Spectral line (original) (raw)
Spektra linio estas luma aŭ malluma linio, kiu apera en elektromagneta spektro, kiu estus sene unuforma kajkontinua. La spektraj linioj rezultas de la interago de kvantuma objekto (atomkerno,atomo, molekulo ...) kun la elektromagnetaj ondoj. La spektraj linioj estas rigardita kiel "fingrospuro" de atomoj aŭ molekuloj, ili estas uzita por identigi la atomojn aŭ molekulojn ĉeestantajn en steloj, nebulozoj aŭ ajnaj astroj ; sur tiu-ĉi principo baziĝas la spektroskopio.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | خط الطيف (بالإنجليزية: Spectral line) هو خط داكن أو ساطع في طيف . يتكون طيف الشمس مثلا أو طيف نجم عن رؤيته وتحليله تحليلا طيفيا من مجموعات خطوط متوازية متعاقبة تبدأ بلون الضوء الأحمر فالبرتقالي فالأصفر إلى الأخضر والأزرق إلى البنفسجي . تلك هي خطوط الطيف المرئي، وكل منها لها طول موجة معينة، تعتمد على نوع العنصر الذي يبعثها . فإذا شاهدنا طيف الشمس وقمنا بتحليله وجدنا أن معظم خطوط طيفه تنتمي إلى انبعاثات ضوئية من الهيدروجين وقليل من الخطوط تحمل «بصمة» غاز الهيليوم ، وهما المكونان الرئيسان للشمس. من هنا اكتسبت طريقة المطيافية طريقة لفهم مكونات النجوم والشموس والمجرات، وهي تساعد علماء الفلك على استنباط مكونات تلك الأجرام عن طريق تحليل ما يأتي إلينا منها من ضوء. كذلك المطيافية المستخدمة معمليا تساعد الكيميائي والفيزيائي على استنباط خواص العناصر والمركبات، وتستخدم أيضا في تحليل المركبات وغيرها. (ar) Una línia espectral és una línia fosca o clara en un espectre òptic, resultant d'un excés o deficiència de fotons en un rang de freqüències estret. Les línies espectrals són el resultat de la interacció entre un sistema quàntic (usualment àtoms, però de vegades molècules o nuclis atòmics) i fotons individuals. Quan un fotó té l'energia exacta per a induir un canvi en l'energia del sistema (en el cas d'un àtom això és normalment un electró que canvia de configuració orbital, el fotó és absorbit. Després serà emès un altre cop espontàniament, en la mateixa freqüència de l'original o bé en cascada, de manera que la suma de les energies dels fotons emesos serà la mateixa que la de l'absorbit. La direcció dels nous fotons no estarà correlacionada amb la direcció del fotó original. Depenent de la geometria del gas, de la font de fotons i l'observador, una es pot produir una línia d'emissió o una línia d'absorció . Si el gas està entre la font del fotó i l'observador, el darrer observarà una disminució en la intensitat de la llum en la freqüència del fotó incident, ja que els fotons reemessos seran en direccions diferents de l'original. Això és una línia d'absorció. Si l'observador veu el gas, però no la font original de fotons, només veurà fotons reemessos en un rang estret de freqüències. Això serà una línia d'emissió. L'absorció i l'emissió de línies són altament específiques dels àtoms, i es poden usar fàcilment per a identificar la composició química de qualsevol medi que permeti el pas de la llum (gas normalment). També depèn de les condicions físiques del gas, de manera que s'usen per a determinar la composició química dels estels i altres cossos celestials, que no es poden analitzar per altres mitjans (i també es pot obtenir informació de les seves característiques físiques). A més de la interacció àtom-fotó, altres mecanismes poden produir línies espectrals. Depenent de la interacció física exacta (amb molècules, partícules individuals, etc.) la freqüència dels fotons involucrats pot variar molt, i les línies es poden observar en tot l'espectre electromagnètic, des d'ones de ràdio fins a raigs gamma. Una línia s'estén a un rang de freqüències, no una sola freqüència. Les raons per aquest "eixamplament" són: * Eixamplament Natural: El principi d'incertesa relaciona la vida d'un estat excitat amb la precisió de l'energia, de manera que el mateix nivell excitat tindrà energies lleugerament diferents a diferents àtoms. * Eixamplament Doppler : Els àtoms tenen diferents velocitats, de manera que "veuran" els fotons "desplaçats" cap al vermell o cap al blau, absorbint fotons de diferents energies en el marc de referència de l'observador. Quan més alta és la temperatura del gas, més grans són les diferències de velocitat (i les velocitats), i més ampla és la línia. * Eixamplament per Pressió: La presència d'altres àtoms "desplaça" l'energia dels diferents nivells energètics que originen les línies. Aquest efecte depèn de la densitat del gas. (ca) Spektrální čára je tmavá nebo světlá čára v jinak spektru, která je výsledkem nadbytku nebo nedostatku fotonů v úzkém frekvenčním pásmu v porovnání s okolními frekvencemi pozorovaného paprsku. Vzniká interakcí fotonu o určité vlnové délce s molekulou, atomem, jeho valenčním elektronem