Vznik spektrálních čar vysvětlíme snadno na příkladu nejjednoduššího a nejčetnějšího prvku ve vesmíru, vodíku. Dokonce nám bude stačit velice hrubý (ale názorný) Bohrův planetární model atomu.

Představme si atom vodíku jako miniaturní model sluneční soustavy: v centru leží jádro atomu, proton - s kladným nábojem. Kolem něho krouží elektron - se záporným, ale stejně velkým nábojem. Zákony kvantové mechaniky říkají, že elektron může kroužit kolem protonu pouze v určitých "výškách", kterým říkáme hladiny. Kdyby elektron mohl obíhat v jakékoliv hladině, vůbec by neexistovala hmota v té podobě, v jaké ji známe. Elektron by se totiž pohyboval v magnetickém poli kladně nabitého protonu, vyzařoval by energii (ve formě fotonu či fotonů) a velice rychle by spadl doprostřed na proton. Atom vodíku by zanikl, vznikl by jeden neutron. To se zjevně neděje, a to proto, že dovolené jsou jen některé hladiny. Přitom platí, že za normálních podmínek elektron vždy obsadí tu nejnižší, protonu nejbližší hladinu.

To všechno má důležitý důsledek: chceme-li "zvednout" elektron na některou vyšší hladinu, musíme mu dodat jen určitou dovolenou energii - právě tu, která odpovídá rozdílu energií mezi hladinou, kde elektron právě je a hladinou, kam ho chceme dostat. Dodáme-li jinou energii (tj. foton o jiné vlnové délce, než jaká odpovídá té požadované energii), tak se nic nestane. Elektron nepohltí foton a ten volně proletí mimo a ztratí se ve vesmíru. Pouze foton o dovolené energii zvedne elektron na tu vyšší hladinu.

Naopak, pokud je elektron na vyšší hladině, co nejdříve "spadne" na základní hladinu. Přitom může spadnout přímo nebo přes dovolené "mezihladiny". Představme si, například, že máme elektron na čtvrté hladině. Pak může spadnout přímo 4>1 a vyzářit jeden poměrně energetický foton. Nebo může padat postupně 4>3>2>1 a vyzářit tři poměrně málo energetické fotony: mezi hladinami 4 a 3 jeden foton, mezi hladinami 3 a 2 jiný foton a mezi hladinami 2 a 1 zase jiný foton. To, jaké přeskoky se budou opravdu realizovat, je dáno pouze pravděpodobností (celá kvantová mechanika stojí a padá na pravděpodobnosti a statistice) a jednotlivé pravděpodobnosti přeskoků jsou různé.

Jinak řečeno, při přeskocích mezi hladinami (v jakékoliv kombinaci) se uvolňuje či pohlcuje jen světlo určitých vlnových délek. Jinak řečeno, na pořízeném spektru můžeme vidět určité čáry.

Nutno zdůraznit, že jednotlivé hladiny jsou od sebe různě vzdáleny. Nízké hladiny, blízké k centrálnímu protonu, jsou od sebe vzdálené, čím jdeme k vyšším hladinám, tím jsou tyto hladiny k sobě blíž. Hladiny 1 a 2 jsou od sebe hodně vzdáleny, tj. k přeskoku elektronu mezi nimi dodáme nebo uvolníme poměrně velkou energii (foton má krátkou vlnovou délku). Naproti tomu hladiny 10 a 11 jsou k sobě blízko, takže musíme dodat či získáme jen malou energii, foton má velkou vlnovou délku.

Hodně vysoké hladiny jsou prakticky nerozlišitelně blízko k sobě. Nejvzdálenější hladina je označována jako hladina "nekonečno". Při jejím překročení se elektron odpoutá od protonu a odletí do volného prostoru - dochází k ionizaci vodíku. Naopak přilétávající elektron může být zachycen volným protonem, doskáče (nějak - viz. výše) na základní hladinu a vyzáří foton či fotony - dochází k deionizaci.

Nejvyšší hladina a limitní energie ionizace (elektron odletí) se nazývá "skok".

Ve fyzice rozlišujeme tak zvané "série" čar podle toho, od jaké hladiny s elektronem manipulujeme. Tak manipulujeme-li elektron od základní hladiny k vyšším hladinám (nebo zpět), mluvíme o tak zvané Lymanově sérii vodíku. Vzhledem k tomu, že jsme řekli, že vzdálenosti mezi nízkými hladinami vodíku jsou velké, je třeba dodávat (nebo se uvolňuje) velká energie, a celá Lymanova série je sledovatelná pouze v ultrafialovém a rentgenovém oboru. Přitom přeskoky mezi hladinami 1 a 2 označujeme jako Lyman alfa, přeskoky 1 a 3 jako Lyman beta, přeskoky 1 a 4 Lyman gama atd. Astrofyzikální značení je L_alfa, L_beta, L_gama atd.

Manipulujeme-li s elektronem od druhé hladiny, mluvíme o tak zvané Balmerově sérii. Ta je v podstatě dosažitelná z pozemských pozorování, protože od druhé hladiny k vyšším jsou mezi hladinami menší rozestupy, tj. menší energie, pro něž je zemská atmosféra propustná. Podobně jako v předchozím případě, přeskoky mezi hladinami 2 a 3 označujeme jako Balmer alfa, přeskoky 2 a 4 Balmer beta, přeskoky 2 a 5 Balmer gama atd. Astrofyzikální značení je H_alfa, H_beta, H_gama atd.

