Fra fysikk og optikk er Fraunhofer-linjene de mørke diskontinuitetene som kan observeres på solens synlige spektrum, som tilsvarer den mest intense delen av solstrålingen som når jordoverflaten . Oppdaget av Joseph von Fraunhofer tidlig på XIX - tallet og studert av mange forskere i sin tid, har de gitt de første bølgelengdereferansene som er tilgjengelige, og tillater fortsatt våre dager kalibrering og nøyaktige målinger av optiske instrumenter. Noen av bølgelengdene brukes således som referanse for spesifikasjonene til optiske briller .
Det er mulig å observere linjene på flere måter, spesielt ved hjelp av et prisme eller et diffraksjonsgitter .
Disse diskontinuitetene tilsvarer absorpsjonslinjene til de forskjellige elementene som er tilstede spesielt i atmosfæren.
I 1802 var den engelske kjemikeren William Hyde Wollaston den første som observerte et antall svarte bånd i solspekteret, og antok da at disse svarte linjene skiller fargene i solens spektrum. De fem svarte linjene avgrenser etter hans mening de fire "solfargene", to andre linjer mer svakt synlige, etter å ha blitt observert. Etter denne oppdagelsen, samtidig med natriumdubletten som tidligere ble observert ved en tilfeldighet av Thomas Melvill i 1752, observerte den tyske fysikeren Joseph von Fraunhofer i 1814 de samme utryddelsene i spektret under observasjoner av sollys.
Ved første øyekast bestemmer den åtte linjer som den indekserer fra A til H for å definere referansebølgelengder, og to ytterligere betegnet a og b. Deretter lister han totalt 574 linjer inkludert mellom forrige B og H og publiserer resultatene i 1817. I en ny publikasjon fra 1821 gir han bølgelengdemålene til disse linjene, som han estimerte ved hjelp av et veldig fint overføringsdiffraksjonsgitter dannet like fordelte ledninger.
Ikke desto mindre begrenser Fraunhofer seg ikke til å observere solen og vil også utføre sine eksperimenter på spektrumet av Venus og Sirius . Hvis linjene virker like for planeten, skiller han ut tre brede utryddelser på spektrumet til Sirius. Ved å gjenta sine undersøkelser av stjernespektre , uttaler han at stjernespektre på mange måter er like, men at noen linjer varierer.
En første tilnærming til opprinnelsen til fenomenet ble utført i 1849 av Léon Foucault . Korrespondansen mellom natriumdubletten og utryddelsene i spekteret var blitt utarbeidet av Fraunhofer for å kontrollere at Foucault sendte en sollysstråle av en lysbue til natrium og finner at utryddelse er mer synlig ved denne bølgelengden; den samme svarte linjen dukker opp når lyset fra et brennende kull som passerer gjennom den samme lyslampen blir analysert.
Det var i 1859 at Gustav Kirchhoff gjorde den grunnleggende observasjonen i tillegg til Foucault, at kilden må være varmere enn flammen eller lampen som absorberer. Fra disse eksperimentene trekker han sin strålingslov , samt konklusjonen om at de svarte Fraunhofer-linjene tilsvarer kjemiske elementer som er tilstede i solens øvre lag. Deretter søker mange forskere, fysikere og kjemikere i Europa å oppdage de forskjellige assosiasjonene til hvert kjemisk element med en serie spektrallinjer. I 1859 identifiserte Julius Plücker F-linjen med Hβ-utslippslinjen for hydrogen og C-linjen med Hα- linjen for hydrogen; Fra 1861 til 1863 identifiserer Robert Bunsen og Kirchhoff Fraunhofer-linjer med flammespekteret til tretti forskjellige grunnstoffer, og lar dermed konkludere med at solens atmosfære, i tillegg til å inneholde hydrogen som vist av Plücker, også inneholder en mengde andre kjemiske elementer.
Henry Augustus Rowland , rundt 1890 , beriket katalogen over Fraunhofer-linjer, og oppførte omtrent 15 000 med bilder og målte bølgelengder i støtte, fra 300 nm til 6500 nm .
