天体光谱学

基础原理当光线照射到分子并且和分子中的电子云及分子键结产生相互作用，就会发生拉曼效应。对于自发拉曼效应，光子将分子从基态激发到一个虚拟的能量状态。当激发态的分子放出一个光子后并返回到一个不同于基态的旋转或振动状态。在基态与新状态间的能量差会使得释放光子的频率与激发光线的波长不同。如果最终振动状态的分子比初始状态时能量高，所激发出来的光子频率则较低，以确保系统的总能量守衡。这一个频率的改变被名为Stokesshift。如果最终振动状态的分子比初始状态时能量低，所激发出来的光子频率则较高，这一个频率的改变被名为Anti-Stokesshift。拉曼散射是由于能量透过光子和分子之间的相互作用而传递，就是一个非弹性散射的例子。关于振动的配位，分子极化电势的改变或称电子云的改变量，是分子拉曼效应必定的结果。极化率的变化量将决定拉曼散射强度。该模式频率的改变是由样品的旋转和振动状态决定。历史背景虽然光...

理论化学键的振动是量子化的。分子会吸收特定频率的红外线，使化学键由振动基态跃迁至激发态（通常是第一激发态）。在通常状态下，分子的所有共价键几乎全部处于振动的基态。化学键的振动可用简谐振子近似，所以欲使化学键振动能级发生改变，吸收光的波数应为：νν-->=12ππ-->ckμμ-->{\displaystyle\nu={\frac{1}{2\pic}}{\sqrt{\frac{k}{\mu}}}}其中ππ-->{\displaystyle\pi}为圆周率，c{\displaystylec}为真空中光速，k{\displaystylek}为化学键的“劲度系数”，μμ-->{\displaystyle\mu}为约化质量。约化质量由下式给出：μμ-->=mAmBmA+mB{\displaystyle\mu={\frac{m_{A}m_{B}}{m_{A}+m_{B}}}}其中mA{\display...

光谱学的种类不同种类的光谱学观测不同的物理量，根据所量测的不同物理量而有不同的名字。电磁波的吸收与放出（electromagneticspectroscopy）巨观摆动的振幅（acousticspectroscopy）粒子的动能（electronenergylossspectroscopy）粒子的荷质比（massspectrometry）原子、分子的作用截面积（crosssection）

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恒星天体光谱学的开始是肇因于艾萨克·牛顿使用散色的三棱镜观测太阳光。他看见彩虹的颜色，和甚至可能看见了许多的吸收线。约瑟夫·夫朗和斐首度详细的描述了太阳光谱中的暗线。大多数的恒星光谱都共有太阳光谱中的两个主要功能：辐射出可见光的光谱（连续光谱）中所有的波长和许多分散的吸收线，造成辐射中的许多缝隙。夫朗和斐原始（1817年）太阳光谱中吸收线的名称：夫朗和斐和安吉洛·西奇是太阳和其它恒星光谱技术的先驱。西奇特别注意到恒星的光谱类型：依据恒星光谱中吸收线的数量和强度分类。后来发现原来的光谱类型的起源和恒星表面的温度相关：特定的吸收线只能在一定的温度范围内观察到，因为只有这个温度范围能与涉及与填充原子的能阶。恒星光谱中的吸收线可以用于确定恒星的化学成分。每个元素在光谱中对应于一组不同波长的光谱，可以在实验中非常准确的测定这些吸收谱线。然后，对应于特定波长的吸收谱线，显示必定就是存在着该种元素。个别...