Absorpsjonslinjer

Absorpsjonslinjer er mørke linjer i et spektrum som oppstår når fotoner fra en bakgrunnskilde passerer gjennom en gass som inneholder atomer eller ioner. Fotoner med bestemte bølgelengder absorberes av elektroner som skifter til høyere energinivåer, og dette gir synlige mangel på intensitet ved disse bølgelengdene. Slike linjer indikerer hvilke elementer som finnes langs synslinjen og hvilke energioverganger som forekommer.

Linjene har form og bredde som påvirkes av flere effekter. Naturlig bredning skyldes livstiden til den inntatte tilstanden, Dopplerbredning følger av termisk bevegelse og turbulens i gasen, og trykkbredning kan være viktig i tett gas. Kombinasjonen gir ofte en Voigt-profil. Observatoriske linjer kan derfor være smale eller bredere, og deres detaljer gir informasjon om både kjemisk sammensetning og fysiske forhold i gassen.

Styrken til en absorpsjonslinje måles ofte ved ekvivalent bredde (Wλ), som representerer det totale manglende lysmassen i linjen. Mengden absorberende materiale langs linjen kalles kolonnendensitet (N) og bestemmer hvor dypt linjen blir. For å tolke data brukes kurven for vekst (curve of growth), som beskriver hvordan Wλ varierer med N og temperatur. Observasjonelle data sammen med nøyaktige atomdata gjør det mulig å estimere elementtilstedeværelse, temperatur og bevegelse i gassen.

Absorpsjonslinjer observeres i stjernespekter, i interstellar og intergalaktisk gass, og i spektra til aktive galaktiske kilder. For objekter utenfor vår galakse kan linjene være rødforskjøvet eller blåforskjøvet av bevegelse og universell utvidelse. Vanlige eksempler inkluderer Na D-linjer, Ca II H og K og hydrogen Lyman-α.