[J. von Fraunhofer, Duits natuurkundige], v./m. (-en), donkere lijn in een sterspectrum.
De fraunhoferlijnen treden op bij scherp bepaalde golflengten doordat de atomen een foton uit de continue straling van de ster opnemen; dit foton wordt gebruikt om een elektron naar een hogere baan in het atoom te brengen. De energie van het foton moet daarom precies gelijk zijn aan het energieverschil tussen de beide banen en omdat een vaste energie ook betekent een vaste golflengte in het spectrum, verklaart dit waarom ieder atoom of ion zijn eigen spectrum van absorptielijnen heeft, die bij gegeven temperatuur en druk in een vaste onderlinge sterkteverhouding verschijnen; een eigenschap die gebruikt wordt om vast te stellen welke atoomsoorten in een bepaalde steratmosfeer voorkomen.
Met behulp van de fraunhoferlijnen kan men niet alleen bepalen welke elementen in een steratmosfeer voorkomen, maar ook in welke relatieve hoeveelheden ze voorkomen, en vaststellen welke temperatuur en druk in een steratmosfeer heersen. De sterkte van de fraunhoferlijnen (doorgaans gemeten als de equivalente breedte, d.i. de breedte van een 100% absorberende lijn, die in totaal evenveel licht absorbeert als de lijn zelf) is nl. een functie van temperatuur en druk en met een nauwkeurige meting van lijnsterkten van vele lijnen van vele verschillende elementen kan men deze drie grootheden bepalen. Bij een stijgende temperatuur in de steratmosfeer worden lijnen, die bij lage temperatuur sterk zijn, zwakker en ontstaan nieuwe lijnen, de ion-lijnen. De temperatuurstoename bewerkt de ionisatie van het stergas. Wanneer bij nog hogere temperatuur een tweede elektron verloren gaat, ontstaat het tweemaal geïoniseerde deeltje, met weer een ander spectrum enz. Vooral het meten van de relatieve sterkten van atoomen ion-lijnen of die van lijnen, behorende bij ionen van verschillende ionisatiegraad, is een machtig middel om de temperatuur te bepalen.
In het zonnespectrum komen enkele tienduizenden meetbare fraunhoferlijnen voor. Om hun sterkte goed te kunnen vaststellen, heeft men atlassen van fraunhoferlijnen gemaakt zoals de Utrechtse Fotometrische Atlas van het Zonnespectrum, die het gebied tussen 3300 en 8700 Å omvat (1940). Later zijn atlassen gemaakt die andere delen van het zonnespectrum bestrijken.
Met behulp van raketten is men er na 1946 in geslaagd het ultraviolette deel van het zonnespectrum te fotograferen; fraunhoferlijnen worden tot een golflengte van ca. 1800 Å geconstateerd. Een tabellenwerk waarin van alle fraunhoferlijnen tussen 2935-8770 Å, de golflengten, intensiteiten, identificaties en verdere bijzonderheden gegeven worden is Nat. Bureau of Standards monograph 61, door Moore, Minnaert en Houtgast (1966).
