L’any 1814 Joseph von Fraunhofer descobria que l’espectre solar presentava línies fosques que actualment s’expliquen per l’absorció de la llum per part dels àtoms de l’atmosfera solar i de l’atmosfera de la Terra.
Podem imaginar les estrelles com a boles de gas incandescents que contenen molts àtoms diferents que emeten llum en una gamma de colors. Però a l’espectre solar visible es veuen línies fosques (menys intenses) o línies de Fraunhofer.
L’espectre mostra la longitud d’ona de la llum visible del Sol descomposta per la refracció a través d’un prisma, des de 400 nm (UV, ultraviolat) fins a 750 nm (IR, infraroig).
La llum de la superfície d’una estrella (la fotosfera) té un espectre continu de colors, però quan la llum viatja a través de l’atmosfera exterior del Sol, alguns colors (amb determinades longituds d’ona) són absorbits.
Aquesta absorció és la que produeix les línies fosques. A les estrelles, els colors que falten, o línies d’absorció ens indiquen amb precisió quins elements químics es troben a l’atmosfera exterior.
Els científics han catalogat nombroses longituds d’ona absents a l’espectre del Sol. En comparar les línies fosques amb les línies espectrals produïdes per elements químics a la Terra, els astrònoms han trobat més de setanta elements al Sol. Aquestes línies van ser estudiades cap a 1860 pels científics Robert Bunsen i Gustav Kirchhoff.
Un espectre mostra la variació en la intensitat de la radiació d’un objecte en diferents longituds d’ona. Les línies brillants als espectres atòmics apareixen quan els electrons baixen de nivells d’energia superiors a inferiors amb l’emissió d’un fotó de determinada freqüència. El color de les línies depèn de la diferència d’energia entre els nivells, i els valors d’aquests nivells són idèntics per a àtoms del mateix tipus. Les línies fosques d’absorció als espectres apareixen quan un àtom absorbeix llum i l’electró salta a un nivell d’energia superior amb l’absorció d’un fotó d’idèntica freqüència. Un àtom pot absorbir i emetre les mateixes freqüències (colors).
Entre les línies hem destacat les quatre primeres, que corresponen a la llum visible absorbida o emesa pels àtoms d’hidrogen del Sol. Aquestes línies fosques corresponen a la sèrie de Balmer dels àtoms d’hidrogen quan els electrons passen del nivell 2 a nivells superiors (6, 5, 4 i 3).
La línia C de 656 nm és de llum vermella de menys energia que la blava i correspon al salt del nivell 3 al 2.
La línia F de 486 nm és de llum blava de més energia i correspon al salt del nivell 4 al 2.
Espectre d’emissió del sodi.
Les línies de salts del nivell 1 a nivells superiors són de llum UV (no visible) i es van descobrir més tard i es coneix con a sèrie de Lyman.
Les línies de salts del nivell 3, 4… a nivells superiors són de llum IR (tampoc visible).
En examinar els espectres d’absorció o emissió, podem determinar quins elements químics els van produir. Aquestes línies fosques es denominen línies de Fraunhofer, en honor al físic bavarès Joseph von Fraunhofer, que les va registrar.
Espectre de cel blau una mica a prop de l’horitzó apuntant cap a l’est cap a les 3 o 4 de la tarda en un dia clar. Es veu que la màxima intensitat emesa pel Sol és d’uns 500 nm (color verd i groc). Les línies es veuen per baixades d’intensitat.
Les línies A i B són produïdes per absorció de llum vermella dels àtoms d’oxigen de l’atmosfera de Terra.
La mescla de tots els colors que rebem del Sol forma la llum blanca.
La màxima intensitat ens informa també de la temperatura de les estrelles. Estrelles més calentes emeten més llum blava i UV. Estrelles més fredes que el Sol emeten més llum vermell i IR
