Spektrallinie

Kontinuierliches Lichtspektrum ohne Spektrallinien

Eine Spektrallinie ist das Licht einer genau definierten Frequenz, das von einem Atom oder Molekül aufgrund eines Übergangs aus einem Energieniveau auf ein anderes abgegeben (emittiert) oder aufgenommen (absorbiert) wird. Die Frequenz wird durch die Energie des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt; diese ist gleich dem Unterschied zwischen den Energien der beiden quantenmechanischen Zustände. Die Frequenz ist charakteristisch für diesen bestimmten Übergang in der gegebenen Atomsorte. Daher kann man durch Beobachtung von Spektrallinien Atomsorten unterscheiden.

Emissionslinie

Emissionslinien

Eine Emissionslinie zeigt sich im Spektrum als helle Linie. Sie entsteht beim Übergang von einem höheren auf ein tieferes Energieniveau, beispielsweise wenn ein Elektron von einem angeregten Zustand in den Grundzustand übergeht. Hierbei wird ein Photon ausgesendet. Dies kann entweder spontan geschehen (spontane Emission) oder, wie z. B. beim Laser, durch Licht passender Frequenz angeregt werden (stimulierte Emission).

Absorptionslinie

Absorptionslinien

Resonanzabsorption von H₂O-Gas bei 1519 nm

Bei Einstrahlung von Licht mit einem kontinuierlichen Spektrum (also einem Frequenzgemisch) ergibt sich durch Resonanzabsorption von Photonen passender Frequenz eine Absorptionslinie, indem ein Übergang von einem niedrigeren in ein höheres Energieniveau induziert wird – beispielsweise, wenn ein Elektron durch das Photon aus dem Valenzband in das Leitungsband „gehoben“ wird (vgl. photoelektrischer Effekt).

Beim Rückfall in das niedrigere Energieniveau werden Photonen isotrop, d. h. in beliebige Richtungen, emittiert.

Beides führt dazu, dass das Licht vom durchstrahlten Stoff bei dieser Frequenz diffus gestreut wird. Sofern ausreichend viele absorbierende Atome vorhanden sind, kommt es dadurch zu

• einer dunklen Linie im kontinuierlichen Spektrum des durchscheinenden Lichts (Fraunhoferlinie); dies ist meistens mit dem Begriff Absorptionslinie gemeint
• einer hellen Linie vor dunklem Hintergrund, wenn das vom Gas seitlich austretende gestreute Licht analysiert wird; diese Art von heller Linie nennt man aufgrund historisch entstandener Terminologie nicht Emissionslinie; als solche werden Linien nämlich nur dann bezeichnet, wenn die Anregung nicht durch Licht der gleichen Frequenz erfolgte.

Das Licht einer Spektrallinie enthält nicht eine einzelne, scharf bestimmte Frequenz, sondern umfasst einen (schmalen) Frequenzbereich. Die Halbwertsbreite dieses Bereiches nennt man Linienbreite. Die Linienbreite einer Emissionslinie setzt sich aus mehreren Beiträgen zusammen:

Lorentz-Profil

Die natürliche Linienbreite ergibt sich aus der Lebensdauer des angeregten Zustands durch die heisenbergsche Unschärferelation. Diese hat die Form einer Lorentz-Kurve. Es ist nicht möglich, diese zu verringern.

Gauß-Profil

Aufgrund der thermischen Bewegung der Atome entsteht ein Doppler-Effekt, 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 Doppler-Verbreiterung. Sie hat die Form einer Gauß-Kurve und ist abhängig von der Temperatur. Meist dominiert die Dopplerbreite deutlich über die natürliche Linienbreite. Der Mechanismus ist auch unter dem Begriff inhomogene Linienverbreiterung bekannt.

Voigt-Profil

Eine Lorentz-Kurve endlicher Breite erscheint bei einer Messung gegenüber ihrer bekannten Form verändert, wenn die Apparatefunktion der Messanordnung eine Halbwertsbreite in der Größenordnung der betrachteten Lorentz-Kurve aufweist. Die Linienform lässt sich dann durch die Faltung aus Lorentz-Kurve und Apparatefunktion beschreiben. Ist die Apparatefunktion eine Gauß-Kurve, spricht man bei dem Ergebnis der Faltung von einem Voigt-Profil.

Erstmals entdeckt wurden Absorptionslinien 1802 durch William Hyde Wollaston und 1814, unabhängig von ihm, durch Joseph von Fraunhofer im Spektrum der Sonne. Diese dunklen Linien im Sonnenspektrum werden auch Fraunhofersche Linien genannt.

Die Spektrallinien trugen neben anderen Effekten zur Entwicklung der Quantenmechanik bei. Ein in einem Atom gebundenes Elektron könnte nach der klassischen Elektrodynamik elektromagnetische Wellen beliebiger Frequenzen abstrahlen; die Existenz von diskreten Linien war klassisch nicht erklärbar. Die Entdeckung, dass die Frequenzen der Spektrallinien des Wasserstoffatoms proportional zu einem Ausdruck der Form ${\displaystyle (1/n^{2}-1/m^{2})}$ mit ganzen Zahlen ${\displaystyle m}$ und ${\displaystyle n}$ sind, führte zum Konzept der Quantenzahl und brachte Niels Bohr schließlich auf sein Bohrsches Atommodell, das erste – heute überholte – quantenmechanische Atommodell. Die moderne Quantenmechanik kann die Spektrallinien der Atome mit sehr hoher Genauigkeit vorhersagen.

• Heinz Haferkorn: Optik. Physikalisch-technische Grundlagen und Anwendungen. 4. Auflage, Wiley-VCH 2003, ISBN 3-527-40372-8
• Ingolf Volker Hertel, Claus-Peter Schulz: Atome, Moleküle und optische Physik 1. Springer 2008, ISBN 978-3-540-30617-7
• Peter M. Skrabal: Spektroskopie, vdf Verlag, 2009, ISBN 978-3-8252-8355-1

Commons: Spektrallinien – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Spektrallinien von Schülern photographiert