Молекулярні спектри характеризуються сукупністю смуг, за набором яких можна отримати інформацію про склад і структуру молекули, стан її електронних оболонок.

Кожний хімічний елемент має свій, властивий лише йому набір спектральних ліній - атомний спектр. За ними визначають хімічний склад зразка. Кірхгоф у 60-х роках 20-го століття зробив висновок: речовина, через яку пропускають проміння, поглинає саме ті промені (відповідної частоти або довжини хвилі) яке вона ж і випромінює, якщо її нагріти до відповідної температури.

Молекулярні спектри схожі з атомними - вони також лінійчасті, проте спектральних ліній більше що робить лінії ширшими.

Спектральний склад випромінювання різних речовин досить різноманітний. Проте всі спектри можна поділити на три групи: лінійчаті, смугасті та неперервні.

Лінійчатий спектр — це оптичне випромінювання поодиноких збуджених атомів, яке виникає завдяки квантовим переходам між електронними рівнями енергії (атомні спектри).

Лінійчаті спектри випромінюють усі речовини в газоподібному атомарному (але не молекулярному) стані, причому кожний хімічний елемент дає свій лінійчатий спектр, який не збігається зі спектрами інших елементів.

Головна властивість лінійчатих спектрів полягає в тому, що довжини хвиль (або частоти) лінійчатого спектра якої-небудь речовини залежать лише від властивостей атомів цієї речовини й зовсім не залежать від способу збудження світіння атомів.

Виняткову сталість частот випромінювання атомів було використано для визначення еталону основної одиниці часу — секунди. Для цього було взято одну із частот випромінювання атомів Цезію-133 і секунду означили як інтервал часу, протягом якого здійснюється певна кількість коливань (9 192 631 770), що відповідає цій частоті.

Поглинання світла речовинами також залежить від його довжини хвилі. Уперше такі дослідження провів у 1854 р. Густав Кірхгоф, який установив, що будь-яка речовина поглинає переважно промені такої довжини хвилі, які сама може випромінювати. Пояснення спектрів поглинання випливає з постулатів Бора. Лінійчаті спектри поглинання мають вигляд темних ліній на фоні неперервної райдуги, розташування яких збігається з розташуванням кольорових ліній у спектрі випромінювання даного газу.

Смугастий спектр має вигляд кольорових смуг, розділених темними проміжками (молекулярні спектри).

Утворення молекули з атомів змінює енергетичні рівні зовнішніх електронів, оскільки в молекулі вони взаємодіють один з одним. До того ж, виникають додаткові рівні, що відповідають коливанням атомів й обертанню молекули як цілого. Енергетичні рівні коливального та обертального рухів також квантовані. Таким чином, кожний атомний рівень розчіплюється на низку близьких рівнів. У результаті переходів між цими рівнями й виникає сукупність ліній, що утворює смугу.

У неперервному спектрі немає темних проміжків, і на екрані спектрального апарата можна побачити суцільну різнокольорову смугу. Це означає, що в спектрі наявні всі довжини хвиль.

Неперервний спектр випромінюють розжарені тверді тіла й розігріті рідини, які перебувають за даної температури у стані термодинамічної рівноваги з випромінюванням. Гази під високим тиском теж можуть випромінювати неперервний спектр. Ця обставина свідчить про те, що існування неперервного спектра зумовлене не тільки властивостями окремих випромінюючих атомів, а й значно залежить від взаємодії атомів між собою.

Неперервний спектр — спектр, у якого монохроматичні складові заповнюють без розривів інтервал довжин хвиль, в межах якого відбувається випромінювання.

Неперервний спектр відтворює нейтрально білий колір, що теоретично в природі ніколи не зустрічається. Наприклад, спектр випромінювання сонця протягом дня змінюється з слабко жовтуватого до помаранчевого ввечері, що пояснюється розсіюванням коротких синьо-фіолетових хвиль в атмосфері. Розсіяні короткі хвилі в атмосфері забарвлюють її в блакитні відтінки, а до земної поверхні доходить світло, в якому бракує відповідної частини спектру. Кольорова температура, баланс білого кольору — поняття, які пов'язані з частковою зміною спектру та його коррекцією.

