સ્પેક્ટ્રમ, સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ અને સ્પેક્ટ્રમશાસ્ત્ર

(Spectrum, Spectroscope, Spectroscopy)

વર્ણપટ, તેના અભ્યાસ માટેનું ઉપકરણ અને વિજ્ઞાન.

ભૂમિકા : સફેદ રંગના પ્રકાશ રૂપે અનુભવાતું પ્રકાશનું કિરણ વાસ્તવમાં તો જુદા જુદા સાત રંગોની અનુભૂતિ કરાવતા ઘટકોનું મિશ્રણ છે; એ હકીકત તો સૂર્યના કિરણને પ્રિઝમ(prism)માંથી પસાર કરતાં તે તેના ઘટકોમાં વિભાજિત થાય છે, એ પ્રયોગ દ્વારા ન્યૂટને છેક 1666માં પુરવાર કર્યું હતું. ‘સ્પેક્ટ્રમ’ શબ્દ, શ્વેત કિરણને આમ વિભાજિત કરતાં જે રંગીન પટ્ટો સર્જાય છે તે સંદર્ભમાં ઉદભવ્યો. (ગુજરાતીમાં spectrum માટે ‘વર્ણપટ’ શબ્દ વપરાય છે.) આ ‘સ્પેક્ટ્રમ’ને જોવા માટે પ્રિઝમ કે અન્ય કોઈ વધુ જટિલ ઉપકરણ વપરાય છે. તેવા ઉપકરણને ‘સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ’ (spectroscope) કહેવાય.

ન્યૂટનના મંતવ્ય મુજબ તો અવકાશમાંથી પણ પ્રકાશકિરણ પસાર થઈ જતું હોવાથી, પ્રકાશના આ ઘટકો કોઈ પ્રકારના કણોના પ્રવાહરૂપ હતા; પરંતુ ત્યાર બાદ થયેલ વધુ સંશોધનોએ [ખાસ કરીને પ્રકાશના વ્યતિકરણ (interference) અને ધ્રુવીભવન(polarization)એ] પુરવાર કર્યું કે વાસ્તવમાં પ્રકાશ કોઈ પ્રકારના તરંગો-સ્વરૂપે પ્રસરે છે અને અવકાશમાંથી પણ તે પસાર થતો હોવાથી એમ મનાયું કે સમગ્ર અવકાશમાં કોઈ પ્રકારનું માધ્યમ વ્યાપેલ હોવું જોઈએ [જેને ‘ether’ (ઈથર) નામ અપાયું.], જેમાં આ તરંગો પ્રસરી શકે છે. વ્યતિકરણ-શલાકાઓ(interference fringes)નાં સ્થાન વ્યતિકરણ સર્જવા માટે વપરાતા પ્રકાશની તરંગલંબાઈ પર આધાર રાખતાં હોવાથી વ્યતિકરણ-ઘટનાના અભ્યાસ દ્વારા આ તરંગોની તરંગલંબાઈ માપી શકાઈ અને જણાયું કે પ્રકાશના તરંગો જાંબલી પ્રકાશ માટે 3500 Å જેવી તરંગલંબાઈથી શરૂ થઈને દૃશ્ય સ્પેક્ટ્રમના બીજા છેડે આવતા રાતા રંગના પ્રકાશ માટે 6500 Å સુધી વિસ્તરેલ છે. [Å (એન્ગસ્ટ્રૉમ) સૂક્ષ્મ માપ માટે વપરાતો લંબાઈનો એકમ છે. Å = મિલીમીટરનો કરોડમો ભાગ.] આ તરંગોનું ભૌતિક સ્વરૂપ જ્યારે સ્પષ્ટ નહોતું થયું ત્યારે (~ 1800ના અરસામાં) પણ શોધાયું હતું કે દૃશ્ય સ્પેક્ટ્રમની લાંબી તરંગલંબાઈની સીમા બહાર પણ સૂર્યપ્રકાશમાં ‘અદૃશ્ય’ તરંગોમાં ઊર્જા પ્રસરે છે, જેને અધોરક્ત (infrared) નામ અપાયું. આ જ પ્રમાણે ત્યાર બાદ ટૂંક સમયમાં જ સ્પેક્ટ્રમના જાંબલી છેડાની બહારના વિસ્તારમાં પારજાંબલી (ultraviolet) તરંગો શોધાયા. 1873ના અરસામાં મેક્સવેલે તેની Electro-magnetic Field Theoryના આધારે પ્રતિપાદિત કર્યું કે વિદ્યુતચુંબકીય ક્ષેત્રના તરંગો સંભવી શકે છે અને આ પ્રકારના તરંગોના પ્રસરણની અવકાશમાં ગતિ, સૈદ્ધાંતિક ગણતરી અનુસાર પ્રકાશની મપાયેલ ગતિ જેટલી જ જણાય છે. આ પરથી એણે સૂચન કર્યું કે પ્રકાશતરંગો પણ વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો જ હોઈ શકે. 1888માં હર્ટ્ઝે પ્રાયોગિક રીતે મીટર જેવી તરંગલંબાઈ ધરાવતા વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો ઉત્પન્ન કરીને તે અવકાશમાં વિકિરણ-સ્વરૂપે પ્રસરે છે તેમ સાબિત કર્યું. આ પ્રયોગ દ્વારા સિદ્ધ થયું કે વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોનો સ્પેક્ટ્રમ ઘણો વિસ્તૃત વ્યાપ ધરાવે છે અને પ્રકાશ તરીકે અનુભવાતા તરંગોનો વિસ્તાર આ વિસ્તૃત વ્યાપના સ્પેક્ટ્રમનો એક અત્યંત નાનો વિભાગ છે.

વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોના સ્પેક્ટ્રમને આમ કોઈ ‘સીમા’ હોતી નથી. અત્યંત નાની તરંગલંબાઈથી માંડીને અત્યંત લાંબી તરંગલંબાઈના વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો સંભવી શકે છે. 1900માં પ્લેન્ક(Planck)ના ક્વૉન્ટમવાદ અને ત્યાર બાદનાં સંશોધનોએ પુરવાર કર્યું છે કે વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો માત્ર તરંગો જ નથી તે ઉભયગુણધર્મી છે; અર્થાત્ એકસાથે તરંગગુહા તેમજ કણસ્વરૂપનો ગુણ ધરાવી શકે છે અને તેના કણ(photon)ની ઊર્જા તરંગની કંપ-આવૃત્તિના સમપ્રમાણમાં હોવાથી, ઉત્સર્જકની ઉત્સર્જન સાથે સંકળાયેલ પ્રક્રિયાની ઊર્જા, તેની તરંગલંબાઈ નક્કી કરે છે; અત્યંત ઊર્જાશીલ નાભિકીય પ્રક્રિયાઓ અત્યંત ટૂંકી તરંગલંબાઈનાં ગૅમા-વિકિરણોનું ઉત્સર્જન કરે, તો નિર્બળ ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં ધીમી ગતિ ધરાવતા ઇલેક્ટ્રૉન અત્યંત લાંબી તરંગલંબાઈના રેડિયો-તરંગોનું ઉત્સર્જન કરે.

વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણોના વિવિધ વિસ્તારો અને તેનું સ્પેક્ટ્રમ વિજ્ઞાન (સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી) : વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોના આ અતિવિસ્તૃત સ્પેક્ટ્રમના જુદા જુદા વિસ્તારો અલગ અલગ નામ ધરાવતાં વિકિરણો તરીકે ઓળખાય છે. ખ્યાલમાં રાખવાનું કે હરેક તરંગલંબાઈ સાથે નિશ્ચિત ઊર્જા ધરાવતા ઊર્જાકણ – photon સંકળાયેલા હોય છે, જેની ઊર્જા Planckના સૂત્ર E = hν દ્વારા ગણી શકાય. [h = Planckનો વૈશ્વિક અચળાંક, કંપસંખ્યા વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોનો અવકાશમાં વેગ (જે પણ એક અચળાંક છે.) અને λ = તરંગલંબાઈ.] ટૂંકી તરંગલંબાઈ ધરાવતાં વિકિરણો મહદ્અંશે ઊર્જાના કણોના પ્રવાહ-સ્વરૂપે અનુભવાય છે (જેમ કે, ગૅમા-વિકિરણો, X વિકિરણો); જ્યારે લાંબી તરંગલંબાઈના રેડિયો-તરંગો અને સૂક્ષ્મ તરંગોનાં વિકિરણોમાં તરંગ-સ્વરૂપ વધુ સ્પષ્ટ જણાઈ આવે છે. (મૂળભૂત રીતે તો આ તફાવત વિકિરણોની ઊર્જા માપવાની પદ્ધતિ પર આધારિત છે.)

આકૃતિ 1 : સાદું પ્રિઝમ સ્પેક્ટ્રૉમિટર

સ્પેક્ટ્રમવિજ્ઞાનના વ્યાપને સમજતાં પહેલાં વિદ્યુતચુંબકીય તરંગ સ્વરૂપ વિકિરણોના ઉત્સર્જનની પ્રક્રિયામાં સહેજ ઊંડાણમાં જવું જરૂરી છે. વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણોના ઉત્સર્જકો સામાન્ય રીતે (અને પ્રસ્તુત લેખના સંદર્ભમાં ખાસ) પરમાણુનું નાભિ, નાભિ બહારની કક્ષીય-ઇલેક્ટ્રૉન કે પછી અણુ (molecule) હોય છે. આવા ઉત્સર્જકો, ક્વૉન્ટમવાદ (Quantum theory) અનુસાર ઊર્જાના નિશ્ચિત સ્તરોમાં જ હોઈ શકે અને ઊર્જાનું શોષણ કરીને નીચલા ઊર્જા-સ્તરમાંથી ઉપલા સ્તરમાં જાય, જેને ઉત્તેજિત ઉત્સર્જક કહેવાય. આવો ઉત્તેજિત ઉત્સર્જક ફરી પાછો આપમેળે સ્તરો વચ્ચેની ઊર્જાના તફાવતને અનુરૂપ તરંગલંબાઈ પર ઊર્જાકણનું ઉત્સર્જન કરીને બિનઉત્તેજિત અવસ્થામાં આવે છે. આમ કઈ કઈ તરંગલંબાઈઓ પર ઉત્સર્જન થતું જણાય છે તે જાણીને ઉત્સર્જકના ઊર્જા-સ્તરોની માહિતી મળે. સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીની પ્રણાલી એટલે વિકિરણોને તેની જુદી જુદી તરંગલંબાઈના ઘટકોમાં વિભાજિત કરી [જે પ્રક્રિયાને વિભાજન (dispersion) કહેવાય છે.], તેમના ઘટકતરંગોમાં રહેલ ઊર્જાનું માપન. જો ગૅમા-વિકિરણોના વિસ્તારની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી કરવામાં આવે તો નાભિકીય ઊર્જા-સ્તરો માપી શકાય. X વિકિરણોમાં સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી કરાય તો અંદરની કક્ષાના ઇલેક્ટ્રૉન સાથે સંકળાયેલ ઊર્જા-સ્તરો જાણી શકાય, બહારની કક્ષાના ઇલેક્ટ્રૉનના ઊર્જા-સ્તરો પ્રકાશી અને અલ્ટ્રાવાયોલેટ વિસ્તારની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી દ્વારા જાણી શકાય અને ઇન્ફ્રારેડ વિસ્તારની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી અણુઓનાં ભ્રમણ અને આંદોલનો સાથે સંકળાયેલ ઊર્જા-સ્તરોની માહિતી આપે છે. ઊર્જા-સ્તરોની સ્થિતિ જાણીને નાભિ, પરમાણુ અને અણુના બંધારણ તારવી શકાય. આ થયો સ્પેક્ટ્રમવિજ્ઞાનનો વ્યાપ, જેને Spectroscopy કહેવાય છે. અત્રે માત્ર ‘એકાકી’ (individual) ઉત્સર્જક દ્વારા ઉત્સર્જનની વાત કરી; પરંતુ વ્યાપક રીતે, વિકિરણોના કોઈ પણ વિસ્તારમાં સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી એટલે તે વિસ્તારના વિકિરણોની જુદી જુદી તરંગલંબાઈઓમાં સમાયેલ ઊર્જાના પ્રમાણનો અભ્યાસ. ઉપર એકાકી ઉત્સર્જકના સંદર્ભમાં વર્ણવી એ ઉપરાંત બીજી અનેક ભૌતિક પ્રક્રિયાઓ દ્વારા પણ ઉત્સર્જન થાય (જેમ કે, Sychotron radiation, જે ખગોળીય અભ્યાસમાં ઘણું મહત્વનું છે.) અને આ પ્રકારનો અભ્યાસ ઉત્સર્જક માધ્યમની ભૌતિક પરિસ્થિતિ જાણવા માટે ઘણો મહત્વનો છે; પરંતુ આપણે તેની વિશેષ વિગતમાં નહિ ઊતરીએ.

