Spektriviiva onprismalla taihilalla synnytetyssä valonlähteenspektrissä oleva tumma tai kirkas viiva.
Kukin alkuaine tuottaa itselleen tyypillisen muista eroavan[1] joukon spektriviivoja.[2] Siksi spektriviivojen paikasta voi päätellä, mitkäalkuaineet ovat viivat synnyttäneet.Absorptioviiva on tumma viiva kirkkaan spektrin päällä, jaemissioviiva on kirkas viiva tummemman tai mustan spektrin päällä. Kukin spektriviiva vastaa tiettyävalonaallonpituutta, ja kunkin spektriviivan synnyttää tietyn alkuaineen tietty säteilytapahtuma. Absorptioviiva syntyy, kun valo kulkee valoa viivan kohdalta imevän kaasun läpi. Tämä on tavallista tähdissä, jossatähden pinnasta tuleva valo kulkee senkaasukehän läpi. Emissioviiva syntyy, kun hehkuva kaasu säteilee valoa juuri emissioviivan aallonpituudella.
Voimakasmagneettikenttä kahdentaa spektriviivoja, mitä kutsutaanZeemanin ilmiöksi.
Tähtien spektriviivoista voidaan päätellä, mitämolekyylejä,atomeja jaioneja tähtien kaasuissa on. Näistä voidaan arvioida tähtienlämpötiloja. Kun tähti kuumenee, eri aineiden molekyylit hajoavat ensin neutraaleiksi atomeiksi ja sittenionisoituvat. Neutraalinheliumin viivat näkyvät vain kuumien tähtien kaasukehissä, ja vielä kuumemmissa tähdissä näkyy vain ionisoituneen heliumin viivoja. Lämpötila vaikuttaa, miten suuri prosenttiosuus jostain aineesta on ionisoitunut. ”Kylmissä” tähdissä esiintyy runsaasti molekyylejä.
Jos spektriviiva vaeltaa punaiseen päin, valonlähde liikkuu poispäin havaitsijasta, jos siniseen päin, valonlähde liikkuu havaitsijaa kohti; Spektrissä näkyypunasiirtymä jaDopplerin ilmiö. Jos spektriviiva leviää, valonlähde pyörii. Tällöin nimittäin spektrissä esiintyy lievästi samanaikainen siirtymä punaiseen ja siniseen päin: tähden lähenevä ja pakeneva reuna vaikuttavat yhtä aikaa spektriin.
Pyörimisen määrittämiseen käytetään useinmagnesiumin spektriviivaa Mg II 448,1 nm, Sr II 421,5 nm ja He I 447,2 nm. Nämä viivat ovat luonnostaan teräviä.
Spektristä voi päätellä painovoiman tähden pinnalla: Jotkut spektriviivat voimistuvat huomattavasti, kun toiset voimistuvat vähemmän tähden säteen kasvaessa ja painovoiman pienetessä. Esimerkiksistrontiumin (Sr II) jaraudan (Fe I) viivat ovatpainovoiman määrityskriteerispektriluokkien F ja G tähdillä. Suhde Sr II/FeI kasvaa painovoiman pienetessä. Luokassa Avetyviivat, erityisesti HGamma, heikkenevät tähden kirkastuessa ja säteen kasvaessa.
Eri alkuaineilla on niille tyypilliset spektriviivat, jotka muodostavat kunkin alkuaineenominaissäteilyn. Niidenaallonpituudet noudattavat tiettyjä säännönmukaisuuksia, jotka johtuvatatomin rakenteesta jaelektronien energiankvantittumisesta. Yksinkertaisimman sarjan muodostavatvetyatomin spektriviivat. Niiden aallonpituudet saadaan kaavasta
:,
missän1 jan2 ovat kokonaislukuja ja RRydbergin vakio. Näistä näkyvän valon aallonpituusalueella ovat kuitenkin vain ne, joissan1 on 2. Niiden osalta säännönmukaisuus todettiin jo vuonna1885, ja nämä spektriviivat muodostavatBalmerin sarjan.
Kuvia tai muita tiedostoja aiheestaSpektriviivaWikimedia Commonsissa