Fraunhoferlinie: Unterschied zwischen den Versionen

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Die '''Fraunhoferlinien''' oder '''Fraunhofer'schen Linien''' sind [[Wikipedia:Absorptionslinie|Absorptionslinie]]n im [[Spektrum]] der [[Sonne]]. Sie entstehen durch [[Wikipedia:Resonanzabsorption|Resonanzabsorption]] der Gase in der [[Wikipedia:Photosphäre|Photosphäre]]. Die Fraunhoferlinien erlauben durch [[Spektralanalyse]] Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und von Sternen.
[[file:Fraunhofer lines DE.svg|thumb|upright=2|Die wichtigsten Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums]]


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Die '''Fraunhoferlinien''' oder '''Fraunhofer'schen Linien''' sind [[Absorptionslinie|Absorptionslinien]] im [[Spektrum]] der [[Sonne]]. Sie entstehen durch [[Wikipedia:Resonanzabsorption|Resonanzabsorption]] der Gase in der [[Wikipedia:Photosphäre|Photosphäre]]. Die Fraunhoferlinien erlauben durch [[Spektralanalyse]] Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und von Sternen.
 
„''Die Entdeckung der Spektralanalyse, wodurch die materielle Konstitution des Kosmos an den Tag kam''“, war laut [[Rudolf Steiner]] eine der Vorbedingungen dafür „''gewisse rosenkreuzerische Prinzipien''“, die bis dahin streng geheim gehalten wurden, öffentlich bekanntzumachen. {{GZ||262|23}}
 
== Entdeckung ==
[[File:FraunhoferLinesDiagram.jpg|thumb|[[Wikipedia:Echellegitter|Echellegitter]]-Spektrum der Sonne mit Fraunhoferlinien]]
[[File:FraunhoferLinesDiagram.jpg|thumb|[[Wikipedia:Echellegitter|Echellegitter]]-Spektrum der Sonne mit Fraunhoferlinien]]
[[File:Sonne Strahlungsintensitaet.svg|thumb|Die Furchen im Strahlungsspektrum der terrestrischen Sonnenstrahlung entsprechen den Fraunhoferlinien.]]
[[File:Sonne Strahlungsintensitaet.svg|thumb|Die Furchen im Strahlungsspektrum der terrestrischen Sonnenstrahlung entsprechen den Fraunhoferlinien.]]
== Entdeckung ==
Der englische Chemiker [[Wikipedia:William Hyde Wollaston|William Hyde Wollaston]] war 1802 der erste Beobachter von dunklen Linien im Sonnenspektrum. Diese wurden jedoch unabhängig von ihm 1814 vom [[Wikipedia:München|München]]er [[Optik]]er [[Wikipedia:Joseph von Fraunhofer|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 [[Wikipedia:William Hyde Wollaston|William Hyde Wollaston]] war 1802 der erste Beobachter von dunklen Linien im Sonnenspektrum. Diese wurden jedoch unabhängig von ihm 1814 vom [[Wikipedia:München|München]]er [[Optik]]er [[Wikipedia:Joseph von Fraunhofer|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.


Später entdeckten [[Wikipedia:Gustav Robert Kirchhoff|Gustav Robert Kirchhoff]] und [[Wikipedia:Robert Bunsen|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 [[Wikipedia:Photosphäre|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 [[Wikipedia:Photosphäre|Photosphäre]] vorliegen mussten. Einige der Linien werden jedoch auch durch die Bestandteile der Erdatmosphäre hervorgerufen.


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== Anwendung ==
== Anwendung ==
Aufgrund ihrer bekannten Wellenlängen werden die Fraunhoferlinien oft zur Bestimmung des [[Wikipedia:Brechungsindex|Brechungsindex]] und der [[Wikipedia:Dispersion (Physik)|Dispersion]] von optischen Materialien genutzt.
[[Datei:Fraunhofer Spektrum Medium.jpg|mini|upright=2|Fraunhofers Original-Spektrum mit Fraunhoferlinien]]
Aufgrund ihrer bekannten Wellenlängen werden die Fraunhoferlinien oft zur Bestimmung des [[Brechungsindex]] und der [[Dispersion (Physik)|Dispersion]] von optischen Materialien genutzt.


Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der [[Wikipedia:Boltzmannverteilung|Boltzmannverteilung]] die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die [[Wikipedia:Balmer-Serie|Balmerlinien]] im [[Wikipedia: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&nbsp;=&nbsp;2) besetzt ist. Beispielsweise ist bei der Sonne mit 6000&nbsp;K Oberflächentemperatur jedes hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten [[Wikipedia: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 [[Wikipedia: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&nbsp;=&nbsp;2) besetzt ist. Beispielsweise ist bei der Sonne mit 6000&nbsp;K Oberflächentemperatur jedes hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten [[Angeregter Zustand|angeregten Zustand]].