પ્રકાશી વિકિરણોના વિસ્તારમાં સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીનો વિકાસ : સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીની શરૂઆત શ્વેત પ્રકાશને પ્રિઝમ દ્વારા તેના વિવિધ ઘટકોમાં વિભાજન કરતાં જે જાંબલી રંગથી રાતા રંગ સુધી વિસ્તરેલ પટ્ટો–સ્પેક્ટ્રમ–સર્જાય છે તેના અભ્યાસ સાથે થઈ ગણાય. જ્યારે વ્યતિકરણ-ઘટનાના આધારે પ્રકાશનું તરંગસ્વરૂપ સુનિશ્ચિત થયું (Young, 1801) ત્યારે તે પ્રકારની ઘટનાના અભ્યાસ દ્વારા આ તરંગોની (તરંગ)લંબાઈ માપવાની પદ્ધતિ પણ વિકાસ પામી; પરંતુ તે સમયે જુદી જુદી તરંગલંબાઈના આ ઘટકોમાં રહેલ વિકિરણ-ઊર્જા માપવા માટે કોઈ જ ઉપકરણો શોધાયાં નહોતાં (‘ફોટોગ્રાફની પદ્ધતિ’ પણ ઓગણીસમી સદીની મધ્યમાં શોધાઈ) એટલે તે સમય સુધી તો આ સ્પેક્ટ્રમનો નરી આંખે અભ્યાસ જ શક્ય હતો. આ માટે જે સાધન વિકસાવાયાં તે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ તરીકે ઓળખાયાં.

જે સ્રોતના સ્પેક્ટ્રમનો અભ્યાસ કરવાનો હોય તેના પ્રકાશને લેન્સ દ્વારા એક લાંબી, પાતળી રંધ્ર (slit) પર કેન્દ્રિત કરવામાં આવે છે અને ત્યાર બાદ તેમાંથી નીકળતા પ્રકાશને એક લેન્સ દ્વારા સમાંતર કરાય છે. આ લેન્સને ‘કૉલિમેટર’ (collimator) કહેવાય છે. ત્યાર બાદ યોગ્ય પ્રિઝમમાંથી આ પ્રકાશ પસાર કરાતાં તેનું તેના વિવિધ તરંગઘટકોમાં વિભાજન થાય છે. આ વિભાજિત પ્રકાશને અન્ય લેન્સ (જેને ‘કૅમેરા-લેન્સ’ કહેવાય છે.) અથવા તો નાના ટેલિસ્કોપ દ્વારા ઝીલીને રંધ્રની જુદી જુદી તરંગલંબાઈ પર પ્રાપ્ત થતાં પ્રતિબિંબ મેળવી શકાય. પ્રિઝમ દ્વારા પ્રકાશ તેના તરંગઘટકોમાં વિભાજિત થયો હોવાથી જુદી જુદી તરંગલંબાઈના પ્રકાશ માટે આ પ્રતિબિંબ જુદે જુદે સ્થાને મળે છે અને કૅમેરા-લેન્સના ફોકસ પર સ્પષ્ટ સ્પેક્ટ્રમ મેળવી શકાય છે. (અથવા તો ટેલિસ્કોપ દ્વારા તે જોઈ શકાય છે.) મૂળભૂત રીતે તો બધા જ સ્પેક્ટ્રોસ્કોપની રચના આ પ્રકારની જ હોય છે. ફેર માત્ર પ્રકાશનું તરંગઘટકોમાં વિભાજન કરતા પ્રિઝમની ગુણવત્તા તેમજ પ્રકાશને સમાંતર કિરણપુંજ(beam)માં ફેરવતા કૉલિમેટર અને તેને વિભાજન બાદ ફરીથી એકત્રિત કરીને પ્રતિબિંબ રચતા કૅમેરા-લેન્સ(કે ટેલિસ્કોપ)ની ક્ષમતાને કારણે જ સર્જાય. પ્રકાશભૌતિકી(optics)ના સિદ્ધાંત અનુસાર મોટા કદનો પ્રિઝમ પ્રકાશનું વધુ સૂક્ષ્મતાથી વિઘટન કરે છે એટલે જો સ્પેક્ટ્રોસ્કોપમાં વધુ મોટો પ્રિઝમ વાપરવામાં આવે તો તેના દ્વારા વધુ પ્રમાણમાં વિશ્લેષણ (resolution) ધરાવતો સ્પેક્ટ્રમ રચાય. ઉપરાંત કૅમેરા-લેન્સ, કૉલિમેટર લેન્સ જેવા ઘટકો પણ અવર્ણક (achromatic) પ્રકારના હોવા જરૂરી છે. (achromatic એટલે એવો ઘટક કે જેની દ્વારા રચાતા પ્રતિબિંબનું સ્થાન તરંગલંબાઈ પર આધાર રાખતું ન હોય.)

