Fraunhoferlinie: Unterschied zwischen den Versionen
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Der englische Chemiker [[William Hyde Wollaston]] war 1802 der erste Beobachter von dunklen Linien im Sonnenspektrum. Diese wurden jedoch unabhängig von ihm 1814 vom [[München]]er [[Optik]]er [[Joseph von Fraunhofer]] neuentdeckt<ref>{{Literatur | Autor=Joseph Fraunhofer | Titel=Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre | Sammelwerk=Annalen der Physik | Band=56 | Nummer=7 | Jahr=1817 | Seiten=264–313 | DOI=10.1002/andp.18170560706}}</ref>, 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.<ref>Francis A. Jenkins, Harvey E. White: ''Fundamentals of Optics.'' 4. Ausgabe. McGraw-Hill, 1981, ISBN 0-07-256191-2, S. 18.</ref> Die weniger stark ausgeprägten Linien erhielten andere Buchstaben. | Der englische Chemiker [[William Hyde Wollaston]] war 1802 der erste Beobachter von dunklen Linien im Sonnenspektrum. Diese wurden jedoch unabhängig von ihm 1814 vom [[München]]er [[Optik]]er [[Joseph von Fraunhofer]] neuentdeckt<ref>{{Literatur | Autor=Joseph Fraunhofer | Titel=Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre | Sammelwerk=Annalen der Physik | Band=56 | Nummer=7 | Jahr=1817 | Seiten=264–313 | DOI=10.1002/andp.18170560706}}</ref>, 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 (von langen hin zu kurzen Wellenlängen; jedoch ohne I und J) versah.<ref>Francis A. Jenkins, Harvey E. White: ''Fundamentals of Optics.'' 4. Ausgabe. McGraw-Hill, 1981, ISBN 0-07-256191-2, S. 18.</ref> Die weniger stark ausgeprägten Linien erhielten andere Buchstaben. | ||
Später entdeckten [[Gustav Robert Kirchhoff]] und [[Robert Bunsen]], dass jedes [[Chemisches Element|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 die Bestandteile der Erdatmosphäre hervorgerufen. | Später entdeckten [[Gustav Robert Kirchhoff]] und [[Robert Bunsen]], dass jedes [[Chemisches Element|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 die Bestandteile der Erdatmosphäre hervorgerufen. | ||
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Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der [[Boltzmannverteilung]] die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die [[Balmer-Serie|Balmerlinien]] im [[Sonnenstrahlung|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 hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten [[Angeregter Zustand|angeregten Zustand]]. | Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der [[Boltzmannverteilung]] die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die [[Balmer-Serie|Balmerlinien]] im [[Sonnenstrahlung|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 hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten [[Angeregter Zustand|angeregten Zustand]]. | ||
Hinweise auf das Element [[Helium]] erhielt man zum ersten Mal aufgrund einer hellen gelben [[Spektrallinie]] bei einer Wellenlänge von 587,49 Nanometern im Spektrum der [[Chromosphäre]] der Sonne. Diese Beobachtung machte der französische Astronom [[Jules Janssen]] in Indien während der totalen Sonnenfinsternis vom 18. August 1868. Als er seine Entdeckung bekannt machte, wollte ihm zunächst niemand glauben, da bislang noch nie ein neues Element im Weltall gefunden wurde, bevor der Nachweis auf der Erde geführt werden konnte. Am 20. Oktober desselben Jahres bestätigte der Engländer [[Joseph Norman Lockyer|Norman Lockyer]], dass die gelbe Linie tatsächlich im Sonnenspektrum vorhanden ist und schloss daraus, dass sie von einem bislang unbekannten Element verursacht wurde.<ref>{{Literatur |Autor=Dietrich Lemke |Titel=Helium Sonnenelement auf dem Urknall Teil 1: Die Entdeckung des Heliums |Hrsg=Prof. Dr. Matthias Bartelmann |Sammelwerk=Sterne und Weltraum |Nummer=1{{!}}2020 |Verlag=Spektrum der Wissenschaft |Ort=Heidelberg |Datum=2020-01 |ISSN=0039-1263 |Seiten=41ff}}</ref> | |||
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Die Fraunhofer C-, F-, G'- und h-Linien stimmen mit den alpha-, beta-, gamma- und delta-Linien der [[Balmer-Serie]] eines Wasserstoffatoms überein. | 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 | Die Linien A, B, a, Y und Z sind nicht solaren, sondern terrestrischen Ursprungs, das heißt, sie entstehen durch Absorption in der [[Erdatmosphäre]]. | ||
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* astronews.com: [https://www.astronews.com/news/artikel/2017/11/1711-028.shtml Der Barcode der Sterne] 29. November 2017 | |||
* Terra X: [https://www.zdf.de/dokumentation/terra-x/lesch-und-co-fraunhofers-spektrallinien-102.html Video] 26. Februar 2020 | |||
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Aktuelle Version vom 30. Oktober 2021, 15:29 Uhr
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 anderer Sternen.
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 (von langen hin zu kurzen Wellenlängen; jedoch ohne I und J) 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 die Bestandteile der Erdatmosphäre hervorgerufen.
| 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 |
Anwendung
Aufgrund ihrer bekannten Wellenlängen werden die Fraunhoferlinien oft zur Bestimmung des Brechungsindex und der Dispersion 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 hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten angeregten Zustand.
Hinweise auf das Element Helium erhielt man zum ersten Mal aufgrund einer hellen gelben Spektrallinie bei einer Wellenlänge von 587,49 Nanometern im Spektrum der Chromosphäre der Sonne. Diese Beobachtung machte der französische Astronom Jules Janssen in Indien während der totalen Sonnenfinsternis vom 18. August 1868. Als er seine Entdeckung bekannt machte, wollte ihm zunächst niemand glauben, da bislang noch nie ein neues Element im Weltall gefunden wurde, bevor der Nachweis auf der Erde geführt werden konnte. Am 20. Oktober desselben Jahres bestätigte der Engländer Norman Lockyer, dass die gelbe Linie tatsächlich im Sonnenspektrum vorhanden ist und schloss daraus, dass sie von einem bislang unbekannten Element verursacht wurde.[3]
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
- ↑ Joseph Fraunhofer: Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre. In: Annalen der Physik. Band 56, Nr. 7, 1817, S. 264–313, doi:10.1002/andp.18170560706.
- ↑ Francis A. Jenkins, Harvey E. White: Fundamentals of Optics. 4. Ausgabe. McGraw-Hill, 1981, ISBN 0-07-256191-2, S. 18.
- ↑ Dietrich Lemke: Helium Sonnenelement auf dem Urknall Teil 1: Die Entdeckung des Heliums. In: Prof. Dr. Matthias Bartelmann (Hrsg.): Sterne und Weltraum. Nr. 1|2020. Spektrum der Wissenschaft, Januar 2020, ISSN 0039-1263, S. 41 ff.
Weblinks
- astronews.com: Der Barcode der Sterne 29. November 2017
- Terra X: Video 26. Februar 2020