Die Sonne versorgt die Erde täglich mit Licht und Wärme. Aber woraus besteht sie eigentlich? Das kannst Du anhand der Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum herausfinden.
Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum
Bei der Untersuchung des Sonnenspektrums hat Joseph von Fraunhofer 570 unterschiedliche schwarze Linien gefunden. Diese sind heute als Fraunhoferlinien bekannt.
Die Fraunhoferlinien sind schwarze Linien im Sonnenspektrum. Diese Linien sind im Grunde fehlende Bestandteile des Sonnenlichts. Weiterhin geben die Fraunhoferlinien Auskunft über die Zusammensetzung der Sonne.
Wenn Du mehr über Spektren erfahren willst, dann schaue in der Erklärung zum Farbspektrum vorbei.
In Abbildung 1 siehst Du den sichtbaren Teil des Sonnenspektrums mit den Fraunhoferlinien, die Fraunhofer selbst eingezeichnet hat. Die Linien wurden auf einem kolorierten Kupferstreifen aufgetragen.
Abbildung 1: Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des Sonnenspektrums(Quelle: Joseph Fraunhofer - Deutsches Museum, Archiv, BN 43952).
Wie entsteht das Sonnenspektrum eigentlich?
Sonnenspektrum einfach erklärt
Eine Eigenschaft von Licht ist, dass es sich als Spektrum abbilden lässt. Das hängt damit zusammen, dass Licht aus vielen verschiedenen elektromagnetischen Wellen besteht.
Die elektromagnetischen Wellen sind der Grund dafür, warum Spektren von Lichtquellen aufgenommen werden können.
Elektromagnetischen Wellen haben unterschiedliche Wellenlängen, Energien und Frequenzen. Sie werden auch als elektromagnetische Strahlung bezeichnet.
Wie Du Dir Wellen in diesem Zusammenhang vorstellen kannst, erfährst Du in der Erklärung zu Licht als Welle. Eine weitere Erklärung zu diesem Thema ist das Doppelspaltexperiment.
Elektromagnetische Strahlung transportiert Energie durch Photonen. Andere Namen für sie sind Lichtquanten oder Lichtteilchen. Photonen entstehen, wenn Elektronen aus einem angeregten Zustand in ihren Normalzustand zurückfallen.
Noch mehr zu den Photonen gibt es in der gleichnamigen Erklärung dazu. Wenn Du wissen willst, was hinter der Kernfusion der Sonne steckt, schaue am Beste in der Erklärung zur Sternentwicklung vorbei.
Wenn Elektronen in Molekülen nicht anderweitig beeinflusst werden, befinden sie sich im sogenannten Normalzustand. Diesen können sie durch etwa die Aufnahme von Energie verlassen. Den resultierenden Zustand nennst Du angeregten Zustand. Die Elektronen nehmen hierbei immer nur so viel Energie auf, um genau diesen Zustand zu erreichen.
Diese energetischen Zustände nennst Du auch Energieniveaus. Der Zustand, indem ein Elektron auf ein höheres Energieniveau gehoben wurde, ist instabil. Das heißt, dass das Elektron zeitnah die Energie abgibt und in den Normalzustand zurückfällt. Die abgegebene Energie wird in Form eines Photons frei. So entsteht Licht.
Die Sonne erzeugt, in ihrem Inneren, durchgehend Energie aufgrund der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Dabei entstehen die Photonen des Sonnenlichts. Das resultierende Licht beinhaltet ein kontinuierliches Spektrum, das Sonnenspektrum.
Ein
kontinuierliches Spektrum beinhaltet
alle sichtbaren elektromagnetischen Wellen. So ein Licht nennst Du auch
breitbandiges Licht.
Die folgende Abbildung zeigt einen Teil des elektromagnetischen Spektrums. Das gesamte elektromagnetische Spektrum beinhaltet im Grunde alle bekannten elektromagnetischen Wellen, die den Menschen bekannt sind. Die obere Achse zeigt die Frequenz und die untere die Wellenlänge der Wellen an.
Die Wellenlängen der Sonnenstrahlung, die die Erde erreichen, fangen mit der unsichtbaren UV-Strahlung bei ungefähr 300 nm an. Darauf folgt das für den Menschen sichtbare Licht zwischen 380 und 780 nm. Danach kommt das, erneut unsichtbare, Infrarotlicht.
