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Die Summe Spektrums des für das menschliche Auge sichtbaren Lichtes nehmen wir als weiß wahr. In Wirklichkeit setzt sich das weiße Licht aber aus einer Vielzahl von Farben zusammen. Jede Farbe die wir im Spektrum sehen entspricht dabei einer ganz bestimmten Wellenlänge. In der Natur wird ein solches Spektrum zum Beispiel erzeugt, wenn das Sonnenlicht an Wassertropfen gebrochen wird und ein Regenbogen sichtbar wird. Diese Zerlegung des weißen Lichtes in ein Spektrum kann auch mit Hilfe eines Prismas oder Gitters erreicht werden. Jede Farbe, die im Spektrum sichtbar wird, entspricht dabei einer ganz bestimmten Wellenlänge.
Unsere Sonne zeigt zwei Arten von Spektren. Auf Beide wird auf dieser Seite jeweils in einem eigenen Abschnitt eingegangen.
Das von der Photosphäre ausgesandte Licht hat ein kontinuierliches Spektrum, das heißt es gibt keine Unterbrechungen. Wenn man das Spektrum der Sonne jedoch genauer untersucht, dann zeigen sich zahllose schwarze Linien, die sogenannten Fraunhoferschen Linien. Sie wurden von William Hyde Wollaston (1766-1826) erstmalig im Jahre 1802 beobachtet, aber von Joseph von Fraunhofer (6.3.1787 - 7.6.1826) genauer beschrieben. Die ersten visuellen Beobachtungen, die 574 Linien aufwiesen veröffentlichte Fraunhofer 1814.
Bei den Fraunhoferschen Linien handelt es sich um Absorptionslinien. Sie entstehen, wenn das von der Photosphäre ausgesandte Licht die darüber liegenden Schichten der Sonne durchquert. Hauptsächlich ist dies die Chromosphäre aber auch die Korona und die Erdatmosphäre tragen, wenn auch ins einem sehr viel geringeren Maße, hierzu bei. Hier wird von einzelnen Atomen und Molekülen eine für das jeweilige Teilchen spezifische Wellenlängen des Lichtes absorbiert (gebunden). Dieses Licht wird jedoch nicht dauerhaft gebunden, sondern mit der gleichen Wellenlänge wieder abgegeben. Dies geschieht natürlich nicht ausschließlich in unsere Richtung, sondern in alle Richtungen, was für uns mit einem Intensitätsverlust verbunden ist. Wir sehen das als feine schwarze Linien im Spektrum der Sonne. Da die absorbierte Wellenlänge spezifisch für das jeweilige Atom bzw. Molekül ist, also sozusagen der Fingerabdruck des jeweiligen Teilchen ist, werden die Fraunhoferschen Linien unter anderem dazu benutzt die chemische Zusammensetzung von Sternen zu bestimmen.
Das Spektrum der oberen Chromosphäre ist nur während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtbar, da es normalerweise von der Photosphäre überstrahlt wird. Da es nur vor dem 2. Kontakt und nach dem 3. Kontakt für etwa zwei Sekunden sichtbar ist wird es als Flash-Spektrum bezeichnet. 1870 gelang es Charles Augustus Young erstmalig ein solches Spektrum aufzunehmen. Das Flash-Spektrum ist ein Emissions-Spektrum (lat. emittere = aussenden). Jedes chemische Element strahlt charakteristische Spektrallinien ab, d.h. anhand des Flash-Spektrums kann man die in der oberen Chromosphäre vorkommenden chemischen Elemente bestimmen.
Erstellt am 6. Februar 2010 von Martina Haupt