Manipulace od třetí hladiny se nazývá Paschenova série. Protože energetické rozdíly mezi hladinami jsou ještě menší, je celá tato série pozorovatelná v ještě nižších energiích (a delších vlnových délkách) a lze ji detekovat v blízkém infračerveném oboru. Z pozemských dalekohledů není sledovatelná čára Paschen alfa, ale vyšší přechody patrné jsou, včetně Paschenova skoku. Astrofyzikální značení je P_alfa, P_beta, P_gama atd.

Vysvětlení vzniku sérií spektrálních čar vodíku.

Část Balmerovy série vodíku ve spektru hvězdy eta UMa.

Část Paschenovy série vodíku ve spektru hvězdy eta UMa.

Pro případného zájemce uvádíme vlnové délky některých vodíkových čar z Balmerovy a Paschenovy série:

Jak si čtenář jistě všiml, číslování čar nezačíná od jedničky. Základní čára Balmerovy série, čára H_alfa, je označena číslem 3. Nejedná se totiž o pořadové číslo čáry. Číslování označuje, k jaké horní energetické hladině vodíku se daná čára vztahuje. Tak základní vodíkovou čáru H_alfa definuje přechod mezi druhou (tu není nutné označovat, je totiž definována právě tím, že se jedná o Balmerovu sérii) a třetí energetickou hladinou vodíku. Tedy H_alfa má číslo 3.

Zcela stejné je to s Paschenovou sérií. Základní Paschenova čára vodíku P_alfa se týká přechodů mezi třetí (opět není nutno označovat, protože právě jí je definována Paschenova série) a čtvrtou hladinou vodíku. Proto má čára P_alfa číslo 4.

Protože Lymanova série se týká přechodů mezi první hladinou vodíku a vyššími, bude pouze pro Lymanovu sérii platit, že číslování začíná od 1: L_alfa=L₁ a číslo je fakticky pořadovým číslem čáry.

asd

Vysvětlení vzniku absorpčních a emisních čar ve spektrech hvězd. Vlevo: samotný horký povrch rozžhaveného tělesa. Uprostřed: hvězda s fotosférou. Vpravo: hvězda s obálkou. Pozorovatel je vlevo v nekonečnu. Na spodním obrázku je ukázka absorpčního spektra vzniklého ve fotosféře a emisního spektra vzniklého v obálce.

Pokud se díváme na samotný horký povrch nějakého tělesa (na předchozím obrázku je to příklad vlevo), vidíme přicházející světlo tak, jak bylo emitováno z povrchu. Vidíme pak čisté kontinuum, bez jakýchkoliv čar. Říkáme pak, že vidíme planckovské záření. Typickým příkladem takového planckovského záření je obyčejná žárovka s wolframovým vláknem nebo rozžhavené železo. V hvězdném vesmíru však taková tělesa prakticky nevidíme. Každé hvězdné těleso má nějakou atmosféru. Třeba tenkou, ale má. Například bílý trpaslík.

Těleso mající atmosféru vidíme jinak. Existuje jistá vrstva, jíž říkáme "fotosféra", která tvoří viditelný povrch toho tělesa. Na předchozím obrázku je to případ uprostřed. I v případě našeho Slunce vidíme právě tuto fotosféru, jež má v tomto případě tloušťku cca 200km.

Ve fotosféře dochází k rozptylu světla, které přichází ze spodních vrstev hvězdného tělesa. Ve směru k pozorovateli tak část záření chybí - právě to, které je rozptýleno do jiných směrů. Vzdálený pozorovatel tedy vnímá úbytek světla. Je samozřejmé, že zase záření do jiných směrů se zase rozptyluje tak, že část z něho jde k pozorovateli, ale tento nárůst v celku nevyrovná úbytek. Tedy má-li hvězda fotosféru, vnímá ji pozorovatel jako jistý úbytek světla.

Hvězdu, jež je obalena oblakem horkých plynů, vidíme opět jinak - případ vpravo.

V zjednodušení lze říci, že k pozorovateli se dostane i to záření, které by se k němu bez obálky nedostalo. Na ilustračním obrázku je pozorovatel daleko vlevo. Podívejme se na situaci zachycenou na pravém panelu: záření, které by se ke vzdálenému pozorovateli nemohlo nikdy dostat, je na tomto pravém panelu omezeno tenkými liniemi uvnitř obálek (obálka je vyznačena lehce oranžovou barvou). Proto vidíme jistý nadbytek světla.

To nejdůležitější nakonec: rozptyl světla silně závisí na vlnové délce fotonů. Vlnová délka je určena tím, mezi jakými hladinami v atomech přeskakují elektrony a tedy jaké vlnové délky emitují nebo absorbují. Proto celý ten předchozí výklad o přeskakování elektronů v nejjednodušším atomu, ve vodíku. Tedy celý tento proces se odehrává pouze v určitých vlnových délkách. A právě v těchto vlnových délkách vidí vzdálený pozorovatel buď úbytek nebo nadbytek světla - jinak řečeno, vidí absorpční nebo emisní čáry.