nebo jádrem. Absorpční spektrální čára vzniká tak, že určitá látka fotony příslušné frekvence pohlcuje, emisní spektrální čára tak, že látka fotony této frekvence vysílá (emituje). Tyto vlnové délky či frekvence jsou charakteristické pro právě konkrétní prvky a i molekuly, takže spektrální čára svědčí o přítomnosti tohoto prvku nebo molekuly. Toho se využívá ve spektroskopických metodách, které jsou velmi citlivé i na nepatrná množství látek a dají se používat i tam, kde máme k dispozici i pouze světlo zkoumaného objektu, například i astronomického, tedy fyzicky nedosažitelného. Soubor spektrálních čar (diskrétních) vytváří čárové spektrum. (cs) Spektra linio estas luma aŭ malluma linio, kiu apera en elektromagneta spektro, kiu estus sene unuforma kajkontinua. La spektraj linioj rezultas de la interago de kvantuma objekto (atomkerno,atomo, molekulo ...) kun la elektromagnetaj ondoj. La spektraj linioj estas rigardita kiel "fingrospuro" de atomoj aŭ molekuloj, ili estas uzita por identigi la atomojn aŭ molekulojn ĉeestantajn en steloj, nebulozoj aŭ ajnaj astroj ; sur tiu-ĉi principo baziĝas la spektroskopio. (eo) Als Spektrallinien oder Resonanzlinien bezeichnet man voneinander scharf getrennte Linien eines Spektrums emittierter (Emissionslinien) oder absorbierter (Absorptionslinien) elektromagnetischer Wellen, im engeren Sinne innerhalb des Wellenlängenbereichs des sichtbaren Lichts (Lichtspektrum). Spektrallinien werden durch Wellenlänge, Linienintensität und Linienbreite charakterisiert. Die Ursache der Spektrallinien sind die durch Licht angeregten elektronischen Übergänge in Atomen oder Molekülen. Die Namensgebung Spektrallinie geht historisch darauf zurück, dass in üblichen Spektrometern ein Eingangsspalt vorhanden ist, dessen Form sich auf dem Schirm oder im Auge des Betrachters abbildet. Der Name wurde später auch auf die Peaks (d. h. Maxima) in einem als Intensitätskurve aufgezeichneten Spektrum übertragen. Spektrallinien treten bei der instrumentellen Atomspektroskopie (wie beispielsweise Kernresonanzspektroskopie) oder der Flammenfärbung auf. Sie werden unter anderem in der Astronomie zur Analyse der molekularen Struktur von Sternen, Planeten und interstellarer Materie verwendet, die sonst unmöglich wäre. Sie wurden bei der Brechung des Lichts der Sonne durch ein Prisma im 19. Jahrhundert entdeckt, woraus sich dann Spektroskope entwickelten, mit denen ein weites Feld von Anwendungsmöglichkeiten für die Spektralanalyse entstand. (de) Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción. El estudio de las líneas espectrales permite realizar un análisis químico de cuerpos lejanos, siendo la espectroscopia uno de los métodos fundamentales usados en la astrofísica, aunque es utilizada también en el estudio de la Tierra. (es) Garis spektrum adalah garis-garis gelap atau cerah yang ada di dalam satu spektrum yang seharusnya seragam dan berkelanjutan, yang menyebabkan kekurangan atau kelebihan foton di dalam satu rentang frekuensi yang sempit, dibandingkan dengan frekuensi-frekuensi terdekat. "Sidik jari" ini dapat dibandingkan dengan "sidik jari" atom dan molekul yang dikumpulkan sebelumnya, dan dengan demikian digunakan untuk mengidentifikasi komponen atom dan molekul bintang dan planet yang seharusnya mustahil. (in) Une raie spectrale est une ligne sombre ou lumineuse dans un spectre électromagnétique autrement uniforme et continu.Les raies spectrales sont le résultat de l'interaction entre un système quantique (généralement des atomes, mais parfois aussi des molécules ou des noyaux atomiques) et le rayonnement électromagnétique. (fr) A spectral line is a dark or bright line in an otherwise uniform and continuous spectrum, resulting from emission or absorption of light in a narrow frequency range, compared with the nearby frequencies. Spectral lines are often used to identify atoms and molecules. These "fingerprints" can be compared to the previously collected ones of atoms and molecules, and are thus used to identify the atomic and molecular components of stars and planets, which would otherwise be impossible. (en) スペクトル線（英: Spectral line）とは、他の領域では一様で連続な光スペクトル上に現れる暗線または輝線である。狭い周波数領域における光子数が、隣接周波数帯に比べ少ない、あるいは多いために生じる。 (ja) Una linea spettrale è una linea scura o chiara in uno spettro altrimenti uniforme e continuo, ed è la conseguenza di un assorbimento o emissione di fotoni in una stretta gamma di frequenza. (it) Een spectraallijn is een emissielijn of een absorptielijn die correspondeert met respectievelijk het uitzenden of het absorberen van een golflengte binnen het elektromagnetisch spectrum door een stralingsbron. (nl) Linia spektralna – ciemna lub jasna linia w jednolitym, ciągłym widmie, powstającą wskutek nadmiaru lub deficytu fotonów (w porównaniu z pobliskimi częstotliwościami) w wąskim zakresie częstotliwości. Linie spektralne są wynikiem oddziaływania pomiędzy układem kwantowym (zazwyczaj atomy, ale czasami też molekuły i jądra atomowe) i fotonami. Kiedy foton ma dokładnie taką energię, by zmienić energetyczny stan układu (w przypadku atomu jest to zazwyczaj zmiana orbity przez elektron), zostaje zaabsorbowany. Wzbudzony pochłonięciem energii układ może wyemitować foton. Emitowany (re-emitowany) foton może mieć taką samą częstotliwość lub może być ona inna. Układ może być też wzbudzony poprzez dostarczenie energii w wyniku zderzeń elementów układu (np. atomów). Gdy światło przechodzi przez niepobudzony układ (np. chłodny gaz), w zależności od geometrii gazu, źródła fotonów i obserwatora w obserwowanym widmie można zaobserwować linie emisyjne lub linie absorpcyjne. Jeżeli gaz znajduje się pomiędzy źródłem fotonów i obserwatorem, w wyniku pochłaniania zostanie zaobserwowany spadek w natężeniu światła w częstotliwościach, w których fotony mogą być pochłaniane, jako że re-emitowane fotony będą poruszały się w innych kierunkach niż pierwotne fotony ze źródła. Wtedy powstanie linia absorpcyjna. Jeśli obserwator patrzy na taki gaz, ale bez widzenia źródła fotonów, zobaczy on tylko re-emitowane fotony w wąskim paśmie częstotliwości, i wtedy zaobserwuje linie emisyjne. W klasycznym eksperymencie Newtona, kiedy światło jest przepuszczane przez szczelinę, a potem przez pryzmat, z powodu zależności współczynnik załamania od długości fali (zjawisko nazywane dyspersją w szkle), każda z długości fali jest załamywana w innym kierunku i pierwotne światło rozbija się we wstęgę tęczy. W wyniku tego powstaje oddzielny obraz szczeliny dla każdej długości fali. Kiedy jest badane światło pochodzące od płomienia, zamiast pełnej gamy kolorów otrzymuje się wąskie linie, gdzie każdy z kolorów jest wyodrębniony – są to linie emisyjne. Każdy pierwiastek ma swój specyficzny zestaw linii i stąd narodziła się dziedzina zwana spektroskopią. Wiele pierwiastków zostało wpierw odkrytych dzięki swoim charakterystycznym liniom emisyjnym: hel, tal, cer itd. Powód dla którego pierwiastki mają ściśle określony zestaw linii, został po raz pierwszy wytłumaczony przez model atomu Bohra. Kiedy elektrony zmieniają swoją orbitę na mniej energetyczną, różnica energii jest wysyłana jako foton o dokładnie określonej częstotliwości. Dla prostych źródeł światła, stany energetyczne są ściśle określone, jak i częstotliwości obserwowanego światła. Linie absorpcyjne i emisyjne są zależne od rodzaju atomów wytwarzających je i dlatego mogą być łatwo użyte do badania składu chemicznego dowolnej substancji zdolnej do przepuszczania przez siebie światło. W ten sam sposób można badać skład chemiczny gwiazd i innych ciał niebieskich. Linie spektralne są także silnie zależne od fizycznych własności gazu, co również jest wykorzystywane w astronomii. Pionierem takich badań był Joseph von Fraunhofer, od jego nazwiska linie absorpcyjne nazywane bywają liniami Fraunhofera. Istnieją także inne mechanizmy, kiedy oddziaływanie atomu z fotonem może wytworzyć linię spektralną. W zależności od określonego, fizycznego oddziaływania częstotliwość zaangażowanych fotonów będzie się szeroko wahać i linia będzie obserwowana przez całe widmo, od fal radiowych do promieniowania gamma. Linia rozszerza się na pewien zakres częstotliwości, zamiast pojawić się tylko dla jednej, konkretnej. Powody tego poszerzania są różne: * Naturalne poszerzenie: przede wszystkim łączy przebywanie w stanie wzbudzonym z dokładną energią, tak że ten sam stan wzbudzony będzie się nieznacznie różnił energetycznie dla różnych atomów. * Poszerzenie dopplerowskie: Atomy będą miały różne prędkości, więc będą widziały fotony przesunięte w czerwoną lub niebieską stronę widma, absorbując fotony o różnych energiach z punktu widzenia obserwatora. Im wyższa temperatura gazu, tym większe są różnice w prędkościach i większe poszerzenie linii. * Poszerzenie wskutek ciśnienia: Oddziaływanie z innymi atomami przesuwa energię poziomów energetycznych, które są odpowiedzialne za powstawanie linii. Efekt zależy od gęstości gazu. (pl) Spektrallinjer är ljusa eller mörka linjer i spektrumet från en ljuskälla. De uppstår när elektronerna i ljuskällans (eller mellanliggande materias) atomer övergår från en energinivå till en annan. Eftersom dessa energinivåer (och skillnaden mellan dem) är fasta och specifika (diskreta) för varje enskilt ämne, kan spektrallinjerna användas för att identifiera vilket eller vilka