Obwohl Sonnenlicht weiß erscheint, besteht es aus vielen Farben. Denn die Sonne ist ein thermischer Strahler: Sie sendet Licht aus, weil sie heiß ist. Wie stark die jeweiligen Anteile der unterschiedlichen Wellenlängen sind, hängt von der Temperatur der Strahlungsquelle ab.
Andere Lichtquellen haben kein kontinuierliches Spektrum– etwa Laser oder LEDs. Hier beruht die Lichtemission auf einem Quantenphänomen: Die Elektronen der Atome befinden sich in festgelegten energetischen Zuständen im Atom. Durch Emission von Lichtteilchen können sie aus einem angeregten Zustand auf ein Niveau mit niedrigerer Energie zurückfallen. Die Energie des ausgesendeten Lichtteilchens ist durch die Art des Atoms festgelegt – weshalb man an der Wellenlänge des Lichts erkennen kann, um welches Element es sich handelt. Und auch Dinge, die nicht selbst strahlen, haben eine Farbe. Diese entsteht, weil Objekte je nach chemischer Zusammensetzung bestimmte Wellenlängen eingestrahlten Lichts absorbieren und andere reflektieren.
Der sichtbare Teil des elektromagnetischen Spektrums.
Ein Regenbogen entsteht ebenfalls durch Brechung, wie bei einem Prisma. Zusätzlich wird das Licht im Inneren des Tropfens reflektiert. Bild: Kes47/Wikimedia Commons, Public Domain
Mit verschiedenen experimentellen Methoden lässt sich Licht in seine spektralen Anteile zerlegen. Anhand der Absorptionslinien kann man Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung von Objekten ziehen. So befinden sich im kontinuierlichen Sonnenspektrum charakteristische Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien) unter anderem von Wasserstoff und Helium. Auch die chemische Zusammensetzung anderer Himmelsobjekte lässt sich anhand ihrer Spektren bestimmen.
Spektroskopie ist aber nicht nur in der Astronomie eine wichtige Methode, sondern beispielsweise auch in der Materialwissenschaft und in der Atmosphärenforschung.
Die wichtigsten Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich des Sonnenspektrums.
