Una línea oscura en un espectro causada por la absorción de longitudes de onda específicas de luz por átomos o iones en un gas.Una línea de absorción es una línea oscura en un espectro, que aparece en una longitud de onda específica donde un gas o plasma ha absorbido luz. Cuando la luz de una fuente continua y caliente atraviesa un gas más frío, los átomos e iones de ese gas absorben fotones a energías precisas, correspondientes a transiciones electrónicas entre niveles de energía discretos. Las longitudes de onda absorbidas faltan en el espectro, que de otro modo sería continuo, dejando líneas oscuras que actúan como una huella dactilar de la composición química, la temperatura y la densidad del material interpuesto.
Las líneas oscuras del espectro solar fueron catalogadas por primera vez por Joseph von Fraunhofer en 1814, pero su origen físico fue explicado por Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen en 1859, quienes demostraron que cada elemento produce un conjunto característico de líneas.
Los fotones con energías que coinciden exactamente con la diferencia entre dos niveles de energía electrónicos en un átomo son absorbidos, excitando al electrón a un estado superior. La energía absorbida se reemite más tarde, pero en todas direcciones, por lo que a lo largo de la línea de visión original la luz falta. El patrón de líneas oscuras es único para cada elemento, lo que permite a los astrónomos identificar de qué está hecho un gas y cuánto hay entre nosotros y una fuente de luz.
Las líneas de absorción se utilizan para medir la composición de estrellas, galaxias y atmósferas planetarias, así como para determinar velocidades radiales mediante el desplazamiento Doppler, que es clave para detectar exoplanetas y medir la expansión cósmica.
Las líneas de absorción en el espectro del Sol son tan numerosas que todavía se utilizan hoy en día para identificar más de 70 elementos químicos presentes en su atmósfera.
