近紅外光譜基于分子泛音和組合振動(dòng)。這種躍遷被量子力學(xué)的選擇規(guī)則所禁止。因此，近紅外區(qū)域的摩爾吸收率通常非常小。[2]?（NIR 吸收帶通常比相應(yīng)的基本中紅外吸收帶弱 10–100 倍。）[3]一個(gè)優(yōu)點(diǎn)是 NIR 通?？梢员?a target="_blank">中紅外輻射更深入地滲透到樣品中。因此，近紅外光譜不是一種特別敏感的技術(shù)，但它在探測散裝材料時(shí)非常有用，而只需很少或不需要樣品制備。
在近紅外中看到的分子泛音和組合帶通常非常寬，導(dǎo)致光譜復(fù)雜；將特定特征分配給特定化學(xué)成分可能很困難。多變量（多變量）校準(zhǔn)技術(shù)（例如，主成分分析、偏最小二乘法或人工神經(jīng)網(wǎng)絡(luò)）通常用于提取所需的化學(xué)信息。仔細(xì)開發(fā)一組校準(zhǔn)樣品和應(yīng)用多變量校準(zhǔn)技術(shù)對于近紅外分析方法至關(guān)重要。
近紅外能量的發(fā)現(xiàn)歸功于19 世紀(jì)的William Herschel?[5]，但第一次工業(yè)應(yīng)用始于 1950 年代。在第一個(gè)應(yīng)用中，NIRS 僅用作其他光學(xué)設(shè)備的附加單元，這些設(shè)備使用其他波長，例如紫外(UV)、可見 (Vis) 或中紅外 (MIR) 光譜儀。在 1980 年代，提供了單單元、獨(dú)立的 NIRS 系統(tǒng)。
天文光譜
近紅外光譜在天文學(xué)中用于研究可以形成分子的冷星大氣。在這個(gè)波長范圍內(nèi)可以看到諸如二氧化鈦、氰化物和一氧化碳等分子的振動(dòng)和旋轉(zhuǎn)特征，并且可以為恒星的光譜類型提供線索。它還用于研究其他天文環(huán)境中的分子，例如在形成新恒星的分子云中。被稱為變紅的天文現(xiàn)象意味著近紅外波長受星際介質(zhì)中塵埃的影響較小，因此可以在近紅外中研究光譜學(xué)無法進(jìn)入的區(qū)域。由于塵埃和氣體密切相關(guān)，這些塵土飛揚(yáng)的區(qū)域正是紅外光譜最有用的區(qū)域。非常年輕的恒星的近紅外光譜提供了關(guān)于它們的年齡和質(zhì)量的重要信息，這對于理解一般的恒星形成很重要。由于行星圍繞恒星的徑向速度，還開發(fā)了用于利用母星的多普勒頻移探測系外行星的天文光譜儀。[9]?[10]
紅外通常分為 3 個(gè)光譜區(qū)域：近紅外、中紅外和遠(yuǎn)紅外。近紅外、中紅外和遠(yuǎn)紅外區(qū)域之間的邊界尚未達(dá)成一致，并且可能會(huì)有所不同。決定這三個(gè)紅外區(qū)域中的每一個(gè)中包含哪些?波長的主要因素 是用于收集?紅外光的檢測器技術(shù)類型。
自 1960 年代以來，已從地面天文臺進(jìn)行近紅外觀測。它們的完成方式與波長小于 1 微米的可見光觀察大致相同，但需要超過 1 微米的特殊紅外探測器。中遠(yuǎn)紅外觀測只能通過能夠上空大氣層的天文臺進(jìn)行。這些觀察需要使用?特殊的冷卻探測器，其中包含像鍺這樣的電阻對熱非常敏感的晶體。
任何具有溫度（即輻射熱量）的物體都會(huì)發(fā)出紅外線輻射。所以，基本上所有的天體都會(huì)發(fā)出一些紅外線。物體輻射最強(qiáng)的波長取決于它的溫度。一般來說，隨著物體溫度的降低，它在更遠(yuǎn)的紅外波長處表現(xiàn)得更加突出。這意味著某些紅外波長比其他波長更適合研究某些物體。