Смугастий спектр — спектр, монохроматичні складові якого утворюють групи (смуги), що складаються з багатьох тісно розташованих ліній емісії. Смуги випромінювання різних хімічних елементів різні, на чому заснований спектральний аналіз речовини при аналізі сполук невідомого складу.

Лінійчатий спектр — спектр, що складається з окремих монохроматичних ліній, що не зливаються одна з одною.

Більш-менш чистий лінійний спектр випромінювання можна отримати при свіченні газів, спалювання простої речовини. Емісійний спектр рідин та металів має набагато більше ліній емісії, рошатшовані вони між собою ближче.

Найважливішим джерелом інформації про більшість космічних об'єктів є їхнє випромінювання. Дістати найцінніші й найрізноманітніші відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого.

Для одержання спектрів застосовують спектроскоп та спектрограф. У першому спектр розглядають, а у другому його фотографують. Спектрограма — фотографія спектра.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад газів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких атомів (молекул) на шляху променя світла.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли світло проходить через атмосферу зір. Тому їхні спектри — це спектри поглинання.

Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі ефекту Доплера: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжина хвилі, що визначається розташуванням спектральних ліній, скорочується, а при їхньому взаємному віддаленні довжина хвилі збільшується.

Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра зсуваються до його фіолетового кінця, а з віддаленням — до червоного.

Під час отримання спектрограми світила, над нею чи під нею вдруковують спектри порівняння від земного джерела випромінювання. Спектр порівняння вважають нерухомим, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зірки. Навіть швидкості небесних тіл (десятки й сотні кілометрів на секунду) зумовлюють настільки малі зміщення (соті або десяті частки мм), що їх можна виміряти на спектрограмі тільки під мікроскопом. Щоб з'ясувати, якій зміні довжини хвилі це відповідає, треба знати масштаб спектра, тобто на скільки змінюється довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1 мм.

За спектром можна знайти й температуру світного об'єкта. Коли тіло розжарене до червоного кольору, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зелену частину і так далі до фіолетового. Це явище описується законом зміщення Віна, який показує залежність положення максимуму у спектрі випромінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця, зірок, планет за допомогою спеціально створених приймачів інфрачервоного випромінювання.

Спектральний аналіз широко використовують у науці й техніці. Це один з найшвидших і найпростіших способів визначення складу різних хімічних сполук, оскільки кожний хімічний елемент має свій характерний лінійчатий спектр випромінювання (поглинання). За спектрами поглинання Сонця та зір досліджено їхній хімічний склад. Випромінювання поверхні Сонця (фотосфери), дає неперервний спектр. Це випромінювання має температуру близько 6000 °С і, проходячи крізь атмосферу Сонця (температура якої 2000-3000 °С), частково поглинається. Атмосфера Сонця поглинає світло певних частот фотосфери, і на тлі неперервного спектра фотосфери з'являється майже 20 000 ліній поглинання. За цими лініями було встановлено, що на Сонці є Гідроген, Кальцій, Натрій, Ферум та інші хімічні елементи. Уперше дослідження ліній поглинання у спектрі сонячного випромінювання провів у 1817 р. Йозеф фон Фраунгофер, тому ці лінії називають фраунгоферовими.

Під час проведення спектрального аналізу користуються спеціальними таблицями або атласами спектральних ліній, у яких наведено точне розміщення ліній спектра кожного хімічного елемента або довжини хвиль, що їм відповідають. За допомогою спектрального аналізу було відкрито нові хімічні елементи — Рубідій і Цезій. Цікава історія відкриття Гелію. Спочатку його було виявлено під час аналізу спектра сонячного випромінювання в 1868 р., звідки й походить його назва (від грец. «геліос» — Сонце).

Основні переваги спектрального аналізу — дуже висока чутливість, простота й швидкість проведення — зумовлюють його широке використання в металургії й машинобудуванні, хімії й геології, медицині й біології та багатьох інших галузях науки й техніки.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад га­зів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначає­ться інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких ато­мів (молекул) на шляху променя світла.

Одним із приладів, за допомогою якого досліджують спектри, є спектроскоп.

Основними елементами спектроскопа є коліматор 1, зорова труба 2, трикутна призма 3. У коліматорі є щілина 4, через яку проходить світло від досліджуваного джерела світла S. Проходячи крізь призму, світло заломлюється й дає спектр, який спостерігається крізь окуляр 5 зорової труби. Для захисту призми від стороннього світла її прикривають кришкою. За допомогою мікрометричного гвинта 6 можна зміщувати зорову трубу в горизонтальній площині та визначати довжину світлової хвилі, яка відповідає певній лінії спектра.

Потрапляючи через об'єктив у зорову трубу, усі паралельні промені дають зображення щілини у фокальній площині об'єктива, а оскільки промені різних частот (кольорів) паралельні різним побічним осям, кожне зображення щілини (лінія певної частоти) буде на певному місці. Якщо спектроскоп призначено для вимірювань, то на зображення ліній за допомогою спеціального пристрою накладається зображення шкали з поділками, що дає змогу точно визначити положення лінії у спектрі.

Якщо замість зорової труби поставити лінзу та фотопластинку (або інший світлочутливий матеріал), то можна зафіксувати зображення спектра для подальшого дослідження. Такий прилад називають спектрографом, фотографію спектра — спектрограмою.

Для астрономічних досліджень спектральні прилади розміщують за фокусом об'єктива телескопа. Хоча нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.

Потрібно зауважити, що в науковій практиці кількість тієї електромагнітної енергії (ΔЕ), що випромінюється одиницею площі поверхні за одиницю часу, називають інтенсивністю випромінювання: R=ΔE/SΔt (Вт/м2). При цьому, величину тієї інтенсивності випромінювання яка припадає на певний інтервал довжин хвиль (Δλ) називають спектральною інтенсивністю випромінювання: r = ΔR/Δλ (Вт/м3).

Ще один важливий висновок був сформульований німецьким фізиком Вільгельмом Віном (1864-1928). В цьому висновку (законі Віна) стверджується: максимальне значення спектральної інтенсивності випромінювання (rм) абсолютно чорного тіла, припадає на ті хвилі, довжина яких (λм) визначається за формулою λм = b/T , де Т – абсолютна температура тіла; b = 2,90·10-3м·К – постійна величина яка називається сталою Віна.

Закони Стефана-Больцмана та Віна мають достатньо широке науково-практичне застосування. Скажімо, на основі законів Віна і Стефана-Больцмана та кількісного аналізу спектру випромінювання далекої зірки (а простіше кажучи за кольором зірки), можна точно визначити температуру поверхні цієї зірки та багато інших її енергетичних параметрів (мал.102). Наприклад, досліджуючи спектр сонячного випромінювання можна експериментально встановити, що максимальне значення його інтенсивності припадає на хвилі з довжиною 5,0·10-7м. А це означає, що згідно з законом Віна, температура поверхні Сонця становить 5800К: Т=b/λм=2,9·10-3м·К/5,0·10-7м = 5800К. З іншого боку, згідно з законом Стефана-Больцмана R=σT4=6,42·107Вт/м2. А це означає, що кожен квадратний метр поверхні Сонця, щосекундно випромінює 6,42·107Дж енергії. А оскільки загальна площа поверхні Сонця становить S=4πR2=6·1018м2, то можна стверджувати, що Сонце щосекундно випромінює приблизно 3,9·1026Дж електромагнітної енергії.