આધુનિક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ અને વિવર્તન ગ્રેટિંગ (diffraction grating) : આધુનિક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ અને સ્પેક્ટ્રૉમિટર (સ્પેક્ટ્રૉમિટર એટલે જુદી જુદી તરંગલંબાઈ પર રહેલ વિકિરણ-ઊર્જા માપતું સાધન.) મહદ્અંશે તરંગઘટકોનું વિભાજન કરવા માટે પ્રિઝમના સ્થાને તેનાથી વધુ કાર્યક્ષમ વિવર્તન ગ્રેટિંગ (diffraction grating) નામનું ઉપકરણ વાપરે છે. પ્રકાશના વિવર્તન(diffraction)ની ઘટના પર આધારિત આ ઉપકરણનો સિદ્ધાંત તો Rittenhouse નામના વૈજ્ઞાનિકે 1785માં દર્શાવ્યો હતો. જેમ માર્ગમાં આવતા આડશ (obstacle) ફરતા ધ્વનિતરંગો વંકાઈને આડશની પાછળ પણ પ્રસરિત થાય છે તે જ રીતે પ્રકાશતરંગો પણ વંકાય; પરંતુ તેમની ઘણી નાની (તરંગ)-લંબાઈને કારણે તેમના વંકનનો ખૂણો ઘણો નાનો હોય છે. આ તરંગોના તેમના પ્રસરણમાર્ગમાંથી ‘વંકાયા’ની ઘટનાને વિવર્તન કહેવાય છે. જો લગભગ તરંગલંબાઈ જેવા જ અંતરે આવેલ નિયમિત રેખાઓ દ્વારા આ વિવર્તન થતું હોય, તો તરંગલંબાઈ અનુસારના નિશ્ચિત ખૂણા પર, જુદી જુદી રેખાઓ દ્વારા વિવર્તિત તરંગો એકમેક સાથે પૂરક (સહાયક) પ્રકારનું વ્યતિકરણ (constructive interference) સર્જે અને આ દિશામાં એ તરંગલંબાઈ પર પ્રબળ કિરણ જણાય. જુદી જુદી તરંગલંબાઈ માટે આ ખૂણા જુદા જુદા હોવાથી, આ પ્રકારની રચના દ્વારા થતું વિવર્તન પ્રકાશના તરંગઘટકોને અલગ તારવી શકે છે. આ થયો વિવર્તન ગ્રેટિંગનો સિદ્ધાંત (આ સિદ્ધાંતની શોધ 1786માં Rittenhouseએ કરી હતી.); પરંતુ આ પ્રકારનું સાધન બનાવવાની મુખ્ય મુશ્કેલી પ્રકાશની તરંગલંબાઈ (એટલે કે મિલીમિટરના આશરે હજારમા ભાગ) જેવા અંતરે નિયમિત રેખાઓનું અંકન છે. આ પ્રકારનું સાધન બનાવવાનો સૌપ્રથમ પ્રયત્ન ફ્રૉનહૉફરે (Fraunhofer) 1819માં કર્યો હતો; પરંતુ સૌપ્રથમ સફળતા છેક 1882માં Rowland દ્વારા આ માટે બનાવાયેલ ખાસ પ્રકારના Ruling machineથી કરાયેલ અંકનથી મળી. હવે તો સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી ક્ષેત્રે આ Rowland Grating પ્રસિદ્ધ બની ગયેલ છે અને અનેક આધુનિક સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ તે વાપરે છે.

આકૃતિ 2 : વિવર્તન ગ્રેટિંગ દ્વારા પ્રકાશનું તરંગ ઘટકોમાં વિશ્લેષણ

લેસર-કિરણની શોધ બાદ, તેનો પ્રકાશ વાપરીને રચાતી વ્યતિકરણ-શલાકાઓ (interference fringes) દ્વારા થતા Photo-etching Process(એટલે કે પ્રકાશકિરણ દ્વારા અંકન કરવાની પ્રક્રિયા)નો ઉપયોગ કરીને હવે Holographic grating પણ બનાવાય છે. Rowland grating પ્રકારની યંત્ર દ્વારા અંકિત ગ્રેટિંગમાં યંત્રની શેષ ખામીઓ(કોઈ પણ યંત્ર આવી ખામીથી સંપૂર્ણ મુક્ત હોય જ નહિ)ને કારણે અંકનો વચ્ચેના ગાળામાં સહેજ અનિયમિતતા રહે છે. આ કારણે તેના દ્વારા રચાતા સ્પેક્ટ્રમમાં, વાસ્તવિક રીતે જે હોય જ નહિ, તેવી રેખા સર્જાય છે, જેને spectroscopyની ભાષામાં Ghost line કહેવાય. Holographic પદ્ધતિથી બનાવાયેલ ગ્રેટિંગ દ્વારા પ્રાપ્ત સ્પેક્ટ્રમમાં આવી Ghost line નથી જણાતી.

સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી દ્વારા તત્વોની ઓળખ : ખનિજ જેવા પદાર્થમાં રહેલ વિવિધ તત્વોની ઓળખ માટે જ્યોત વર્ણપટવિજ્ઞાન(flame spectroscopy)ની પદ્ધતિ વ્યાપક ઉપયોગમાં લેવાય છે અને રસાયણવિજ્ઞાનના અભ્યાસક્રમમાં, યોગ્ય તત્વના દ્રાવણમાં બોળેલો કાકડો બન્સન બર્નરની જ્યોતમાં રાખતાં જે રંગ ઉદભવતો જણાય તેના આધારે દ્રાવણમાં રહેલ તત્વની ઓળખ અંગેના પ્રયોગો પણ હોય છે. આ જ્યોત વર્ણપટવિજ્ઞાનના વિકાસનો ઇતિહાસ પણ જોવા જેવો છે. 1814માં ફ્રૉનહૉફરે સૂર્ય તેમજ અન્ય તારાઓના પ્રકાશના વર્ણપટો(spectra)નો અભ્યાસ કર્યો અને આ અભ્યાસમાં એણે એક મહત્વની શોધ કરી કે તેમાં સર્જાતા તેજસ્વી રંગીન પટ્ટાની અંદર પાતળી શ્યામરંગી રેખાઓ, જુદી જુદી તરંગલંબાઈઓ પર આવેલી જણાય છે, ઉપરાંત સૂર્ય તેમજ જુદા જુદા તારાઓના સ્પેક્ટ્રમમાં જણાતી આ ફ્રૉનહૉફર રેખાઓની પ્રબળતાની માત્રામાં ઘણું વૈવિધ્ય જણાય છે. ફ્રૉનહૉફર રેખાઓની શોધ અને તેની ઉત્પત્તિ પાછળના રહસ્યની સમજૂતી : આ બે વચ્ચે તો સારો એવો સમયગાળો રહ્યો. 1861માં બન્સેન (Bunsen) (લૅબોરેટરીમાં વપરાતા બન્સેન બર્નરના સર્જક) નામના વૈજ્ઞાનિકે નોંધ્યું કે ઊંચા તાપમાને વાયુસ્વરૂપમાં રહેલ તત્વો, તેજસ્વી રેખાઓ જેવા સ્વરૂપના સ્પેક્ટ્રમનું ઉત્સર્જન કરે છે અને આ રીતે ઉત્સર્જાતી રેખાઓ માટેની તરંગલંબાઈ દરેક તત્વ માટે આગવી જણાય છે. આ શોધે સ્પેક્ટ્રમમાં જણાતી ઉત્સર્જન-રેખાઓની તરંગલંબાઈના આધારે તત્વોની ઓળખની પ્રણાલી(chemical analysis by the flame spectra)નો પાયો નાખ્યો. આ ઉપરાંત બન્સેન અને કિર્ચોફે (Kirchoff) એક અન્ય મહત્વની શોધ એ કરી કે ઊંચા તાપમાને રહેલ પદાર્થ દ્વારા ઉત્સર્જિત સ્પેક્ટ્રમ (જે રાતા રંગથી જાંબલી રંગ સુધી વિસ્તરેલ રંગીન પટ્ટા જેવો હોય છે.) તેને જો પદાર્થથી ઓછા તાપમાને આવેલ વાયુના જથ્થામાંથી પસાર કરવામાં આવે તો વાયુને અનુરૂપ તરંગલંબાઈ પર તેજસ્વી ઉત્સર્જન-રેખાને સ્થાને શ્યામરંગી રેખા આવેલી જણાય છે. આ ઘટના રેખા-ઉત્ક્રમણ (reversal of line) તરીકે ઓળખાય છે અને આ ઘટના ફ્રૉનહૉફર રેખાઓ મહદ્અંશે શોષણરેખાઓ (શ્યામ રંગની) શા કારણે હોય છે તે સમજાવે છે. ઊંચાં તાપમાન ધરાવતા, તારાના ઊંડાણના સ્તરોનો પ્રકાશ નીચાં તાપમાન ધરાવતા તેનો ઉપલા સ્તરોમાંથી પસાર થતા ઉપર્યુક્ત રેખાના ઉત્ક્રમણને કારણે શ્યામરંગી રેખાઓ સર્જાય છે. આ શોધે તારાઓના પ્રકાશના સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપિક અભ્યાસ દ્વારા તેમના વાતાવરણમાં રહેલાં તત્વોની ઓળખ કરવાની પદ્ધતિનો પાયો નાંખ્યો. ‘હાર્વર્ડ વર્ગીકરણ’ તરીકે ખગોળવિજ્ઞાનમાં ઓળખાતી તારાઓના વર્ગીકરણની પદ્ધતિ પણ તેમના ફ્રૉનહૉફર સ્પેક્ટ્રાના તફાવતને આધારે જ છે. ફ્રૉનહૉફર સ્પેક્ટ્રા, તારાઓના વાતાવરણમાં રહેલાં તત્વો તો દર્શાવે છે; પરંતુ તેમનાં પરસ્પર પ્રમાણ તારવવાનું વધારે જટિલ છે. 1920માં મેઘનાદ સાહાએ તેમનું તાપીય અયનીકરણ (thermal ionization) અંગેનું સમીકરણ તારવ્યું, જેણે આ પ્રકારની ગણતરી માટેનો આધાર પૂરો પાડ્યો.

