Eine Spektrallinie ist eine dunkle oder helle Linie in einem ansonsten gleichmäßigen und kontinuierlichen Spektrum, die durch einen Überschuss oder Mangel an Photonen in einem engen Frequenzbereich im Vergleich zu den benachbarten Frequenzen entsteht.
Spektrallinien sind das Ergebnis der Wechselwirkung zwischen einem Quantensystem (in der Regel Atome, manchmal aber auch Moleküle oder Atomkerne) und einzelnen Photonen. Wenn ein Photon genau die richtige Energie hat, um eine Änderung des Energiezustands des Systems zu ermöglichen (im Falle eines Atoms ist dies in der Regel ein Elektron, das seine Umlaufbahn ändert), wird das Photon absorbiert. Anschließend wird es spontan wieder emittiert, entweder in der gleichen Frequenz wie das ursprüngliche oder in einer Kaskade, wobei die Summe der Energien der emittierten Photonen der Energie des absorbierten Photons entspricht. Die Richtung der neuen Photonen ist unabhängig von der Bewegungsrichtung des ursprünglichen Photons.
Abhängig von der Geometrie des Gases, der Photonenquelle und des Beobachters entsteht entweder eine Emissionslinie oder eine Absorptionslinie. Befindet sich das Gas zwischen der Photonenquelle und dem Beobachter, so ist eine Abnahme der Lichtintensität in der Frequenz des einfallenden Photons zu beobachten, da die reemittierten Photonen meist in andere Richtungen als das ursprüngliche Photon weisen. Dies ist eine Absorptionslinie. Wenn der Beobachter das Gas sieht, aber nicht die ursprüngliche Photonenquelle, dann sieht er nur die Photonen, die in einem engen Frequenzbereich reemittiert werden. Dies ist eine Emissionslinie.
Absorptions- und Emissionslinien sind hochgradig atomspezifisch und können zur einfachen Identifizierung der chemischen Zusammensetzung eines beliebigen Mediums verwendet werden, das Licht durchlässt (in der Regel wird Gas verwendet). Mehrere Elemente wurden mit Hilfe der Spektroskopie entdeckt – Helium, Thallium, Cerium usw. Da die Spektrallinien auch von den physikalischen Bedingungen des Gases abhängen, werden sie häufig verwendet, um die chemische Zusammensetzung von Sternen und anderen Himmelskörpern, die mit anderen Mitteln nicht analysiert werden können, sowie ihre physikalischen Bedingungen wie die Temperatur zu bestimmen.
Die Isomerenverschiebung ist die Verschiebung einer Absorptionslinie, die darauf zurückzuführen ist, dass die absorbierenden Kerne eine andere s-Elektronendichte haben als die emittierenden Kerne.
Spektrallinien können auch durch andere Mechanismen als die Atom-Photonen-Wechselwirkung entstehen. Je nach der genauen physikalischen Wechselwirkung (mit Molekülen, einzelnen Teilchen usw.) variiert die Frequenz der beteiligten Photonen stark, und Linien können im gesamten elektromagnetischen Spektrum beobachtet werden, von Radiowellen bis zu Gammastrahlen.
Astronomen können das Licht eines Sterns, das durch die Atmosphäre eines Planeten gefiltert wird, nutzen, um Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung des Planeten zu ziehen, um festzustellen, ob dort Bedingungen für Leben möglich sind.