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一種電磁波 来自维基百科，自由的百科全书
红外线（英语：infrared，简称IR）是波长介乎微波与可见光之间的电磁波，其波长在760纳米（nm）至1毫米（mm）之间，[1]是波长比红光长的非可见光，对应频率约是在430 THz到300 GHz的范围内[2]。室温下物体所发出的热辐射多都在此波段。红外线于1800年由威廉·赫歇尔首次提出。地球吸收及发射红外线辐射对气候具影响，现今红外线亦应用于不同科技领域。
红外线是在1800年由天文学家威廉·赫歇尔发现，他通过将温度计放置于太阳光谱的红色区域之外并发现温度上升，指出有一种频率低于红色光的辐射：肉眼看不见，但仍能使被照射物体表面的温度上升。地球从太阳获得的能量中，有超过一半是以吸收红外线的方式。地球吸收及发射红外线辐射的平衡对其气候有关键性的影响。
当分子改变其旋转或振动的运动方式时，就会吸收或发射红外线。由红外线的能量可以找出分子的振动模态及其偶极矩的变化，因此在研究分子对称性及其能态时，红外线是理想的频率范围。红外线光谱学研究在红外线范围内的光子吸收及发射[3]。
光线是一种辐射电磁波，其波长分布自300 nm（紫外线）到14,000 nm（远红外线）。不过以人类的经验而言，“光域”通常指的是肉眼可见的光波域，即是从400 nm（紫）到700 nm（红）可以被人类眼睛感觉得到的范围，一般称为“可见光域”（Visible）。由于近代科技的发达，人类利用各种“介质”（特殊材质的感应器），把感觉范围从“可见光”部分向两端扩充，最低可达到0.08～0.1nm（X光，0.8～1Å），最高可达10,000 nm（远红外线，热成像范围）。
窄带隙半导体为各种基于红外技术器件的材料基础，包括铋、锑、铟、镉、硒等元素的化合物及合金。[4][5]尖端高频功能性红外器件的研发常基于窄带隙的纳米材料。纳米窄带半导体中，量子限制效应和电子-空穴耦合存在相互作用，致使描述和设计常面临诸多挑战。[6]“兰克斯模型”将k·p方法拓展到了非抛物线性的能带边结构，常用于处理红外范围内的电子光学。[7]利用密度泛函理论的第一性原理超级计算，被用以了解精确的能带曲率和对应的光电子密度，但对算力和算时要求甚高。研发者亦常采用“唐-崔瑟豪斯理论”[8][9]的低维多带迭代法来解决此问题。[10][11]
阳光的等效温度为5,780开尔文，其热辐射的频谱中有一半是红外线。在海平面上，阳光在的辐照度是每平方米1千瓦。其中有527瓦的能量是红外线、445瓦是可见光，而32瓦的能量是紫外线[12]。
在地球表面，其温度远低于太阳的温度，几乎所有的热辐射都是由不同频率的红外线组成。在这些天然的热辐射源中，只有闪电及火热到可以产生一些可见光，而火产生的红外线比可见光还要多。
物体通常会辐射出跨越不同波长的红外线，但是侦测器的设计通常只能接收感到兴趣的特定频谱宽度以内的辐射。结果是，红外线通常会被区分成不同波长的较小区段。
一般使用者的分类是[13]：
NIR和SWIR有时被称为"反射红外线"，而MWIR和LWIR有时被称为"热红外线"，这是基于黑体辐射曲线的特性，典型的'热'物体，像是排气管，同样的物体通常在MW的波段会比在LW波段下来得更为明亮。
ISO 20473的分类如下：
| 名称 | 缩写 | 波长 |
|---|---|---|
| 近红外线 | NIR | 0.78—3微米 |
| 中红外线 | MIR | 3—50微米 |
| 远红外线 | FIR | 50—1,000微米 |
天文学家通常将以如下的波段区分红外线的范围[15]：
| 名称 | 缩写 | 波长 |
|---|---|---|
| 近红外线 | NIR | （0.7—1）至5微米 |
| 中红外线 | MIR | 5至（25—40）微米 |
| 远红外线 | FIR | （25—40）至（200—350）微米 |
这种分类不是很精确，而且和发布的单位有关。这三种区域分别用于观测不同温度的范围，以及不同环境下的空间。
可以依不同感测器可侦测的范围来分类[16]：
近红外线最接近人眼可以看到的波长范围，而中波红外线及长波红外线就逐渐地远离可见光谱。其他的定义会依照不同的物理机制（最大发射量的频率或频带，是否会被水吸收等），最新的定义是依照新的技术（常见的硅侦测器在1,050 nm以下可以感测，而砷化铟镓则是950 nm至1,7002,600 nm的范围内可以感测。
依照引用标准的不同，红外线的波长最短约在700 nm和800 nm之间，但可见光和红外线没有明确定义的边界。人眼对于波长700 nm以上的光较不灵敏，因此若用一般强度的光源发射较长波长的光，人眼无法看到。但用一些高强度的近红外线光源（例如红外线激光、红外线LED、或是将可见光移除后的日光），可以侦测到约780 nm的红外线，会被视为红光。强度再高一些的红外线光源可以让人眼侦测到波长1050 nm的红外线，会被视为暗红色的光束。因此会造成周围全暗的情形下，用人眼可以看到近红外线的问题（一般会用间接照明的方式改善此问题）。叶子在近场外线下会格外的明亮，若用红外线滤镜滤除可见光，并有一段时间让眼睛去适应经过红外线滤镜后特别暗的影像，人眼有可能可以看到在红外线下发光的树叶，也就是罗勃·伍德效应[17]。
公元1666年牛顿发现光谱并测量出3,900埃—7,600埃（400nm—700nm）是可见光的波长。1800年4月24日英国伦敦皇家学会的威廉·赫歇尔发表太阳光在可见光谱的红光之外还有一种不可见的延伸光谱，具有热效应。他所使用的方法很简单，用一支温度计测量经过棱镜分光后的各色光线温度，由紫到红，发现温度逐渐增加，可是当温度计放到红光以外的部分，温度仍持续上升，因而断定有红外线的存在。在紫外线的部分也做同样的测试，但温度并没有增高的反应。紫外线是1801年由RITTER用氯化银感光剂所发现。
底片所能感应的近红外线波长是肉眼所能看见光线波长的两倍，用底片可以记录到的波长上限是13,500埃，如果再加上其它特殊的设备，则最高可以达到20,000埃，再往上就必须用物理仪器侦测了。
红外线辐射源可区分为四部分：
地球表面及云会吸收太阳发射的可见光及辐射，再以红外线的形式发射到大气层中。大气中的特定物质（例如云里的水滴和水蒸气，还有二氧化碳、甲烷、一氧化氮、六氟化硫及氟氯碳化物[18]等）会吸收红外线，再发射回地球。温室效应可以提高大气层及地表的温度[19]。
红外线可用在军事、工业、科学及医学的应用中。红外线夜视装置利用即时的近红外线影像，可以在不被查觉的情形下在夜间观察人或是动物。红外线天文学利用有感测器的望远镜穿透太空的星尘（例如分子云），检测像是行星等星体，以及检测早期宇宙留下的红移星体[20]。红外线热显像相机可以检测隔绝系统的热损失，观查皮肤中血液流动的变化，以及电子设备的过热。红外线穿透云雾的能力比可见光强，像红外线导引常用在导弹的导航、热成像仪及夜视镜可以用在不同的应用上、红外天文学及远红外线天文学可在天文学中应用红外线的技术。
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