પરમાણુ સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી (atomic spectroscopy) : વાયુ-સ્વરૂપમાં રહેલ કોઈ પણ તત્વના પરમાણુઓ, તત્વના પ્રકાર અનુસાર નિશ્ચિત તરંગલંબાઈઓ પર વિકિરણોનું ઉત્સર્જન કરે છે. એ શોધ સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી પદ્ધતિથી તત્વની ઓળખ માટે તો પર્યાપ્ત હતી; પરંતુ આની પાછળનું ભૌતિક કારણ સમજાતું નહોતું. આ કારણે કોઈ તત્વ દ્વારા થતા ઉત્સર્જનમાં જે તરંગલંબાઈઓ આવેલી જણાય છે તેમની વચ્ચે કોઈ ગણિતના સૂત્ર દ્વારા દર્શાવી શકાય તેવો સંબંધ હોય છે કે કેમ એ જાણવાનો પ્રયત્ન થયો અને પરિણામે 1885માં બામરે (Balmer) શોધ્યું કે હાઇડ્રોજન વાયુના સ્પેક્ટ્રમમાં જણાતી કેટલીક તરંગલંબાઈઓ, આવા સૂત્ર દ્વારા દર્શાવી શકાય તેવી શ્રેણી રચે છે. આ શ્રેણી બામર શ્રેણી તરીકે ઓળખાઈ અને ત્યાર બાદ આવી અન્ય શ્રેણીઓ પણ શોધાઈ. ઉપરાંત એમ પણ જણાયું કે આ શ્રેણીઓ તરંગલંબાઈ ‘λ’ના સ્થાને એનો વ્યસ્ત અંક વાપરતાં વધુ સરળ જણાય છે. આ અંક   ‘તરંગ અંક’ (wave number) તરીકે ઓળખાય છે.

1912માં રિટ્ઝ (Ritz) નામના વૈજ્ઞાનિકે રિટ્ઝ સંયોજનસિદ્ધાંત (Ritz combination principle) તરીકે જાણીતો થયેલ એક સિદ્ધાંત તારવ્યો, જે અનુસાર કોઈ પણ તત્વના સ્પેક્ટ્રમ દ્વારા જણાતી તરંગલંબાઈની વિવિધ શ્રેણીઓના સંયોજન દ્વારા અન્ય શ્રેણી મળી શકે છે. આમ શ્રેણી, તત્વના સ્પેક્ટ્રમના નિશ્ચિત અંકોના તફાવતને કારણે સર્જાય છે. આ અંકો વર્ણપટીય પદો (spectral terms) તરીકે ઓળખાયા. તે સમયે હજી વિકિરણ-ઉત્સર્જન-પ્રક્રિયા સમજી શકાઈ નહોતી એટલે આ spectral terms, પરમાણુના ઊર્જા-સ્તરો સૂચવે છે એવો ખ્યાલ નહોતો આવ્યો. 20મી સદીનાં પ્રારંભનાં વર્ષોમાં રૂથરફૉર્ડ (Rutherford) દ્વારા નાભિ ફરતી કક્ષામાં ઘૂમતા ઇલેક્ટ્રૉન, એ પ્રકારનું પરમાણુ માટેનું બંધારણ તો સૂચવાયું; પરંતુ પ્રસ્થાપિત વિદ્યુતગતિવિજ્ઞાન(electrodynamics)ના સિદ્ધાંત અનુસાર તો આવો ઇલેક્ટ્રૉન સતત બદલાતી તરંગલંબાઈ પર ઉત્સર્જિત કરવો જોઈએ. આને બદલે નિશ્ચિત તરંગલંબાઈ પર જ તેનું કેમ ઉત્સર્જન થાય છે એ એક ગહન પ્રશ્ન હતો.

1913માં નીલ્સ બોહર (Neils Bohr) નામના વૈજ્ઞાનિકે હાઇડ્રોજન પરમાણુના સંદર્ભમાં એક ક્રાંતિકારી ખ્યાલ રજૂ કર્યો કે નાભિ ફરતા ઇલેક્ટ્રૉનનું કોણીય વેગમાન (angular momentum) હંમેશાંના પૂર્ણગુણાંકમાં જ સંભવી શકે જેમાં અગાઉ ઉલ્લેખેલ Planckનો વૈશ્વિક અચળાંક છે.). ઉપરાંત તેણે સૂચવ્યું કે આવી સ્થાયી (stationary) કક્ષામાં ઘૂમતો ઇલેક્ટ્રૉન વિકિરણનું ઉત્સર્જન નહિ કરે; પરંતુ જ્યારે તે આવી એક સ્થાયી કક્ષામાંથી બીજી સ્થાયી કક્ષામાં જાય ત્યારે જ આ કક્ષાઓના ઊર્જા-તફાવત અનુસાર ઊર્જાકણ(photon)નું ઉત્સર્જન કે શોષણ કરશે અને આ સાથે સંકળાયેલ વિકિરણ-તરંગોની (તરંગ)લંબાઈ આ ઊર્જાકણની ઊર્જા સાથે પ્લેન્કના સૂત્ર ઊર્જા = hν અનુસાર સંકળાયેલ હોય. આમ સ્થાયી કક્ષાઓને કારણે પરમાણુમાં નિશ્ચિત મૂલ્યના ઊર્જા-સ્તરો સર્જાય છે અને આ ઊર્જા-સ્તરો વચ્ચેનાં આવાગમન (transition) તે અનુસારની તરંગલંબાઈનાં વિકિરણોના ઉત્સર્જન કે શોષણ માટે કારણભૂત છે તેમજ વર્ણપટીય પદો પણ આ ઊર્જા-સ્તરોને કારણે જ ઉદભવે છે.

