Spektroskopie und Spektralanalyse

Im Juni des Jahres 1860 wurde das Heidelberger Schloß beim Besuch des Großherzogs von Baden bengalisch beleuchtet. Bunsen sah vom Dach seines Laboratoriums mit Hilfe eines Prismensatzes, daß im roten Teil des Spektrums die Linie des Strontiums, im grünen Teil die Linie des Bariums zu erkennen waren. Er wandte sich zu Kirchhoff und fragte: „Wenn wir auf diese Entfernung erkennen können, welche Stoffe in diesen Flammen glühen, warum könnten wir nicht auch erkennen, aus welchen Stoffen die Himmelskörper bestehen.“ [Zitat nach Prof Dr. Wolf in: Elektrochemie 12 (1912)] In dieser Aussage könnte man den Anfang der astronomischen Spektralanalyse erkennen. Der eigentliche Beginn spektroskopischer Arbeiten lag im Jahre 1666, als Newton das Sonnenlicht in ein farbiges Band zerlegte. Der erste, der die dunklen Linien im Sonnenspektrum sah, war Wollaston im Jahre 1802. Er glaubte, daß die Linien A, B, C, D, E (Bild 5–1) die Grenzen von vier Farben im Sonnenspektrum sind. Diese Linien haben nichts zu tun mit den Linien, die Fraunhofer 1812 und später in seinen Untersuchungen des Sonnenspektrums gekennzeichnet hat. Fraunhofer fand, daß alleine zwischen seinen Linien B und H ungefähr 574 weitere Linien gezählt werden können. B ist eine Linie — wie auch A — die durch den Sauerstoff der irdischen Atmosphäre erzeugt wird (700 nm), während H eine Linie des CaII (396,8 nm) ist. Für Fraunhofer war die meßbare Lage der Linien wichtig. Es ergab sich dadurch die Möglichkeit, die Refraktion des benutzten Glases genau zu ermitteln. Es gelang ihm auf diese Weise, die chromatischen Fehler seiner astronomischen Geräte auf ein Mindestmaß zu reduzieren.