フラウンホーファー線

フラウンホーファー線は、スペクトル吸収線のセットです。これらは、太陽の光スペクトルに見られる暗い吸収線であり、太陽大気中の原子が太陽光球から放出される光を吸収するときに形成されます。 ^{[ 2 ]}これらの線は、1814年にこれらを観測したドイツの物理学者ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーにちなんで名付けられました。

1802年、イギリスの化学者ウィリアム・ハイド・ウォラストン^{[ 3 ]}は、太陽スペクトルに多数の暗い特徴が現れることを最初に指摘した人物である^{[ 4 ]} 。 1814年、ジョセフ・フォン・フラウンホーファーは独自にこれらの線を再発見し、体系的に研究し、その波長を測定し始めた。彼は570本以上の線をマッピングし、最も目立つ線をAからKの文字で、弱い線を他の文字で指定した^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]。}現代の太陽光観測では、数千本の線を検出することができる。

約45年後、グスタフ・キルヒホフとロベルト・ブンゼン^{[ 9 ]}は、いくつかのフラウンホーファー線が加熱された化学元素のスペクトルで特定された特徴的な輝線と一致することに気づいた^{[ 10 ]} 。彼らは、太陽スペクトルの暗線は太陽大気中の化学元素による吸収によって引き起こされると推測した^{[ 11 ]} 。観測された他の特徴のいくつかは、地球大気中の酸素分子による吸収に由来する地球大気線であると特定された。

フラウンホーファー線は、典型的なスペクトル吸収線です。吸収線とは、スペクトルにおいて光強度が低下する狭い領域のことで、光源から検出器へ光が通過する際に光子が吸収されることによって生じます。太陽の場合、フラウンホーファー線は太陽大気と外光球のガスによって生じます。これらの領域は内光球のガスよりも温度が低く、内光球から放出される光の一部を吸収します。

主要なフラウンホーファー線と、それらに関連する元素を以下の表に示します。

フラウンホーファーC、F、G′、h線は、水素原子のバルマー系列の発光線のうち、アルファ線、ベータ線、ガンマ線、デルタ線に対応する。現在では、これらの線にフラウンホーファーの記号が用いられることはほとんどない。

D ₁線とD ₂線は「ナトリウム二重線」と呼ばれるペアを形成し、その中心波長（589.29  nm）には「D」という記号が付けられています。この歴史的な名称は定着し、他のアルカリ金属原子の基底状態と第一励起状態間のすべての遷移にも用いられています。D ₁線とD ₂線は、励起状態の微細構造分裂に対応しています。

フラウンホーファーのHとKの文字は、天体分光法において重要な、スペクトルの紫色の部分にあるカルシウムの 二重線を表すためにも現在も使用されています。

文献によっては、一部のスペクトル線の名称について意見の相違が見られます。例えば、フラウンホーファーd線は、466.814 nmのシアン色の鉄線 を指す場合もあれば、 587.5618 nmの黄色のヘリウム線（D ₃とも表記される）を指す場合もあります。同様に、e線についても、鉄（Fe）と水銀（Hg）の両方のスペクトル線を指す可能性があるため、曖昧さがあります。使用上の曖昧さを解消するために、曖昧なフラウンホーファー線の名称には、関連する元素名が前置されます（例：水銀e線、ヘリウムd線）。     

フラウンホーファー線は波長が明確に定義されているため、光学材料の屈折率や分散特性を評価するための標準波長を指定する際によく用いられる。

• アッベ数、フラウンホーファー線を用いて定義されるガラス分散の尺度
• 太陽天文学の歴史年表
• スペクトル分析

• マイルズ・W・ジャクソン、ニューヨーク大学ギャラティン校科学史学科アルバート・ギャラティン研究優秀教授、マイルズ・W・ジャクソン教授（2000年）。『信念のスペクトル：ジョセフ・フォン・フラウンホーファーと精密光学の技術』MIT Press。ISBN 978-0-262-10084-7。