નીલ્સ બોહરના આ કોણીય વેગમાનના ક્વૉન્ટીકરણ(quantization) (અર્થાત્ સતત મૂલ્યને સ્થાને નિશ્ચિત માત્રાના મૂલ્ય)ના સૂચનથી, વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણોના સંદર્ભમાં સ્વીકારાયેલ ક્વૉન્ટમવાદ હવે પરમાણુ બંધારણના ક્ષેત્રને પણ આવરી લેતો જણાયો અને આ દિશામાં વધુ સંશોધનોને અંતે આધુનિક ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી પ્રણાલીમાં પરિણમ્યા. હાઇડ્રોજન પરમાણુના બંધારણ અંગેના તેના ક્રાંતિકારી ખ્યાલ અને તેના આધારે હાઇડ્રોજન પરમાણુના સ્પેક્ટ્રમની સમજૂતી માટે 1922નો નોબેલ પુરસ્કાર બોહરને એનાયત થયો.

અલબત્ત, હાઇડ્રોજન પરમાણુ માત્ર એક ઇલેક્ટ્રૉન ધરાવતો હોવાથી તેના ઊર્જા-સ્તરો અને કક્ષા પરત્વેની ગણતરી પ્રમાણમાં ઘણી સહેલી હતી; પરંતુ ત્યાર બાદ વિકસેલ ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી પ્રણાલીને આધારે અનેક ઇલેક્ટ્રૉન ધરાવતા પરમાણુના સ્પેક્ટ્રા પણ ત્યાર બાદ સમજી શકાયા.

પરમાણુકીય સ્પેક્ટ્રા(atomic spectra)નો ઘણો વિશાળ વ્યાપ ધરાવતો વિષય છે એટલે તેમાં આવરી લેવાતી અન્ય ઘટનાઓ અને વિગતો(જેવી કે વર્જિત રેખાઓ, પ્રસ્ફુરિત ઉત્સર્જન ઇ.)ને પડતી મૂકી; માત્ર એક અગત્યની અસર ઝીમાન ઘટના(Zeeman effect)ની નોંધ અહીં લેવા જેવી છે. એ અસરની શોધ 1896માં ઝીમાને કરી, જેમાં તેણે નોંધ્યું કે ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં રહેલ વાયુ પરમાણુઓ દ્વારા થતા ઉત્સર્જનમાં સ્પેક્ટ્રમમાં જણાતી ઉત્સર્જન-રેખાઓનું વિભાજન થાય છે અને આ વિભાજનની માત્રા ચુંબકીય ક્ષેત્રના સમપ્રમાણમાં જણાય છે. શોધ બાદ તુરત જ લૉરેન્ટ્ઝે (Lorentz) ચુંબકીય ક્ષેત્રને કારણે ઇલેક્ટ્રૉનનાં આંદોલનોની કંપમાત્રામાં થતા ફેરફાર તરીકે આ ઘટનાની સમજૂતી આપી. [નોંધવાનું કે ઇલેક્ટ્રૉનની શોધ હજી એક વર્ષ પહેલાં જ થઈ હતી અને ધન વીજભાર ધરાવતા નાભિ ફરતી કક્ષામાં ઘૂમતા ઇલેક્ટ્રૉન; એ પ્રકારની પરમાણુની રચના તો છેક 1910માં રૂથરફૉર્ડ દ્વારા સૂચવાઈ.] ઝીમાન અસરની શોધ અને તેની સમજૂતી માટે 1902નો નોબેલ પુરસ્કાર સંયુક્ત રીતે લૉરેન્ટ્ઝ અને ઝીમાનને અપાયો. લૉરેન્ટ્ઝની આ સમજૂતીએ પુરવાર કર્યું કે વાયુના પરમાણુ દ્વારા થતું ઉત્સર્જન તેમની અંદર રહેલા ઇલેક્ટ્રૉનની ગતિને કારણે છે. ઝીમાન અસરનાં અવલોકનો સૂર્યકલંકો તેમજ તારાઓનાં ચુંબકીય ક્ષેત્રોની માત્રા તારવવામાં ઘણાં ઉપયોગી છે.

આણ્વીય સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી (molecular spectroscopy) : પરમાણુઓની જેમ વાયુના અણુઓ પણ ઉત્તેજિત અવસ્થામાં પ્રકાશ રૂપે વિકિરણોનું ઉત્સર્જન કરે છે અને આ ઉત્સર્જનના સ્પેક્ટ્રા પરમાણુ દ્વારા ઉત્સર્જનના રેખીય સ્પેક્ટ્રા (line spectra) કરતાં અલગ પ્રકારના જણાય છે અને ઉત્સર્જન કરતા અણુના પ્રકાર અનુસાર વિશિષ્ટતા ધરાવતા હોય છે, એ હકીકત તો 1860 બાદના અભ્યાસમાં જણાઈ હતી. પરમાણુના ઉત્સર્જનના રેખીય સ્પેક્ટ્રમની સરખામણીમાં અણુ દ્વારા થતા ઉત્સર્જનના સ્પેક્ટ્રા પટ્ટા જેવા જણાતા હતા અને આ પ્રકારના સ્પેક્ટ્રા સપટ વર્ણપટ (band spectra) નામે ઓળખાયા. ધૂમકેતુ જેવા અવકાશી પદાર્થના પ્રકાશનું વિશ્લેષણ કરતાં તે પણ આ પ્રકારના પટ્ટા-સ્વરૂપનો સ્પેક્ટ્રમ દર્શાવતા જણાયા [Donati, 1864; Higgins, 1866] અને આમ સાબિત થયું કે ધૂમકેતુમાં પણ અણુસ્વરૂપે વાયુ રહેલ છે. વધુ ઊંચું વિશ્લેષણ ધરાવતાં ઉપકરણો દ્વારા કરાયેલ અભ્યાસમાં એમ પણ જણાયું કે આ પટ્ટા જેવી રચના વાસ્તવમાં, નજીક નજીક આવેલ અનેક રેખાઓમાં થતા ઉત્સર્જનને કારણે સર્જાય છે; પરંતુ આ પ્રકારના સ્પેક્ટ્રા અણુની ભ્રમણગતિ તેમજ આંતરિક આંદોલનો(rotation and vibration)માં રહેલ ઊર્જા અને તે સાથે સંકળાયેલ ઊર્જા-સ્તરોને કારણે છે, એ તો પરમાણુ અને અણુના બંધારણમાં ક્વૉન્ટમવાદના પ્રવેશ બાદ જ સમજી શકાયું.

