emissielijn

Een emissielijn is een piek in een spectrum op een specifieke golflengte die ontstaat wanneer atomen, ionen of moleculen energie uitstralen door fotonen te verwijderen uit hun hogere energieniveaus. Dit gebeurt wanneer een elektron terugvalt van een aangeslagen toestand naar een lager niveau, en bij die overgang een foton met een kenmerkende energie uitzendt.

Emissielijnen verschijnen in een emissiespectrum als heldere, scherpe lijnen tegen een donkere achtergrond. Dit in tegenstelling tot een continu spectrum, waarin alle golflengten aanwezig zijn, en een absorptiespectrum, waarin een absorberende Gas de achtergrondlicht op bepaalde golflengten laat verdwijnen. De lijnen zijn kenmerkend voor de soort atomen of moleculen en de specifieke transities die optreden.

De oorsprong van emissielijnen ligt in elektronische overgangen, maar ook in vibrational en rotational overgangen bij moleculen. In sterren en sterrenstelsels optreden vaak “verboden lijnen” (gemarkeerd met [ ] in spectroscopie), die alleen voorkomen in extreem lage-dichtheidgas waar collisies zelden voorkomen. De sterkte en breedte van emissielijnen geven informatieve aanwijzingen over temperatuur, dichtheid, chemische samenstelling en dynamiek van de gaswolken.

Toepassingen van emissielijnen zijn onder meer het bepalen van de chemische samenstelling, de temperatuur en de dichtheid van astrofysische objecten; het meten van bewegingen via Dopplerverschuivingen en het afleiden van redden van stof en emissie. Enkele bekende voorbeelden zijn de Balmerreeks van waterstof (bijv. Hα 656,3 nm), en de verboden lijnen van ionen zoals [O III], [N II] en [S II] in galactische en extragalactische gaswolken.