Spektrallinien sind linienartige Struktur im Spektrum einer elektromagnetischen Strahlungsquelle. Setzt sich ein Spektrum nur aus solchen Linien zusammen, spricht man von einem Linienspektrum.
Eine Spektrallinie entspricht immer einer diskreten Wellenlänge \(\lambda\) und Frequenz f und damit auch Energie der Strahlung. Man unterscheidet
- dunkle Absorptionslinien: eine bestimmte Frequenz wird durch Absorption aus einem einfallenden kontinuierlichen Spektrum entfernt und
- helle Emissionslinien: angeregte Atome oder Moleküle emittieren bei der Abregung eine bestimmte Frequenz, welche der Anregungsenergie entspricht.
Die ersten Spektrallinien fand 1814 Joseph v. Fraunhofer, als er dunkle Absorptionslinien im Sonnenspektrum entdeckte (Fraunhofer-Linien).
Da das Linienspektrum für jedes chemische Element charakteristisch ist, wurde damit erstmals eine Aussage über die chemische Zusammensetzung der Sonne möglich.
Eine spezielle Abfolge von Linien in einem Spektrum bezeichnet man als Spektralserie, wenn bei ihnen der Anfangs- oder Endzustand des beteiligten Hüllenelektrons übereinstimmen. Beispielsweise gilt für die Spektralserien des Wasserstoffatoms
\(\dfrac 1 \lambda = R_\text H \left( \dfrac 1 {m^2} - \dfrac 1 {n^2} \right)\)
RH die Rydberg-Konstante (nach Johannes Rydberg) des Wasserstoffs, die Laufzahl n nummeriert die einzelnen Linien einer Serie durch, die Laufzahl m die verschiedenen Serien des Wasserstoffspektrums:
- m = 1: Lyman-Serie (91–122 nm),
- m = 2: Balmer-Serie (364–656 nm),
- m = 3: Paschen-Serie (820–1 880 nm),
- m = 4: Bracket-Serie (1,46– 4,05 mm),
- m = 5: Pfund-Serie (2,28–7,40 mm).