Fraunhofersche Linien, an verschiedenen Stellen im Sonnenspektrum auftretende dunkle Spektrallinien (Absorptionslinien); entstehen in der unteren Chromosphäre (umkehrende Schicht), deren Temperatur etwa 1000 °C niedriger als die der unter ihr liegenden, lichtaussendenden Photosphäre ist und die das Photosphärenlicht in einzelnen, für die Chromosphärengase charakteristischen Wellenlängen absorbiert. Markante Linien sind die H- und K-Linien des Calciums (Wellenlänge l = 396,85 nm bzw. 393,37 nm), die rote Wasserstofflinie C = Ha (l = 656,28 nm) und die D-Linien (Dublett) des Natriums (l = 589,59 nm und 589 nm). Da auch die anderen Sterne Absorptionslinien in ihren Spektren zeigen, können die Astronomen durch Spektralanalyse deren chemische Zusammensetzung ermitteln. Bis heute wurden mit höchstauflösenden Gitterspektrographen etwa 25000 Fraunhofersche Linien vermessen, von denen etwa 70% mit über 60 chemischen Elementen identifiziert werden konnten.