ämnen som är inblandade. * Absorptionslinjer (mörka linjer, de Fraunhoferska linjerna) uppstår när fotoner i ljuset absorberas, och elektronerna med hjälp av fotonernas energi går från ett lägre tillstånd till ett högre. * Emissionslinjer (ljusa linjer) uppstår när elektronerna går från ett högre tillstånd till ett lägre, och atomerna därvid avger fotoner som motsvarar skillnaden i energitillstånden. (sv) Raia espectral, risca espetral ou linha espectral é o resultado de uma transição quântica que pode ser observado macroscopicamente. Estas linhas se apresentam como revelações em algum tipo de material e são a maneira mais simples de se detectar as transições quânticas. Quando uma transição entre níveis de energia ocorre em uma determinada amostra, ela emite ou absorve radiação eletromagnética em frequências discretas características. Onde essa radiação incide sobre a chapa reveladora, a cor da mesma é mudada. Colocando-se um prisma, que separa as frequências da luz emitida antes da chapa reveladora, a chapa irá revelar em alturas discretas, formando as linhas espectrais. Pode-se determinar em quais frequências discretas determinada amostra emitiu, e assim estudar suas características microscópicas. (pt) Спектра́льная ли́ния — узкий участок спектра электромагнитного излучения, где интенсивность излучения усилена либо ослаблена по сравнению с соседними областями спектра. В первом случае линия называется , во втором — линией поглощения. Положение линии в спектре обычно задаётся длиной волны, частотой или энергией фотона. Чаще всего спектральные линии возникают при переходах между дискретными уровнями энергии в квантовых системах: молекулах, атомах и ионах, а также атомных ядрах. У каждого химического элемента атомы и ионы имеют собственную структуру энергетических уровней, и набор спектральных линий у них уникален, что позволяет по спектральным линиям определять присутствие и количественное содержание тех или иных химических элементов в исследуемом объекте. Спектральные линии имеют малую ширину, но они не монохромны. Распределение интенсивности излучения в линии называется профилем или контуром спектральной линии, вид которого зависит от множества факторов, называемых механизмами уширения. Среди них — естественная ширина спектральной линии, доплеровское уширение и другие эффекты. Спектральные линии наблюдаются во всех диапазонах электромагнитного излучения: от гамма-лучей до радиоволн, причём линии в разных диапазонах обусловлены различными процессами: например, линии атомных ядер попадают в гамма- и рентгеновский диапазоны, а различные линии молекул — в основном в инфракрасный и радиоволновой диапазоны. Профили и характеристики спектральных линий содержат различную информацию об условиях среды, где они возникли. (ru) 譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。 譜線通常是（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何關聯。 根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。 吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。 同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。 除了原子-光子的交互作用外，其他的機制也可以產生譜線。根據確實的物理交互作用（分子、單獨的粒子等等）所產生的光子在頻率上有廣泛的分佈，並且可以跨越從無線電波到伽馬射線，所有能觀測的電磁波頻譜。 (zh) Спектральна лінія — світла або темна вузька смуга в оптичному спектрі, пов'язана з надлишком або відсутністю фотонів з відповідною частотою. (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Spectral-lines-continuous.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | https://books.google.com/books%3Fid=7gcvAAAAIAAJ |
| dbo:wikiPageID | 177320 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 20848 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1122847858 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Caesium dbr:Calcium dbr:Quantum_mechanics dbr:Roman_numeral dbr:Electromagnetic_spectrum dbr:Electron_configuration dbr:Molecule dbr:Lévy_distribution dbr:Bohr_model dbr:Hydrogen dbr:Hydrogen_line dbr:Hydrogen_spectral_series dbr:Atomic_spectral_line dbr:Characteristic_X-ray dbr:Uncertainty_principle dbr:Van_der_Waals_force dbr:Infrared dbr:Light dbr:Chemical_element dbr:Chemical_species dbr:Gas-discharge_lamp dbr:Motional_narrowing dbr:Electron dbr:Fraunhofer_line dbr:Gamma_ray dbr:Gaussian_function dbr:Continuous_spectrum dbr:Sharp_series dbr:Lorentzian_function dbr:Stable_distribution dbr:Star dbr:Density dbr:Emission_spectrum dbr:Spontaneous_emission dbr:Visible_spectrum dbr:Balmer_series dbr:Helium dbr:Ion dbr:Radio_wave dbr:Absorption_spectrum dbr:Fourier_transform dbc:Emission_spectroscopy dbr:Dicke_effect dbr:Diffuse_series dbr:Discrete_spectrum dbr:Lennard-Jones_potential dbr:Number_density dbr:Atom dbr:Atomic_nucleus dbr:Iron