Andere Strahlungsarten, die von der Sonne ausgehen, sind die Gammastrahlung, Röntgenstrahlung und die Radiowellen. Durch die Erdatmosphäre werden die schädlichen Gamma- und Röntgenstrahlen abgewehrt und kommen somit nicht auf der Erde an. Auch ein Großteil der UV- und Infrarotstrahlung schafft es nicht durch die Erdatmosphäre.
Mehr zur Gammastrahlung und Röntgenstrahlung gibt es in den gleichnamigen Erklärungen. Die Infrarotstrahlung gehört zur Wärmestrahlung, mehr dazu also in dieser Erklärung.
Abb. 2 - Das elektromagnetische Spektrum.
Für jede sichtbare Welle ist eine Farbe charakteristisch. Zusammen erscheinen sie als weißes Licht. Das liegt daran, dass sich im weißen Lichtstrahl alle Wellen überlagern. Elektromagnetische Strahlung interagiert nämlich miteinander. Abhängig davon, welche Wellen sich überlagern, werden sie verstärkt, abgeschwächt oder sogar ausgelöscht.
In der Erklärung zur Interferenz erfährst Du mehr dazu. In der Erklärung zu Farben erfährst Du mehr dazu, warum wir diese sehen können.
Die Fraunhoferlinien findest Du fast ausschließlich im sichtbaren Bereich des Sonnenspektrums. Wie kannst Du nun die Fraunhoferlinien nachweisen?
Fraunhoferlinien Entstehung
Die Fraunhoferlinien entstehen, weil nicht alle Wellenlängen des Sonnenlichts auf der Erde ankommen. Der Grund dafür ist, dass elektromagnetische Strahlung auch mit Materie interagiert. Wenn also Licht auf ein Teilchen trifft, wird ein Teil davon absorbiert. Welche Wellenlänge genau absorbiert wird, hängt von dem jeweiligen Teilchen ab.
Weiterhin wurden den Fraunhoferlinien Bezeichnungen gegeben. Dadurch können sie besser diskutiert werden. In Abbildung 3 siehst Du eine abgeänderte Version von Abbildung 1 mit den wichtigsten Fraunhoferlinien und deren Bezeichnungen.
Abb. 3 - Sonnenspektrum des sichtbaren Lichts mit wichtigen Fraunhoferlinien und ihren Bezeichnungen.
Jede Linie ist auf ein Element zurückzuführen. Dabei können mehrere Linien zu demselben Element zugehörig sein. Der Grund dafür ist, dass verschiedene Teilchen unterschiedlich mit dem Sonnenlicht interagieren. Jedes Element absorbiert somit, für sich charakteristisch, immer dieselben Wellenlängen. Die absorbierten Wellenlängen gelten für die Elemente als eine Art Fingerabdruck.
Welche Elemente können somit erkannt werden?
Fraunhoferlinien Tabelle
Die Fraunhoferlinien geben Wissenschaftlern Auskunft über die chemischen Bestandteile der Sonne. Folglich kannst Du die Elemente bestimmen, die in der Sonne zu finden sind. Doch nicht alle Fraunhoferlinien entstehen in dessen Photosphäre.
Die Photosphäre ist im Grunde die sichtbare Schicht einer Sternatmosphäre.
Dadurch, dass 570 Fraunhoferlinien existieren, wird eine Tabelle mit allen Wellenlängen und Bezeichnungen etwas zu lang und unübersichtlich. Selbst mit nur den wichtigsten Linien wäre die Tabelle immer noch 30 Zeilen lang. Deswegen werden im Folgenden ausgewählte Linien von zwei Elementen vorgestellt.
Fraunhoferlinien Wasserstoff
Das erste Element findest Du überall im Weltall. Weiterhin spielt es für alle Sterne eine unheimlich große Rolle, denn daraus bestehen sie zum größten Teil. Der Wasserstoff.
Er befindet sich auf der äußersten Schale aller Sterne und entsprechend auch bei der Sonne. Das Sonnenlicht strahlt aus dem Sonneninneren nach außen. Dabei interagiert es auf dem Weg zur Erde unter anderem mit diesen Teilchen. Die folgende Tabelle beinhaltet alle Bezeichnungen und Wellenlängen, die charakteristisch dem Wasserstoff zugehörig sind.
| Bezeichnung | Wellenlänge in [nm] |
| C | 656,3 |
| F | 486,1 |
| f | 434,1 |
| h | 410,2 |
Tabelle 1: Bezeichnungen sowie Wellenlängen vom Wasserstoff bei den Fraunhoferlinien.
Die Linien vom Wasserstoff liegen alle im sichtbaren Bereich des Sonnenspektrums, wie es in Abbildung 4 zu sehen ist.
