Fraunhoferlinie

Die Fraunhoferlinien oder Fraunhoferschen Linien sind im engeren Sinne eine Reihe von mit Buchstaben bezeichneten Absorptionslinien im Spektrum der Sonne. Im allgemeineren Sinn werden diese benannten Absorptionslinien aber auch in anderen Sternen oder sonstigen Objekten, teilweise auch in Form ihrer Emissionslinien als Fraunhoferlinien bezeichnet.

Die ursprünglich von Fraunhofer selbst in nebenstehendem Kupferstich bezeichneten „Linien“ (genauer: markanten Stellen) A...I, a und b sind nicht nur einzelne Spektrallinien der Sonne, sondern teilweise atmosphärische Banden (A, B, a), Doppellinien (D, E, H), zufällig eng beieinanderliegende Mehrfachlinien (b, G) oder nur eine Bezeichnung für die Grenze des sichtbaren Spektrums (I).

Die Linien entstehen überwiegend durch Resonanzabsorption der Gase in der Sonnen-Photosphäre, teilweise aber auch durch Absorption an den Gasen der Erdatmosphäre (sog. „tellurische Linien“).

Die Fraunhoferlinien erlauben Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und anderer Sterne. Ihre Entdeckung markiert den Anfang der Spektralanalyse, die eines der wichtigsten Werkzeuge der Chemie und der Astronomie ist.

1. ↑ Joseph Fraunhofer: Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreuungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre. In: Denkschriften der königlichen Akademie der Wissenschaften zu München für die Jahre 1814 und 1815. Band 05. München 1815, S. 193–226 (zobodat.at [PDF] ; Tab. I und II aufgeklappt). 
   In dem Exemplar bei Google Books dagegen erscheinen Tab. I und II nur zusammengefaltet, sodass Fig. 1 bis 6 im Wesentlichen fehlen (insbesondere Fig. 5 mit den Linien).