dbr:Temperature dbr:Thallium dbr:Absorption_(electromagnetic_radiation) dbr:Absorption_spectroscopy dbr:Academic_Press dbc:Spectroscopy dbr:Doppler_effect dbr:Doppler_shift dbr:Auger_effect dbr:Photon dbr:Planet dbr:Plasma_(physics) dbr:Spectroscopy dbr:Emission_(electromagnetic_radiation) dbr:Radio_spectrum dbr:X-ray dbr:Lyman_series dbr:Ultraviolet dbr:Voigt_profile dbr:Wavelength dbr:Local_thermodynamic_equilibrium dbr:Splatalogue dbr:Z-pinch dbr:Multiplet dbr:Photon_energy dbr:Spectral_line_shape dbr:Rydberg-Ritz_combination_principle dbr:Linear_Stark_effect dbr:Quadratic_Stark_effect dbr:Absorption_lines dbr:Inhomogeneous_broadening dbr:Molecular_spectra_or_band_spectra dbr:File:Simple_spectroscope.jpg dbr:File:Spectrum_of_blue_sky.svg |
| dbp:alt | Absorption lines (en) Continuous spectrum (en) Emission lines (en) |
| dbp:caption | Continuous spectrum (en) Emission lines (en) Absorption spectrum with Absorption lines (en) |
| dbp:date | March 2020 (en) |
| dbp:direction | vertical (en) |
| dbp:image | Spectral-lines-absorption.svg (en) Spectral-lines-continuous.svg (en) Spectral-lines-emission.svg (en) |
| dbp:reason | Where is the light absorption device pointing at exactly? (en) |
| dbp:width | 320 (xsd:integer) |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Anchor dbt:Authority_control dbt:Cite_book dbt:Clarify dbt:Expand_section dbt:Main dbt:More_footnotes dbt:Multiple_image dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Spectral_lines_of_the_elements |
| dct:subject | dbc:Emission_spectroscopy dbc:Spectroscopy |
| gold:hypernym | dbr:Line |
| rdf:type | owl:Thing yago:WikicatOptics yago:BodyPart105220461 yago:Eye105311054 yago:Organ105297523 yago:Part109385911 yago:PhysicalEntity100001930 yago:SenseOrgan105299178 yago:Thing100002452 yago:WikicatPhysicalOptics |
| rdfs:comment | Spektra linio estas luma aŭ malluma linio, kiu apera en elektromagneta spektro, kiu estus sene unuforma kajkontinua. La spektraj linioj rezultas de la interago de kvantuma objekto (atomkerno,atomo, molekulo ...) kun la elektromagnetaj ondoj. La spektraj linioj estas rigardita kiel "fingrospuro" de atomoj aŭ molekuloj, ili estas uzita por identigi la atomojn aŭ molekulojn ĉeestantajn en steloj, nebulozoj aŭ ajnaj astroj ; sur tiu-ĉi principo baziĝas la spektroskopio. (eo) Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción. El estudio de las líneas espectrales permite realizar un análisis químico de cuerpos lejanos, siendo la espectroscopia uno de los métodos fundamentales usados en la astrofísica, aunque es utilizada también en el estudio de la Tierra. (es) Garis spektrum adalah garis-garis gelap atau cerah yang ada di dalam satu spektrum yang seharusnya seragam dan berkelanjutan, yang menyebabkan kekurangan atau kelebihan foton di dalam satu rentang frekuensi yang sempit, dibandingkan dengan frekuensi-frekuensi terdekat. "Sidik jari" ini dapat dibandingkan dengan "sidik jari" atom dan molekul yang dikumpulkan sebelumnya, dan dengan demikian digunakan untuk mengidentifikasi komponen atom dan molekul bintang dan planet yang seharusnya mustahil. (in) Une raie spectrale est une ligne sombre ou lumineuse dans un spectre électromagnétique autrement uniforme et continu.Les raies spectrales sont le résultat de l'interaction entre un système quantique (généralement des atomes, mais parfois aussi des molécules ou des noyaux atomiques) et le rayonnement électromagnétique. (fr) A spectral line is a dark or bright line in an otherwise uniform and continuous spectrum, resulting from emission or absorption of light in a narrow frequency range, compared with the nearby frequencies. Spectral lines are often used to identify atoms and molecules. These "fingerprints" can be compared to the previously collected ones of atoms and molecules, and are thus used to identify the atomic and molecular components of stars and planets, which would otherwise be impossible. (en) スペクトル線（英: Spectral line）とは、他の領域では一様で連続な光スペクトル上に現れる暗線または輝線である。狭い周波数領域における光子数が、隣接周波数帯に比べ少ない、あるいは多いために生じる。 (ja) Una linea spettrale è una linea scura o chiara in uno spettro altrimenti uniforme e continuo, ed è la conseguenza di un assorbimento o emissione di fotoni in una stretta gamma di frequenza. (it) Een spectraallijn is een emissielijn of een absorptielijn die correspondeert met respectievelijk het uitzenden of het absorberen van een golflengte binnen het elektromagnetisch spectrum door een stralingsbron. (nl) Спектральна лінія — світла або темна вузька смуга в оптичному спектрі, пов'язана з надлишком або відсутністю фотонів з відповідною частотою. (uk) خط الطيف (بالإنجليزية: Spectral line) هو خط داكن أو ساطع في طيف . يتكون طيف الشمس مثلا أو طيف نجم عن رؤيته وتحليله تحليلا طيفيا من مجموعات خطوط متوازية متعاقبة تبدأ بلون الضوء الأحمر فالبرتقالي فالأصفر إلى الأخضر والأزرق إلى البنفسجي . تلك هي خطوط الطيف المرئي، وكل منها لها طول موجة معينة، تعتمد على نوع العنصر الذي يبعثها . فإذا شاهدنا طيف الشمس وقمنا بتحليله وجدنا أن معظم خطوط طيفه تنتمي إلى انبعاثات ضوئية من الهيدروجين وقليل من الخطوط تحمل «بصمة» غاز الهيليوم ، وهما المكونان الرئيسان للشمس. (ar) Una línia espectral és una línia fosca o clara en un espectre òptic, resultant d'un excés o deficiència de fotons en un rang de freqüències estret. Les línies espectrals són el resultat de la interacció entre un sistema quàntic (usualment àtoms, però de vegades molècules o nuclis atòmics) i fotons individuals. Quan un fotó té l'energia exacta per a induir un canvi en l'energia del sistema (en el cas d'un àtom això és normalment un electró que canvia de configuració orbital, el fotó és absorbit. Després serà emès un altre cop espontàniament, en la mateixa freqüència de l'original o bé en cascada, de manera que la suma de les energies dels fotons emesos serà la mateixa que la de l'absorbit. La direcció dels nous fotons no estarà correlacionada amb la direcció del fotó original. (ca) Spektrální čára je tmavá nebo světlá čára v jinak spektru, která je výsledkem nadbytku nebo nedostatku fotonů v úzkém frekvenčním pásmu v porovnání s okolními frekvencemi pozorovaného paprsku. Vzniká interakcí fotonu o určité vlnové délce s molekulou, atomem, jeho valenčním elektronem nebo jádrem. Absorpční spektrální čára vzniká tak, že určitá látka fotony příslušné frekvence pohlcuje, emisní spektrální čára tak, že látka fotony této frekvence vysílá (emituje). Soubor spektrálních čar (diskrétních) vytváří čárové spektrum. (cs) Als Spektrallinien oder Resonanzlinien bezeichnet man voneinander scharf getrennte Linien eines Spektrums emittierter (Emissionslinien) oder absorbierter (Absorptionslinien) elektromagnetischer Wellen, im engeren Sinne innerhalb des Wellenlängenbereichs des sichtbaren Lichts (Lichtspektrum). Spektrallinien werden durch Wellenlänge, Linienintensität und Linienbreite charakterisiert. Die Ursache der Spektrallinien sind die durch Licht angeregten elektronischen Übergänge in Atomen oder Molekülen. (de) Linia spektralna – ciemna lub jasna linia w jednolitym, ciągłym widmie, powstającą wskutek nadmiaru lub deficytu fotonów (w porównaniu z pobliskimi częstotliwościami) w wąskim zakresie częstotliwości. Linie spektralne są wynikiem oddziaływania pomiędzy układem kwantowym (zazwyczaj atomy, ale czasami też molekuły i jądra atomowe) i fotonami. Kiedy foton ma dokładnie taką energię, by zmienić energetyczny stan układu (w przypadku atomu jest to zazwyczaj zmiana orbity przez elektron), zostaje zaabsorbowany. Wzbudzony pochłonięciem energii układ może wyemitować foton. Emitowany (re-emitowany) foton może mieć taką samą częstotliwość lub może być ona inna. Układ może być też wzbudzony poprzez dostarczenie energii w wyniku zderzeń elementów układu (np. atomów). (pl) Raia espectral, risca espetral ou linha espectral é o resultado de uma transição quântica que pode ser observado macroscopicamente. Estas linhas se apresentam como revelações em algum tipo de material e são a maneira mais simples de se detectar as transições quânticas. Quando uma transição entre níveis de energia ocorre em uma determinada amostra, ela emite ou absorve radiação eletromagnética em frequências discretas características. Onde essa radiação incide sobre a chapa reveladora, a cor da mesma é mudada. (pt) Спектра́льная ли́ния — узкий участок спектра электромагнитного излучения, где интенсивность излучения усилена либо ослаблена по сравнению с соседними областями спектра. В первом случае линия называется , во втором — линией поглощения. Положение линии в спектре обычно задаётся длиной волны, частотой или энергией фотона. (ru) Spektrallinjer är ljusa eller mörka linjer i spektrumet från en ljuskälla. De uppstår när elektronerna i ljuskällans (eller mellanliggande materias) atomer övergår från en energinivå till en annan. Eftersom dessa energinivåer (och skillnaden mellan dem) är fasta och specifika (diskreta) för varje enskilt ämne, kan spektrallinjerna användas för att identifiera vilket eller vilka ämnen som är inblandade. (sv) 譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。 譜線通常是（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何關聯。 根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。 吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。 同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。 (zh) |