Abb. 4 - Fraunhoferlinien vom Wasserstoff in einem kontinuierlichen Spektrum.
Fraunhoferlinien Sauerstoff
Das zweite Element entsteht nicht in der Photosphäre der Sonne, sondern durch das Eintreten des Sonnenlichts in die Erdatmosphäre. Hierbei entstehen die Fraunhoferlinien des Sauerstoffs. In der folgenden Tabelle findest Du wieder die Bezeichnungen der Linien, sowie bei welchen Wellenlängen sie zu finden sind.
| Bezeichnung | Wellenlänge in [nm] |
| y | 898,8 |
| Z | 822,7 |
| A | 759,4 |
| B | 686,7 |
| a | 627,7 |
Tabelle 2: Bezeichnungen sowie Wellenlängen vom Sauerstoff bei den Fraunhoferlinien.
Wenn Du diese Wellenlängen mit den Bezeichnungen der Abbildung 3 vergleichst, wirst Du nur drei davon finden. Das liegt daran, dass die Linien y und Z im infraroten Bereich liegen. Somit sind sie für das menschliche Auge nicht mehr sichtbar. Dennoch sollten sie gefunden werden, um Sauerstoff nachweisen zu können.
In Abbildung 5 findest Du ein Spektrum, mit den drei erkennbaren Fraunhoferlinien, die zum Sauerstoff gehören.
Abb. 5 - Fraunhoferlinien vom Sauerstoff im Sonnenspektrum.
Weitere Fraunhoferlinien, die zu den wichtigeren Linien zählen, sind die Linien vom Natrium, Eisen, Magnesium, Calcium, Titan und Nickel.
Die Art der Fraunhoferlinien werden auch Absorptionslinien genannt. Somit können die vorgestellten Spektren auch als Absorptionsspektren bezeichnet werden. Tatsächlich gibt es zwei unterschiedliche Spektren, die aufgenommen werden können, um Elemente zu identifizieren. Wo liegt bei ihnen der Unterschied?
Absorptionslinien
Wie zuvor beschrieben, strahlt die Sonne breitbandiges Licht aus. So ein Licht wird benötigt, um Absorptionslinien und entsprechend ein Absorptionsspektrum aufzunehmen. Wenn Du ein Absorptionsspektrum aufnehmen möchtest, kannst Du ebenfalls eine Glühbirne dafür benutzen. Diese strahlt ebenfalls breitbandiges Licht aus.
Um ein Absorptionsspektrum zu erhalten, werden gasförmige, flüssige oder feste Materialien mit breitbandigem Licht bestrahlt. Die von dem Molekül durchgelassenen Wellenlängen können in einem Spektrum abgebildet werden. Die absorbierten Wellenlängen machen sich als Absorptionslinien bemerkbar.
Die absorbierten Wellenlängen sind im Grunde absorbierte Photonen. Das heißt, dass die Elektronen der Moleküle die Energie von den Photonen aufnehmen. Dabei wird nur die Energie aufgenommen, die die jeweiligen Elektronen auf ein höheres Energieniveau heben würden. Die restlichen Photonen interagieren nicht mit den Molekülen. Sie werden durchgelassen und können somit in einem Spektrum abgebildet werden.
Das andere Spektrum entsteht wiederum ähnlich wie das Sonnenspektrum.
Spektrallinien der Elemente
Hierbei werden Elemente zum Glühen gebracht, also angeregt. Das resultierende Licht führt ein Emissionsspektrum mit sich.
Ein Emissionsspektrum ist das elektromagnetische Spektrum eines Moleküls. Bei der Anregung des eines Moleküls entstehen Photonen mit einem diskreten Emissionsspektrum. Die Anregung erfolgt zum Beispiel durch Erwärmen oder Stromzufuhr.
Ein diskretes Emissionsspektrum beinhaltet ausschließlich die Wellenlängen, die für das Element charakteristisch sind. Diese Wellenlängen werden auch als die Spektrallinien der angeregten Elemente bezeichnet.
In Abbildung 6 siehst Du als Beispiel das charakteristische Emissionsspektrum vom Wasserstoff, wie es in einem Spektroskop aufgenommen werden kann.
Weitere Informationen zu Spektroskopen findest Du in der gleichnamigen Erklärung.
Abb. 6 - Emissionsspektren von Wasserstoff.
Wie Du sehen kannst, hat es eine gewisse Ähnlichkeit mit dem vorgestellten Absorptionsspektrum. In diesem Fall ist das Spektrum, jedoch fast komplett schwarz. Es sind lediglich die Linien zu sehen, die im Absorptionsspektrum gefehlt haben.
