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.