Vi vet det på 1990-tallet, omtrent 26 000 linjer, og den alfabetiske notasjonen brukt av Fraunhofer brukes fortsatt til å identifisere linjene til solen og andre stjerner.
| Betegnelse | Element | Bølgelengde ( nm ) |
|---|---|---|
| y | O 2 | 898,765 |
| Z | O 2 | 822,696 |
| PÅ | O 2 | 759,370 |
| B | O 2 | 686 719 |
| VS | H α | 656,281 |
| på | O 2 | 627,661 |
| D 1 | Ikke relevant | 589,592 |
| D 2 | Ikke relevant | 588,996 |
| D 3 eller d | Hei | 587,562 |
| e | Hg | 546 073 |
| E 2 | Fe | 527.039 |
| b 1 | Mg | 518,362 |
| b 2 | Mg | 517,270 |
| b 3 | Fe | 516,891 |
| b 4 | Mg | 516,722 |
| vs. | Fe | 495,761 |
| F | H β | 486,134 |
| d | Fe | 466,814 |
| e | Fe | 438,355 |
| G 'eller f | H γ | 434.047 |
| G | Fe | 430.790 |
| G | Den | 430,774 |
| h | H δ | 410,175 |
| H | Dette + | 396.847 |
| K | Dette + | 393,368 |
| L | Fe | 382.044 |
| IKKE | Fe | 358,121 |
| P | Ti + | 336,112 |
| T | Fe | 302.108 |
| t | Eller | 299.444 |
Fire fraunhoferlinjer samsvarer med linjene i Balmer serien av det emisjonsspekteret av den hydrogenatom : på den ene siden, C og F linjer av Fraunhofer tilsvarer de Hα og H D linjer av Balmer; derimot, innenfor båndet G fra Fraunhofer, tilsvarer linjen f - også bemerket G ′ - linjen Hγ til Balmer; til slutt tilsvarer Fraunhofer h- linje Balmers Hδ- linje - selv om h nå brukes til å betegne linjen til det ioniserte magnesiumatomet en gang ved 2 802 ångströms i bølgelengde. Den D- 1 og D- 2 linjer tilsvarer det natrium dublett , den D medium som ligger ved 589,2 nm. Den historiske betegnelsen på denne linjen tilsvarer alle overgangene mellom grunntilstanden og de første eksiterte tilstandene av alkaliske atomer.
I den vitenskapelige litteraturen kan man merke seg uenigheter om visse betegnelser. For eksempel, d linje til tilsvarer de cyan linje av jern ved 466,814 nm, noen ganger i den gule linje av helium (også kalt D- 3 ). På samme måte er det en tvetydighet i betegnelsen på linjen e , som tilsvarer enten jern ved 438,355 nm eller kvikksølv ved 546,073 nm. For å fjerne disse tvetydighetene følges navnene på Fraunhofer-linjene av elementet som de er knyttet til. Eksempler: D linje med helium, e linje av kvikksølv.
På den tiden gjorde oppdagelsen av linjer det mulig å oppnå et stort teknisk sprang innen vitenskapelig optisk glass. På grunn av deres veldefinerte bølgelengder, brukes derfor Fraunhofer-linjene til å karakterisere brytningsindeksen og egenskapens spredning av optiske briller . Polering og reguleringsteknikk har endret seg drastisk, og ført til forbedringer innen teleskop konstruksjon. I begynnelsen ble C- , D- og F- linjene brukt , deretter ble D- linjen erstattet av d- linjen .
Fraunhofer-linjer brukes også til å gi ekstern informasjon om sammensetningen av himmelobjekter som avgir elektromagnetisk energi . Fenomenet oppstår når et atom absorberer et foton med tilstrekkelig energi til å få et elektron til å hoppe til en annen atombane . Hvert hopp, også kalt eksitasjon , er assosiert med en bestemt bølgelengde. Ved å studere absorpsjonen av det elektromagnetiske spekteret av synlig lys , kan vi bevise eksistensen av mange atomelementer i kalde områder eller på overflaten til en stjerne.