Wie genau wurde diese Art der Bestimmung von Elementen entdeckt?
Spektralanalyse
Die Spektralanalyse wurde zusammen von dem Physiker Gustav Robert Kirchhoff und dem Chemiker Robert Wilhelm Bunsen im Jahre 1860 entwickelt.
Die beiden Wissenschaftler haben bei der Verbrennung von Metallverbindungen eine sich verändernde Flamme beobachtet. Dabei hat sich die Farbe der Flamme verändert. Mit einem Spektroskop konnten sie dann erstmals ein charakteristisches Spektrum für jedes Metall beobachten. Somit konnten diese Metalle erstmals durch ein aufgenommenes Spektrum identifiziert werden. Darauf beruht die Spektralanalyse.
Folglich wurde so, der zuvor beschriebene, Fingerabdruck der Elemente gefunden. Weiterhin haben Kirchhoff und Bunsen erkannt, dass die Elemente, der Fraunhoferlinien, aus der Photosphäre der Sonne stammen müssen.
Bei der Spektralanalyse werden zum einen unbekannte Lichtquellen auf ihre Wellenlängen geprüft. Über die Wellenlängen kann die Lichtquelle identifiziert werden. Zum anderen werden mit breitbandigem Licht bestrahlte Materialien über die absorbierten Wellenlängen identifiziert.
Um die beschriebenen Spektren zu erhalten, müssen diese erst sichtbar gemacht werden. Hierfür wird es entweder durch ein Prisma oder durch ein Gitter gelenkt. Dementsprechend wird auch zwischen Spektroskopen unterschieden. Dem Prismenspektroskop und dem Gitterspektroskop.
Wie die Spektralanalyse und dessen Spektroskope genau funktionieren, erfährst Du in der Erklärung zum Spektroskop. Wie ein Prisma oder Gitter das Licht bricht, erfährst Du in den Erklärungen zu Brechung an Prismen und Optische Gitter.
Erst durch die Spektralanalyse konnten Wissenschaftler noch nie nachgewiesene Elemente bestimmen. Kirchhoff und Bunsen haben mit ihren Versuchen so 10 neue Elemente nachgewiesen. Somit konnte bei der Untersuchung des Sonnenspektrums das Gas Helium zum ersten Mal identifiziert werden.
Dieses Prinzip kann auch für das unerforschte Weltall erweitert werden. Ähnlich wie es mit der Sonne passiert ist, analysieren Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung von weit entfernten Objekten.
Die Idee dahinter ist, dass in der Astronomie ein riesiges Projekt verfolgt wird: Die Suche nach der Erde 2.0. Neben genug Wasser und Land, müssen Planeten die Elemente Wasserstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff beinhalten. Dabei sind es die Sterne, die diese Elemente produzieren. Durch den sogenannten Sternwind können die Elemente auf die Planeten verteilt werden.
Wie das funktioniert, erfährst du ebenfalls in der Erklärung zur Sternentwicklung.
Fraunhoferlinien - Das Wichtigste
- Licht besteht aus elektromagnetischen Wellen.
- Wellenlängen zwischen 380 nm und 780 nm sind das sichtbare Licht.
- Teilchen absorbieren oder reflektieren die Wellenlängen von Licht.
- Mit der Spektralanalyse können diese Teilchen identifiziert werden.
- Es können Emissions- oder Absorptionsspektren von Teilchen aufgenommen werden.
- Emissionsspektren zeigen die Spektrallinien der angeregten Teilchen.
- Absorptionsspektren zeigen, welche Wellenlängen absorbiert wurden, als schwarze Lücken im Spektrum.
- Teilchen weisen durch Absorption von Wellenlängen eine Art Fingerabdruck auf.
- Fraunhoferlinien wurden als Absorptionsspektrum aufgenommen.
- Du kannst mit den Fraunhofer Linien somit auf die Zusammensetzung der Sonne rückschließen.
Nachweise
- Tetfolio.fu-berlin.de: Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum (10.06.2022)
- Planet-wissen.de: Spektralanalyse - Was verrät das Licht ferner Sterne (10.06.2022)
- Spektrum.de: Spektralanalyse (10.06.2022)
- Physik.cosmos-indirekt.de: Fraunhoferlinie (10.06.2022)
- Abenteuer-astronomie.de: Was sind eigentlich Fraunhoferlinien (10.06.2022)
- Chemie.de: Fraunhoferlinie (10.06.2022)
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