Fraunhoferlinie
Die Fraunhoferlinien sind dunkle Linien im Spektrum der Sonne. Solche Linien entstehen dadurch, dass Gase in der Photosphäre - der sichtbaren Sonnenoberfläche - einen Teil des Sonnenlichts absorbieren. Es handelt sich also um Absorptionslinien. Die Linien sind jedoch nicht absolut dunkel, sondern in Abhängigkeit von der chemischen Zusammensetzung des absorbierenden Gasgemisches in ihrer Intensität reduziert. Somit lassen die Fraunhoferlinien Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und die Temperatur der Photosphäre zu.
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, 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.[1] Die weniger stark ausgeprägten Linien erhielten andere Buchstaben.
Später entdeckten Gustav Robert Kirchhoff und Robert Bunsen, dass jedes chemische Element mit einer spezifischen Anzahl von Spektrallinien assoziiert war. Sie schlussfolgerten hieraus deduktiv, 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.
Die wichtigsten Fraunhoferlinien im Überblick
Die markantesten Fraunhoferlinien sind zusammen mit den zugehörigen Elementen in folgender Tabelle verzeichnet.
| 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 | He | 587,565 | H | Ca+ | 396,847 |
| E2 | Fe | 527,039 | K | Ca+ | 393,368 |
| b1 | Mg | 518,362 | L | Fe | 382,044 |
| b2 | Mg | 517,270 | N | Fe | 358,121 |
| b3 | Fe | 516,891 | P | Ti+ | 336,112 |
| b4 | Fe | 516,751 | T | Fe | 302,108 |
| b4 | Mg | 516,733 | t | Ni | 299,444 |
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 tellurischen Ursprungs, das heißt, sie entstehen durch Absorption in der Erdatmosphäre.
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.
Siehe auch
- Sonnenstrahlung
- Abbesche Zahl (Standard-Wellenlängen mit Referenzangabe)
Quellenangaben
- ↑ Francis A. Jenkins, Harvey E. White: "Fundamentals of Optics"; 4th edition, McGraw-Hill, 1981, ISBN 0072561912, p 18.
