Die Sonne sendet Photonen mit allen möglichen sichtbaren Wellenlängen aus. Betrachtet man das Licht der Sonne durch ein Prisma, dann sieht man das Regenbogenspektrum von weißem Licht mit allen Wellenlängen:
Verwendet man ein hochauflösendes Spektroskop, dann stellt man fest, dass im Spektrum des Sonnenlichts einige Wellenlängen eine sehr geringe Intensität haben. Die Spektrallinien, die im Spektrum des Sonnenlichts fehlen, nennt man Fraunhofer-Linien:
Die Ursache für das Fehlen der Fraunhofer-Linien im Spektrum des Sonnenlichts ist die Absorption dieser Photonen durch die Atmosphäre der Sonne und die Atmosphäre der Erde. Wenn Photonen, die in der Sonne freigesetzt werden, in Richtung eines Labors auf der Erde unterwegs sind, dann befinden sich auf dem Weg der Photonen in der Sonne und in der Erdatmosphäre viele verschiedene Atome. Die Elektronen dieser Atome haben bestimmte erlaubte Energieniveaus, so dass manche Photonen des Sonnenlichts absorbiert werden können. Wenn die angeregten Elektronen wieder auf das Grundniveau zurückfallen, kann folgendes passieren:
- wenn das angeregte Elektron direkt auf den Grundzustand zurückfällt, wird ein Photon mit gleicher Wellenlänge wie das vorher absorbierte Photon in eine zufällige Raumrichtung emittiert. Dadurch verringert sich die Wahrscheinlichkeit das Labor auf der Erde zu erreichen.
- wenn das angeregte Elektron über Zwischenstufen auf den Grundzustand zurückfällt, werden energieärmere Photonen mit längerer Wellenlänge in eine zufällige Raumrichtung ausgesendet. Es fehlen im Labor Photonen der ursprünglichen Wellenlänge.
In beiden Fällen nimmt die Intensität von Licht bestimmter Wellenlängen ab und es entstehen dunklere Stellen im Spektrum des Sonnenlichts. Ein solches Spektrum, in dem bestimmte Photonen auf dem Weg von der Lichtquelle zum Spektroskop absorbiert wurden, nennt man ein Absorptionsspektrum.
Mit Hilfe eines Absorptionsspektrums kann man versuchen herauszufinden, welche Atome z.B. in der Sonne vorhanden sind:
- man bestimmt mit Hilfe z.B. eines Gitters die Wellenlänge \(\lambda\) eines fehlenden Photons
- mit Hilfe der Formel \(E = h \cdot \frac{c}{\lambda}\) berechnet man dann die Energie des fehlenden Photons
- mit Hilfe von Tabellen zu Energieniveaus in bestimmten Atomen versucht man herauszufinden, welche Energieniveaudifferenzen zu den fehlenden Photonen passen.
- Hat man geeignete Übergänge gefunden, kann man eine Hypothese aufstellen, welche Atome z.B. in der Sonnenatmosphäre vorhanden sind.
