektren. Sie werden in Spektral-Atlasen erfasst und klassifiziert; zwischen solarischen Fraunhoferlinien, tellurischen Linien und anderen Absorptionsmerkmalen wird unterschieden. Wellenlängenangaben verwenden üblicherweise Luft- bzw. Vakuumskalen, je nach Kontext.