Om jullie uit te kunnen leggen, wat Fraunhofer(se)-lijnen zijn, moet ik eerst vertellen wat een spectrum is.
De grote natuurkundige Newton, die van 1642 tot 1727 leefde en van wien we jullie later wel meer zullen vertellen, heeft verklaard, dat het witte licht niet uit één kleur, — of wil je liever: geen kleur — bestaat, maar juist uit verschillende kleuren, die ieder een afzonderlijken en onderling verschillenden indruk op ons netvlies teweegbrengen, welke dan te zamen den indruk van wit licht geven.
Wanneer men nu een witten lichtbundel door een glazen prisma breekt, dan blijkt, dat de verschillende kleuren, waaruit het witte licht is samengesteld, een verschillenden brekingshoek hebben. Plaatsen we nu achter het prisma een scherm, dan ontstaat hierop een kleurenband. Het verschijnsel noemen we kleurschifting en de kleurenband heet meer officieel spectrum.
Jullie begrijpen, dat we zo ook van het zonlicht een spectrum kunnen maken. Nu blijkt echter, dat dit spectrum geen doorlopend geheel vormt van de kleuren rood-oranje-geel-groen-blauw en violet, maar dat er zwarte lijnen in voorkomen. Fraunhofer, aanvankelijk leider van een optisch instituut, later professor in Beieren, merkte ze in 1814 voor het eerst op en daarom zijn ze naar hem genoemd.
Er zijn er niet minder dan 18.000, maar 8 zijn daarvan de voornaamste; men duidt ze aan met de letters A tot en met H.
Deze Fraunhofer(se)-lijnen wijzen er dus op, dat in het zonnelicht lichtstralen met een bepaalden brekingsindex ontbreken.
Nu is verder in de natuurkunde gebleken, dat een gas of een damp van het licht, dat op dat gas of die damp valt, die stralen absorbeert, opslurpt, welke ze zelf in lichtgevenden toestand uitzenden.
Die donkere lijnen in het zonnespectrum ontstaan dus dan, wanneer de atmosfeer om de zon licht van de zonnekern opslorpt, dat zelf een zuiver spectrum zou geven.
De Fraunhofer(se)-lijn D. b.v. is ontstaan, doordat het gloeiende natrium in de zonneatmosfeer de stralen, die hier hadden moeten komen, heeft geabsorbeerd.
Op deze wijze is dus na te gaan, welke stoffen in gasvorm in de zonneatmosfeer voorkomen, maar dan ook verder in die van ieder ander lichtgevend hemellichaam. Hierdoor zijn wij heel wat te weten gekomen over vele problemen in betrekking tot de samenstelling en toestand der sterren.
