近红外光谱基于分子泛音和组合振动。这种跃迁被量子力学的选择规则所禁止。因此，近红外区域的摩尔吸收率通常非常小。[2]?（NIR 吸收带通常比相应的基本中红外吸收带弱 10–100 倍。）[3]一个优点是 NIR 通?？梢员?a target="_blank">中红外辐射更深入地渗透到样品中。因此，近红外光谱不是一种特别敏感的技术，但它在探测散装材料时非常有用，而只需很少或不需要样品制备。
在近红外中看到的分子泛音和组合带通常非常宽，导致光谱复杂；将特定特征分配给特定化学成分可能很困难。多变量（多变量）校准技术（例如，主成分分析、偏最小二乘法或人工神经网络）通常用于提取所需的化学信息。仔细开发一组校准样品和应用多变量校准技术对于近红外分析方法至关重要。
近红外能量的发现归功于19 世纪的William Herschel?[5]，但第一次工业应用始于 1950 年代。在第一个应用中，NIRS 仅用作其他光学设备的附加单元，这些设备使用其他波长，例如紫外(UV)、可见 (Vis) 或中红外 (MIR) 光谱仪。在 1980 年代，提供了单单元、独立的 NIRS 系统。
天文光谱
近红外光谱在天文学中用于研究可以形成分子的冷星大气。在这个波长范围内可以看到诸如二氧化钛、氰化物和一氧化碳等分子的振动和旋转特征，并且可以为恒星的光谱类型提供线索。它还用于研究其他天文环境中的分子，例如在形成新恒星的分子云中。被称为变红的天文现象意味着近红外波长受星际介质中尘埃的影响较小，因此可以在近红外中研究光谱学无法进入的区域。由于尘埃和气体密切相关，这些尘土飞扬的区域正是红外光谱最有用的区域。非常年轻的恒星的近红外光谱提供了关于它们的年龄和质量的重要信息，这对于理解一般的恒星形成很重要。由于行星围绕恒星的径向速度，还开发了用于利用母星的多普勒频移探测系外行星的天文光谱仪。[9]?[10]
红外通常分为 3 个光谱区域：近红外、中红外和远红外。近红外、中红外和远红外区域之间的边界尚未达成一致，并且可能会有所不同。决定这三个红外区域中的每一个中包含哪些?波长的主要因素 是用于收集?红外光的检测器技术类型。
自 1960 年代以来，已从地面天文台进行近红外观测。它们的完成方式与波长小于 1 微米的可见光观察大致相同，但需要超过 1 微米的特殊红外探测器。中远红外观测只能通过能够上空大气层的天文台进行。这些观察需要使用?特殊的冷却探测器，其中包含像锗这样的电阻对热非常敏感的晶体。
任何具有温度（即辐射热量）的物体都会发出红外线辐射。所以，基本上所有的天体都会发出一些红外线。物体辐射最强的波长取决于它的温度。一般来说，随着物体温度的降低，它在更远的红外波长处表现得更加突出。这意味着某些红外波长比其他波长更适合研究某些物体。
