Emissionslinie

Eine Emissionslinie ist in der Spektralanalyse ein heller Spektralstrich, der entsteht, wenn Atome, Ionen oder Moleküle Elektronen von einem höheren in einen niedrigeren Energiestatus überführen und dabei Photonen mit charakteristischer Energie freisetzen. Die Wellenlänge des erzeugten Lichts ist festgelegt durch die Energieunterschiede der beteiligten Zustände und bildet in einem Spektrum eine scharfe Linie statt eines breiten Kontinuums.

Emissionslinien unterscheiden sich von Absorptionslinien, bei denen Photonen aus einem Spektrum absorbiert werden und dadurch dunkle Linien entstehen. In der Praxis stammen Emissionslinien aus verschiedenen Prozessen: spontane Emission, freigesetzt durch Elektronenkurze Aufenthaltszeiten; bei niedrigen Dichten können auch sogenannte Forbidden-Linien bzw. metastabile Übergänge beobachtet werden, die in dichten Quellen nicht auftreten. Molekulare Emissionslinien entstehen auch durch Rotations- und Vibrationsübergänge.

Emissionslinien sind in der Astronomie besonders wichtig. Sie ermöglichen die Bestimmung chemischer Zusammensetzung, Ionisationszustand, Temperatur und Dichte von Quellen wie Sterne, Planetarische Nebel oder Galaxien. Aus dem Verhältnis verschiedener Linien lassen sich physikalische Bedingungen ableiten (z. B. Te, Ne, Metallizität). Doppler-Verschiebungen der Linien liefern Informationen über die relative Bewegung und Rotationsgeschwindigkeiten.

Typische Beispiele sind im optischen Spektrum H-Alpha (656,3 nm), die Balmer-Reihe des Wasserstoffs, sowie die Nebel-Linien [O III] bei 500,7 nm und [N II] bei 658,3 nm. In der Astronomie spielen sowohl reine Emissionslinien aus Ionen als auch Recombination-Linien eine Rolle; in der Laborspektroskopie zählen Linien aus Atomen und Molekülen zu den Grundlagen der Spektralanalyse.