Обычно запрещёнными называются линии, для которых не выполняются правила отбора для дипольного излучения, например линии, соответствующие переходам, разрешённым для квадрупольного или магнитного излучения. Такие запрещённые линии связаны с переходами между уровнями энергии с одинаковой чётности, запрещёнными для дипольного излучения. Вероятности запрещённых переходов (по сравнению с вероятностями разрешённых дипольных переходов) малы, но не равны нулю, и в благоприятных условиях интенсивность запрещённых линий может быть значительной.
Интенсивные запрещённые линии наблюдаются в спектрахтуманностей и солнечной короны, а также в спектре полярных сияний. Эти линии долгое время не удавалось отождествить ни с одним из известных химических элементов и их приписывали гипотетическим элементам; линии в спектрах планетарных (газовых) туманностей — «небулию», а линии в спектре солнечной короны — «коронию». В 1920—1930-х годах было показано, что все ранее неотождествлённые интенсивные линии туманностей и солнечной короны являются запрещёнными линиями. Эти запрещённые линии наблюдаются благодаря разрежённости газа в космических условиях, так как за время жизни возбуждённого состояния (значительное вследствие малой вероятности запрещённых переходов, так называемые метастабильные состояния) и возбуждённые атомы за время распада метастабильного состояния не успевают столкнуться с другими частицами и передать им энергию и, переходя на более низкие уровни, испускают фотоны.
В спектроскопии запрещённые линии принято обозначать символом элемента с указанием степени его ионизации римскими цифрами в квадратных скобках, например, метастабильные линии нейтрального кислорода [O I], однократно ионизированного кислорода [O II] и т. д.
Интенсивные запрещённые линии в спектрах туманностей принадлежат ионизованным атомам кислорода (O2+ и O+) и азота (N+), а запрещённые линии в спектрах солнечной короны — сильно ионизованным атомам железа (Fe13+, Fe12+, Fe10+ и Fe9+) и никеля (Ni14+, Ni12+ и Ni11+). Все эти линии соответствуют переходам между уровнями с одинаковой чётностью, принадлежащим внешним электронным оболочкам типа 2p², 2p³ (для ионов кислорода и азота) и типа 3p, 3p², 3p⁴ и Зр⁵ (для ионов железа и никеля). В частности, самая интенсивная зелёная линия «корония» 530,3 нм соответствует квантовому переходу 3p²P3/2 — 3p²P1/2 в 13-кратно ионизованном атоме железа (Fe13+) [Fe XIV][1].
Исследование интенсивностей запрещённой линии лежит в основе определения температур планетарных туманностей.
Запрещённые линии наблюдаются, к примеру, в спектрах B[e]-звёзд.