| rdfs:label | خط طيفي (ar) Línia espectral (ca) Spektrální čára (cs) Spektrallinie (de) Spektra linio (eo) Línea espectral (es) Garis spektrum (in) Linea spettrale (it) Raie spectrale (fr) スペクトル線 (ja) Spectraallijn (nl) Linie spektralne (pl) Spectral line (en) Raia espectral (pt) Спектральная линия (ru) Spektrallinje (sv) Спектральна лінія (uk) 譜線 (zh) |
| rdfs:seeAlso | dbr:Hydrogen_spectral_series |
| owl:sameAs | freebase:Spectral line yago-res:Spectral line http://d-nb.info/gnd/4182165-8 wikidata:Spectral line dbpedia-af:Spectral line dbpedia-ar:Spectral line dbpedia-bg:Spectral line dbpedia-ca:Spectral line dbpedia-cs:Spectral line http://cv.dbpedia.org/resource/Спектр_йĕрĕ dbpedia-de:Spectral line dbpedia-eo:Spectral line dbpedia-es:Spectral line dbpedia-et:Spectral line dbpedia-fa:Spectral line dbpedia-fi:Spectral line dbpedia-fr:Spectral line dbpedia-gl:Spectral line http://hi.dbpedia.org/resource/वर्णक्रमीय_रेखा http://hy.dbpedia.org/resource/Սպեկտրալ_գիծ dbpedia-id:Spectral line dbpedia-it:Spectral line dbpedia-ja:Spectral line dbpedia-ka:Spectral line dbpedia-kk:Spectral line dbpedia-lb:Spectral line dbpedia-mk:Spectral line dbpedia-ms:Spectral line dbpedia-nl:Spectral line dbpedia-nn:Spectral line dbpedia-no:Spectral line dbpedia-pl:Spectral line dbpedia-pnb:Spectral line dbpedia-pt:Spectral line dbpedia-ro:Spectral line dbpedia-ru:Spectral line dbpedia-simple:Spectral line dbpedia-sk:Spectral line dbpedia-sv:Spectral line dbpedia-th:Spectral line dbpedia-tr:Spectral line dbpedia-uk:Spectral line http://ur.dbpedia.org/resource/اسپیکٹرل_لائن dbpedia-vi:Spectral line dbpedia-zh:Spectral line https://global.dbpedia.org/id/21SCh |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Spectral_line?oldid=1122847858&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Simple_spectroscope.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Spectral-lines-absorption.svg wiki-commons:Special:FilePath/Spectral-lines-continuous.svg wiki-commons:Special:FilePath/Spectral-lines-emission.svg wiki-commons:Special:FilePath/Spectrum_of_blue_sky.svg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Spectral_line |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Pressure_broadening dbr:Collisional_broadening dbr:Emission_line dbr:Spectral_lines dbr:Emission-line dbr:Emission_lines dbr:Spectral_Line_Broadening dbr:Spectral_line_broadening dbr:Natural_broadening dbr:Natural_linewidth dbr:Line_broadening dbr:Line_width dbr:Linewidth dbr:Broadening dbr:Broadening_(spectral_line) dbr:Van_der_Waals_broadening dbr:Spectral_linewidth dbr:Resonance_broadening dbr:Absorption_bands dbr:Absorption_line dbr:Absorption_lines dbr:Self-reversal dbr:Self-reversal_(spectroscopy) dbr:Spectral_line_width dbr:Spectroscopic_lines dbr:Spectrum_line |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Caesium dbr:Caesium_nitrate dbr:Californium dbr:Carbon_monoxide dbr:Carl_Runge dbr:Carlos_Jaschek dbr:Carlyle_Smith_Beals dbr:Pressure_broadening dbr:Proxima_Centauri dbr:Przybylski's_Star dbr:Quantum_mechanics dbr:Rotational_transition dbr:Electromagnetic_absorption_by_water dbr:Electron_electric_dipole_moment dbr:List_of_astronomy_acronyms dbr:List_of_eponymous_laws dbr:Metallicity dbr:Moog_(code) dbr:Mössbauer_spectroscopy dbr:Megamaser dbr:Merle_Gold dbr:Methods_of_detecting_exoplanets dbr:Seyfert_galaxy dbr:Symmetry_of_diatomic_molecules dbr:Prism_spectrometer dbr:Barium dbr:Beta_Arietis dbr:Beta_Leonis_Minoris dbr:Betelgeuse dbr:Big_Bang dbr:Binary_star dbr:Black_hole dbr:Alloy_broadening dbr:Hubble_Space_Telescope dbr:Hydrogen_atom dbr:Hydrogen_line dbr:Hydroxide dbr:Joseph_Larmor dbr:List_of_Dutch_discoveries dbr:List_of_chemical_element_name_etymologies dbr:Lithium_burning dbr:Perturbation_theory_(quantum_mechanics) dbr:Relativistic_quantum_mechanics dbr:Rigel dbr:Charge_radius dbr:Cyclotron_radiation dbr:Cygnus_Loop dbr:Cyril_Hazard dbr:Upsilon4_Eridani dbr:Upsilon_Andromedae_d dbr:V669_Cassiopeiae dbr:V725_Sagittarii dbr:V752_Centauri dbr:V957_Scorpii dbr:Volume dbr:Doppler_broadening dbr:Doppler_imaging dbr:Doppler_spectroscopy dbr:Index_of_physics_articles_(S) dbr:Inglis–Teller_equation dbr:Intermediate_polar dbr:Radon dbr:Stellar_classification dbr:Light dbr:Limb_darkening dbr:List_of_interstellar_and_circumstellar_molecules dbr:List_of_misidentified_chemical_elements dbr:List_of_plasma_physics_articles dbr:List_of_probability_distributions dbr:List_of_scientific_publications_by_Albert_Einstein dbr:Optical_spectrometer dbr:Timeline_of_cosmological_theories dbr:17_Comae_Berenices dbr:Comet_Shoemaker–Levy_9 dbr:Cornelis_Bakker dbr:Matrix_mechanics dbr:Measurement dbr:Measurement_in_quantum_mechanics dbr:S5_0014+81 