Die ersten Hinweise auf das chemische Element [[Helium]] waren 1868 seine Absorptionslinien im Spektrum des Sonnenlichts. In der Astronomie werden Fraunhoferlinien genutzt, um die Zusammensetzung von Sternen zu bestimmen.
Die ersten Hinweise auf das chemische Element [[Helium]] waren 1868 seine Absorptionslinien im Spektrum des Sonnenlichts. In der Astronomie werden Fraunhoferlinien genutzt, um die Zusammensetzung von Sternen zu bestimmen.


Die Fraunhofer C-, F-, G'-, und h-Linien stimmen mit den alpha-, beta-, gamma- und delta-Linien der [[Wikipedia:Balmer-Serie|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 [[Wikipedia:Erdatmosphäre|Erdatmosphäre]].
Die Fraunhofer C-, F-, G'-, und h-Linien stimmen mit den alpha-, beta-, gamma- und delta-Linien der [[Wikipedia:Balmer-Serie|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 ==
== Literatur ==
<references />
* [[Rudolf Steiner]] / [[Marie Steiner-von Sivers]]: ''Briefwechsel und Dokumente 1901–1925'', 2., völlig überarbeitete und erweiterte Auflage, [[GA 262]] (2002), ISBN 3-7274-2620-9 {{Briefe|262}}
 
{{GA}}


== Weblinks ==
== Weblinks ==
{{Commons|Fraunhofer lines|Fraunhoferlinie}}
{{Commons|Fraunhofer lines|Fraunhoferlinie}}


[[Kategorie:Wissenschaft]] [[Kategorie:Naturwissenschaft]] [[Kategorie:Physik]] [[Kategorie:Optik]] [[Kategorie:Spektrum]] [[Kategorie:Sonne]]
== Einzelnachweise ==
<references />


[[Kategorie:Optik]] [[Kategorie:Spektroskopie]]
{{Wikipedia}}
{{Wikipedia}}

Aktuelle Version vom 16. Februar 2023, 16:07 Uhr

Die wichtigsten Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums

Die Fraunhoferlinien oder Fraunhofer'schen Linien sind Absorptionslinien im Spektrum der Sonne. Sie entstehen durch Resonanzabsorption der Gase in der Photosphäre. Die Fraunhoferlinien erlauben durch Spektralanalyse Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und von Sternen.

Die Entdeckung der Spektralanalyse, wodurch die materielle Konstitution des Kosmos an den Tag kam“, war laut Rudolf Steiner eine der Vorbedingungen dafür „gewisse rosenkreuzerische Prinzipien“, die bis dahin streng geheim gehalten wurden, öffentlich bekanntzumachen. (Lit.:GA 262, S. 23)

Entdeckung

Echellegitter-Spektrum der Sonne mit Fraunhoferlinien
Die Furchen im Strahlungsspektrum der terrestrischen Sonnenstrahlung entsprechen den Fraunhoferlinien.

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 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.

Die wichtigsten Fraunhoferlinien
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

Fraunhofers Original-Spektrum mit Fraunhoferlinien

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.

Die ersten Hinweise auf das chemische Element Helium waren 1868 seine Absorptionslinien im Spektrum des Sonnenlichts. In der Astronomie werden Fraunhoferlinien genutzt, um die Zusammensetzung von Sternen zu bestimmen.

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.

Literatur

Literaturangaben zum Werk Rudolf Steiners folgen, wenn nicht anders angegeben, der Rudolf Steiner Gesamtausgabe (GA), Rudolf Steiner Verlag, Dornach/Schweiz Email: verlag@steinerverlag.com URL: www.steinerverlag.com.
Freie Werkausgaben gibt es auf steiner.wiki, bdn-steiner.ru, archive.org und im Rudolf Steiner Online Archiv.
Eine textkritische Ausgabe grundlegender Schriften Rudolf Steiners bietet die Kritische Ausgabe (SKA) (Hrsg. Christian Clement): steinerkritischeausgabe.com
Die Rudolf Steiner Ausgaben basieren auf Klartextnachschriften, die dem gesprochenen Wort Rudolf Steiners so nah wie möglich kommen.
Hilfreiche Werkzeuge zur Orientierung in Steiners Gesamtwerk sind Christian Karls kostenlos online verfügbares Handbuch zum Werk Rudolf Steiners und Urs Schwendeners Nachschlagewerk Anthroposophie unter weitestgehender Verwendung des Originalwortlautes Rudolf Steiners.

Weblinks

Commons: Fraunhoferlinie - Weitere Bilder oder Audiodateien zum Thema

Einzelnachweise

  1.  Joseph Fraunhofer: Bestimmung des Brechungs- und des Farbenzerstreungs-Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre. In: Annalen der Physik. 56, Nr. 7, 1817, S. 264–313, doi:10.1002/andp.18170560706.
  2. Francis A. Jenkins, Harvey E. White: Fundamentals of Optics. 4. Ausgabe. McGraw-Hill, 1981, ISBN 0-07-256191-2, S. 18.
Dieser Artikel basiert (teilweise) auf dem Artikel Fraunhoferlinie aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der Lizenz Creative Commons Attribution/Share Alike. In Wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar.