Spektrallinie<meta http-equiv="Content-type" content="text/html; charset=utf-8"> <link rel="shortcut icon" href="../../favicon.ico"><link rel="stylesheet" href="../../wikistatic.css"></head> <body><div id=topbar><table width='98%' border=0><tr><td><a href="../../h/ha/hauptseite.html" title="Hauptseite">Hauptseite</a> | <b><a href="http://de.wikipedia.org/wiki/Spektrallinie" title="Spektrallinie">Aktueller Wikipedia-Artikel</a></b></td> <td align=right nowrap><form name=search class=inline method=get action="../../../search/search.html"><input name=search size=19><input type=submit value=Search></form></td></tr></table></div> <div id=article><h1>Spektrallinie</h1>Als <strong>Spektrallinie</strong> bezeichnet man das von einem <A HREF="../../a/at/atom.html" title="Atom">Atom</A> oder <A HREF="../../m/mo/moleka_l.html" title="Molekül">Molekül</A> aufgrund eines quantenmechanischen Übergangs abgegebene oder absorbierte <A HREF="../../l/li/licht.html" title="Licht">Licht</A> einer genau definierten <A HREF="../../f/fr/frequenz.html" title="Frequenz">Frequenz</A>. Angewandt wird dies bei der <A HREF="../../a/at/atomspektroskopie.html" title="Atomspektroskopie">Atomspektroskopie</A>.<p> Die Frequenz einer Spektrallinie wird durch die <A HREF="../../e/en/energie.html" title="Energie">Energie</A> des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt, die gerade den Unterschied zwischen den Energien der quantenmechanischen Zustände bestimmt.<p> Erstmals entdeckt wurden Absorptionslinien <A HREF="../../1/18/1802.html" title="1802">1802</A> durch <A HREF="../../w/wi/william_hyde_wollaston.html" title="William Hyde Wollaston">William Hyde Wollaston</A> und <A HREF="../../1/18/1813.html" title="1813">1813</A>, unabhängig von ihm, durch <A HREF="../../j/jo/joseph_von_fraunhofer.html" title="Joseph von Fraunhofer">Joseph von Fraunhofer</A> im <A HREF="../../s/sp/spektrum.html" title="Spektrum">Spektrum</A> der <A HREF="../../s/so/sonne.html" title="Sonne">Sonne</A>. Diese dunklen Linien im Sonnenspektrum werden auch <strong>Fraunhofersche Linien</strong> genannt. Die Abbildung zeigt das Sonnenspektrum mit dem Namenszug Fraunhofers auf einer Briefmarke.<p> <p> Eine <strong>Emissionslinie</strong> ergibt sich durch Übergang von einem höheren auf ein tieferes Energieniveau. Hierbei wird ein Photon ausgesendet. Dies kann entweder spontan geschehen (spontane Emission), oder, wie z.B. beim <A HREF="../../l/la/laser.html" title="Laser">Laser</A>, durch Licht passender Frequenz angeregt werden (<A HREF="../../s/st/stimulierte_emission.html" title="Stimulierte Emission">stimulierte Emission</A>). Sie zeigt sich im Spektrum als helle Linie.<p> Eine <strong>Absorptionslinie</strong> ergibt sich durch <A HREF="../../a/ab/absorption.html" title="Absorption">Absorption</A> eines passenden Photons des eintreffenden Lichts, wodurch ein Übergang von einem niedrigeren in ein höheres Energieniveau induziert wird. Sie zeigt sich als dunkle Linie im kontinuierlichen Spektrum des einfallenden Lichtes.<p> Das Licht einer Spektrallinie enthält nicht eine Frequenz, sondern einen (schmalen) Frequenzbereich. Die Breite dieses Bereiches nennt man <em>Linienbreite</em>. Die Linienbreite einer Emissionslinie setzt sich aus mehreren Beiträgen zusammen:<p> <ul><li> Die <em>natürliche Linienbreite</em> ergibt sich aus der Lebensdauer des Ausgangszustands durch die <A HREF="../../h/he/heisenbergsche_unscha_rferelation.html" title="Heisenbergsche Unschärferelation">heisenbergsche Unschärferelation</A>. Diese hat die Form einer Lorenzkurve. Es ist nicht möglich, diese zu verringern.<p> </li><li> Aufgrund der thermischen Bewegung der Atome entsteht ein <A HREF="../../d/do/doppler_effekt.html" title="Doppler-Effekt">Dopplereffekt</A>, der das Licht eines einzelnen Atoms oder Moleküls je nach Bewegungsrichtung rot- oder blauverschiebt. Aufgrund der statistischen Bewegung ergibt sich insgesamt eine breitere Frequenzverteilung. Diesen Effekt nennt man <em>Dopplerverbreiterung</em>. Sie hat die Form einer Gaußkurve und ist temperaturabhängig. Meist dominiert sie deutlich über die natürliche Linienbreite.<p> </li></ul>Die Spektrallinien waren einer der Effekte, die zur Entwicklung der <A HREF="../../q/qu/quantenmechanik.html" title="Quantenmechanik">Quantenmechanik</A> beitrugen. Ein klassisches <A HREF="../../e/el/elektron.html" title="Elektron">Elektron</A> kann <A HREF="../../e/el/elektromagnetische_welle.html" title="Elektromagnetische Welle">elektromagnetische Strahlung</A> beliebiger Frequenzen abgeben, die Existenz von diskreten Linien war klassisch nicht erklärbar. Die Entdeckung, dass die Frequenzen der Spektrallinien des Wasserstoffatoms proportional zu einem Ausdruck der Form (1/<em>n</em><sup>2</sup> - 1/<em>m</em><sup>2</sup>) mit ganzen Zahlen <em>m</em> und <em>n</em> sind, führte zum Konzept der <A HREF="../../q/qu/quantenzahl.html" title="Quantenzahl">Quantenzahl</A> und brachte <A HREF="../../n/ni/niels_bohr.html" title="Niels Bohr">Niels Bohr</A> schließlich auf sein <A HREF="../../b/bo/bohrsches_atommodell.html" title="Bohrsches Atommodell">bohrsches Atommodell</A>, das erste (heute überholte) quantenmechanische Atommodell. Die moderne Quantenmechanik kann die Spektrallinien der Atome mit sehr hoher Genauigkeit vorhersagen.<p> <em>Siehe auch:</em> <A HREF="../../l/li/linienspektrum.html" title="Linienspektrum">Linienspektrum</A><p> <p> <p></div><br><div id=footer><table border=0><tr><td> <small>Dies ist ein Artikel aus der freien Enzyklopädie <a href="http://de.wikipedia.org">Wikipedia</a>. Stand: August 2004. Der Artikel steht unter der <a href="http://www.gnu.org/licenses/fdl.txt">GNU Free Documentation License</a>.</small></td></tr></table></div>