dbr:SISTINE dbr:SMSS_J031300.36−670839.3 dbr:SN_1993J dbr:SN_1994I dbr:SN_2002cx dbr:SN_2014J dbr:SN_2018cow dbr:Sakurai's_Object dbr:Gaussian_broadening dbr:Nebula dbr:O-type_star dbr:Pyrotechnic_colorant dbr:Quantum_beats dbr:Quantum_dot_single-photon_source dbr:Timeline_of_knowledge_about_the_interstellar_and_intergalactic_medium dbr:Timeline_of_solar_astronomy dbr:1885_in_science dbr:Egg_Nebula dbr:Electron dbr:Eleonore_Trefftz dbr:Epsilon_Cassiopeiae dbr:Epsilon_Ursae_Majoris dbr:Frits_Zernike dbr:GOES-16 dbr:GRW_+70_8247 dbr:GY_Andromedae dbr:Gamma dbr:Gamma_Boötis dbr:Geochemistry dbr:Gliese_876_b dbr:Gliese_876_d dbr:Glossary_of_astronomy dbr:Glossary_of_engineering:_A–L dbr:Glossary_of_physics dbr:Mintaka dbr:Mu_Arae dbr:NGC_1275 dbr:NGC_1309 dbr:NGC_1672 dbr:NGC_2787 dbr:NGC_2841 dbr:NGC_3226 dbr:NGC_404 dbr:NGC_4457 dbr:NGC_4631 dbr:NGC_5474 dbr:NGC_5559 dbr:NGC_600 dbr:NGC_7013 dbr:Coronal_radiative_losses dbr:Theta_Arietis dbr:Thomas_W._Mossberg dbr:Equivalent_width dbr:Tired_light dbr:Sharp_series dbr:Transition_frequency dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Angstrom dbr:Light_pollution dbr:Lise_Meitner dbr:MESSENGER dbr:Magnetosphere_of_Jupiter dbr:Main_sequence dbr:Malmquist_bias dbr:Sigma_Orionis dbr:Star dbr:Stellar_corona dbr:Stjepan_Mohorovičić dbr:Submillimeter_Wave_Astronomy_Satellite dbr:Collisional_excitation dbr:Computer_(occupation) dbr:Emission_theory dbr:Empirical_relationship dbr:Fraunhofer_lines dbr:Fundamental_series dbr:Hafnium dbr:Harmonic_tremor dbr:Krypton dbr:Pea_galaxy dbr:Magellan_Planet_Search_Program dbr:Redshift_survey dbr:Spectral_analysis dbr:Spontaneous_emission dbr:Stark_effect dbr:Starline dbr:Microturbulence dbr:Vibronic_spectroscopy dbr:Balmer_series dbr:Brilliant_Light_Power dbr:Bulgarian_cosmonaut_program dbr:CIT_6 dbr:Active_galactic_nucleus dbr:Cauchy_distribution dbr:Cecilia_Payne-Gaposchkin dbr:Centaurus_A/M83_Group dbr:Through_the_Wormhole dbr:Timeline_of_quantum_mechanics dbr:Triangulum_Galaxy dbr:Dark_matter dbr:Dark_matter_halo dbr:WASP-76b dbr:WR_46 dbr:Walter_Sydney_Adams dbr:Westbrook_Nebula dbr:Gamma-Ray_Imaging_Spectrometer dbr:Gamma-ray_laser dbr:Collisional_broadening dbr:H-alpha dbr:Helium dbr:Ion dbr:Ionization_cone dbr:James_Clerk_Maxwell_Telescope dbr:Sudarsky's_gas_giant_classification dbr:Minimum_mass dbr:28978_Ixion dbr:2MASS_J03480772−6022270 dbr:38628_Huya dbr:51_Pegasi_b dbr:594913_ꞌAylóꞌchaxnim dbr:68_Cygni dbr:69_Orionis dbr:71_Aquilae dbr:74_Aquarii dbr:7604_Kridsadaporn dbr:77_Frigga dbr:88_Tauri dbr:93_Leonis dbr:9Spitch dbr:9_Ceti dbr:APM_08279+5255 dbr:Accelerating_expansion_of_the_universe dbr:Alpha_Andromedae dbr:Alphard dbr:Anders_Jonas_Ångström dbr:4A/OP dbr:Current_density dbr:Curve_of_growth dbr:EP_Aquarii dbr:Eduard_Shpolsky dbr:Eta_Carinae dbr:Eta_Orionis dbr:Ethynyl_radical dbr:Exoplanet dbr:Extremely_high_frequency dbr:Fine-structure_constant dbr:Florida_Space_Institute dbr:Baldwin_effect_(astronomy) dbr:Band_head dbr:Bremsstrahlung dbr:Niels_Bohr dbr:Nikolaos_Kylafis dbr:Nova_Puppis_1673 dbr:P_Cygni dbr:Central_Molecular_Zone dbr:Chromosphere dbr:Daniel_K._Inouye_Solar_Telescope dbr:Dicke_effect dbr:Diffuse_interstellar_bands dbr:Diffuse_series dbr:Discrete_spectrum dbr:Fluorescent_lamp dbr:Forbidden_mechanism dbr:Forensic_chemistry dbr:Goldreich-Kylafis_effect dbr:Goode_Solar_Telescope dbr:History_of_astronomy dbr:History_of_quantum_mechanics dbr:History_of_spectroscopy dbr:Fluxional_molecule dbr:List_of_Nobel_laureates_in_Physics dbr:Emission_line dbr:Optical_filter dbr:Optical_flat dbr:Radiative_forcing dbr:Solar_flare dbr:Plum_pudding_model dbr:Quantum_jump dbr:Quasar dbr:Radium dbr:2.5-millimeter_band dbr:Green_star_(astronomy) dbr:Gustav_Kirchhoff dbr:HD_100673 dbr:HD_122563 dbr:HD_256 dbr:HIP_11915_b dbr:HR_178 dbr:HR_4049 dbr:Halton_Arp dbr:Heinrich_Kayser dbr:Henri-Alexandre_Deslandres dbr:Asteroid_spectral_types dbr:Astronomical_filter dbr:Astrophysical_X-ray_source dbr:Astrophysical_maser dbr:Atmospheric_radiative_transfer_codes dbr:Atom dbr:Atomic,_molecular,_and_optical_physics dbr:Atomic_and_molecular_astrophysics dbr:Atomic_electron_transition dbr:Atomic_line_filter dbr:Atomic_number dbr:Atomic_physics dbr:Atomic_theory dbr:Baily's_beads dbr:Tau_Boötis_b dbr:Tau_Ceti dbr:Tau_Pegasi dbr:Hyron_Spinrad dbr:Spectral_bands dbr:X-ray_notation dbr:Spectral_line_ratios dbr:Yebes_Observatory_RT40m dbr:Arthur_Lindo_Patterson dbr:Asteroid dbr:Astronomy dbr:Atmospheric_lidar dbr:Atomic_orbital dbr:Abbe_number dbr:Absorption_(electromagnetic_radiation) dbr:Absorption_band |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Spectral_line |
