连续光谱，吸收光谱及发射光谱
可见光的光谱通常需要借助某种介质观察。例如，透过三棱镜观察太阳光会得到均匀、连续的光谱。而当通过观察元素燃烧时可见光所形成的光谱可以发现明显的光谱线。光谱线的形成是由于来自热/冷光源的光子在通过冷/热原子时被吸收或发射，而在光谱上呈现出的较暗的吸收谱线和明亮的发射谱线。由于光谱线的高度原子持异性，在特定波长和频率出现的谱线通常表示某种元素的存在。因此光谱线可以用于鉴别使光通过的介质的化学组成，也被广泛用于分析确定恒星和其他天体的化学成分。
将光源置于外磁场中，磁场会使光源的谱线由一条分裂成几条偏振化谱线。这种原子光谱线在外加磁场作用下发生分裂或偏振的现象被称为塞曼效应 (Zeeman Effect)。 正常塞曼效应指一条谱线分裂为三条且裂距等于一个洛伦兹单位的现象；反常塞曼效应则指谱线分裂条数非三条且/或分裂间隔非一个洛伦兹单位的现象。
原子核会产生内磁场。电子在其中运动的时候会受到该磁场的作用进行轨道运动以及自旋运动，从而产生磁矩。电子的磁矩通常指其轨道磁矩和自旋磁矩的总和。类似地，电子除具有轨道角动量L之外，还具有自旋角动量S。正常塞曼效应只考虑轨道角动量磁矩在磁场中的能级分裂，忽略自旋以及自旋-轨道耦合。根据跃迁选择定则，光谱线分裂成三条等能量间距的谱线。
把原子看作一个整体，外磁场与其总角动量的磁矩相互作用使能级发生分裂。磁感应强度B的磁场引起的能量变化为，其中
为总角量子数，
为总角动量J的郎德因子，
为玻尔磁子。
*自旋角动量的郎德因子，轨道角动量的郎德因子
考虑以下三种情况：
电子数目为偶数并自旋成独态的原子：此时只考虑轨道角动量；总角量子数。能量变化为。根据能级跃迁选择定则，磁量子数m的选择为。一条谱线一分为三；
当外磁场较弱且S≠0：自旋-轨道耦合，总角动量。能量变化为，需要分别计算轨道及自旋角动量的郎德因子。且有跃迁选择定则限制，光谱线非均匀能级分裂，为反常塞曼效应；
当外磁场较强：解L-S耦合，能量变化；故实验现象与正常塞曼效应相似（Paschen-Back Effect）
正常与反常塞曼效应的本质区别在于轨道角动量和自旋角动量的耦合是否被忽略。反常塞曼效应更为普遍，也是电子自旋的又一力证。
References:
[1] Formation of Spectral Lines. In Astronomy, 1st ed.; UCF Pressbooks. https://pressbooks.online.ucf.edu/astronomybc/chapter/5-5-formation-of-spectral-lines/
[2] The Zeeman Effect. Chrome-extension://efaidnbmnnnibpcajpcglclefindmkaj/https://courses.physics.ucsd.edu/2016/Spring/physics4e/zeeman.pdf
