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Die Oberfläche der Erde verhält sich weitgehend wie ein Schwarzkörper, mit spektral kontinuierlicher Abstrahlung entsprechend dem Planckschen Gesetz (Gl. 2.7), aber modifiziert durch das materialabhängige spektrale Emissionsvermögen. Da die Temperaturen auf der Erde zwischen rund 240 und 320 K (– 33 bis + 47 °C) liegen, ergibt sich für die terrestrische Strahlung ein Maximum im Bereich von 9 bis 12 μm (Gl. 2.8). Aber auch im Bereich der Mikrowellen emittieren Erde und Atmosphäre Strahlung, die aufgrund der hohen Transparenz von Wolken in diesem Spektralbereich besonders gut für satellitenmeteorologische Fragestellungen mit Fokus auf den Unterrand der Atmosphäre genutzt werden kann. Ein Vorteil dieser beiden Spektralbereiche besteht darin, dass hier Messungen auch nachts Ergebnisse liefern, eben weil die Strahlung unabhängig von der Sonne ist.

Das Emissionsvermögen, das neben der Temperatur die emittierte Strahlung bestimmt, ist eine materialabhängige Größe, die für verschiedene Wellenlängen unterschiedliche Werte haben kann. Für festes Material, wie Erde, Steine, Wasser und Schnee sind so viele Energieübergänge in den beteiligten Molekülen möglich, dass bei jeder Wellenlänge absorbiert und emittiert wird. Damit gilt das Stephan-Boltzmann-Gesetz, und die Strahlung von der Erdoberfläche aber auch von dicken Wolken kann zur Bestimmung ihrer Temperatur genutzt werden. Zur Trennung des Einflusses der Atmosphäre von der Abstrahlung des Bodens können Unterschiede des Emissionsvermögens bei verschiedenen Wellenlängen herangezogen werden (Kap. 5.2.2).

Die gasförmigen Bestandteile der Atmosphäre absorbieren und emittieren hingegen nicht kontinuierlich bei allen Wellenlängen. Die möglichen Energieübergänge in einem Gas, die möglichen Differenzen zwischen der Energie verschiedener Schwingungs- und Rotations-Zustände oder anderen Bewegungen der Moleküle, sind begrenzt und für jede Gasart spezifisch. Die mögliche Absorption, und damit Emission, bei einzelnen Wellenlängen wird wie bei der Strahlung von der Sonne als Linien bezeichnet, eben Absorptions- und Emissionslinien. Da jedes Gas bei bekannten, spezifischen Wellenlängen emittiert und absorbiert, kann die Messung dieser Linien zur Bestimmung von Spurengaskonzentrationen genutzt werden. Umgekehrt kann bei bekannter Gasmenge mittels Fernerkundung der emittierten Strahlung auf dessen Temperatur geschlossen werden und damit auf die Temperatur der Atmosphärenschicht, in der es sich befindet.

Bei spektral weniger hoch aufgelöster Betrachtung eines Spektrums können eng beieinander liegende Linien in vielen Fällen nicht aufgelöst werden und daher als sogenannten „Banden“ zusammengefasst.

J. Fraunhofer begann als Spiegelmacher und Glasschleifer, wurde dann aber Professor und Mitglied der Akademie. Er entdeckte die nach ihm benannten Linien im Sonnenspektrum und ermöglichte die Bestimmung von deren Wellenlängen mittels Beugungsgitter.