આકૃતિ 3 : પરમાણુના સ્પેક્ટ્રા અને અણુના સ્પેક્ટ્રા વચ્ચેનો તફાવત : (અ) પરમાણુ સ્પેક્ટ્રમમાં નિશ્ચિત તરંગલંબાઈ પર જણાતી રેખાઓ (line spectrum), (આ) સાધારણ વિશ્લેષણ ધરાવતા સ્પેક્ટ્રોસ્કોપમાં અણુના આંતરિક ઊર્જા-સ્તરોને કારણે ‘પટ્ટા’ જેવા સ્પેક્ટ્રા જણાય છે, (ઇ) ઊંચું વિશ્લેષણ ધરાવતા સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપમાં આ પટ્ટાઓની અંદર ભ્રમણસ્તરોને કારણે સર્જાતી રેખાઓ જણાય છે.

અણુ, પરમાણુ તેમજ પરમાણુના નાભિ – આ બધાં જ તંત્રો બદ્ધ (bound) તંત્રો ગણાય છે; કારણ કે તેના ઘટક કણો એકમેક સાથે સંસર્ગ બળો (interaction forces) દ્વારા જોડાયેલ રહે છે. આમ નાભિની અંદર ન્યૂટ્રૉન અને પ્રોટૉન; પરમાણુમાં નાભિ સાથે ઇલેક્ટ્રૉન અને અણુમાં જુદા જુદા પરમાણુઓ જુદા જુદા પ્રકારનાં સંસર્ગ બળો દ્વારા બંધાયેલ હોય છે. ક્વૉન્ટમ યંત્રશાસ્ત્રની પ્રણાલી અનુસાર કોઈ પણ બંધિત તંત્ર ઊર્જાના નિશ્ચિત સ્તરોમાં જ સંભવે. આમ જેમ પરમાણુમાં નાભિ ફરતા ઇલેક્ટ્રૉન નિશ્ચિત ઊર્જા ધરાવતી કક્ષામાં જ ઘૂમી શકે તે રીતે અણુ પણ નિશ્ચિત ઊર્જા-સ્તરો ધરાવી શકે. અણુઓ તેમની આંતરિક ઊર્જા ત્રણ પ્રકારે ધરાવી શકે છે.

અણુને એક નાનો પરંતુ દૃઢ પદાર્થ ગણી શકાય, જે તેની ભ્રમણ-ગતિને કારણે ભ્રમણ-ઊર્જા ધરાવી શકે અને ક્વૉન્ટમ યંત્રશાસ્ત્ર અનુસાર આ સાથે સંકળાયેલ ઊર્જાનો સંચય પણ નિશ્ચિત ઊર્જા-સ્તરો પ્રકારે જ થાય. આ સ્તરો ભ્રમણ ઊર્જા-સ્તરો (rotational energy levels) કહેવાય, જે ઉત્સર્જન-સ્પેક્ટ્રામાં જણાતા પટ્ટાની આંતરિક રેખીય રચના માટે કારણભૂત છે. આ રચના સ્પેક્ટ્રમશાસ્ત્રમાં ભ્રમણ સંરચના (rotational structure) કહેવાય છે. ભ્રમણગતિમાં સંચિત થતી ઊર્જાનું પ્રમાણ અત્યંત ઓછું હોય છે.

આનાથી વધુ માત્રાની ઊર્જાનો સંચય થાય તો અણુના ઘટક પરમાણુઓ પરસ્પર સંદર્ભે આંદોલન-ગતિ કરવા માંડે. આ પ્રકારનાં આંતરિક આંદોલનો સાથે સંકળાયેલ ઊર્જાના સ્તરો કંપન સ્તરો (vibrational levels) કહેવાય છે. આવા કોઈ બે સ્તરો વચ્ચે આવાગમન (transition) થાય તે સ્પેક્ટ્રમમાં જણાતા પટ્ટા (bands) માટે કારણભૂત છે. આ પ્રકારના આંદોલન-ગતિના ઊર્જા-સ્તરોનું નજીક નજીક આવેલ ભ્રમણગતિના ઊર્જા-સ્તરોમાં તો વિભાજન થયેલું જ હોય, તેથી આ પટ્ટાઓનું અવલોકન ઉચ્ચ વિભેદનશીલ સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપથી કરવામાં આવે તો નજીક નજીક આવેલ રેખાઓ પ્રકારનું તેનું બંધારણ જણાઈ આવે છે.

અણુઓના આ પ્રકારના કંપન-ભ્રમણ (vibration-rotation) સ્તરોનો અભ્યાસ અણુની અંદર પરમાણુઓ પરસ્પર સંદર્ભે કેવી રીતે અને કેવા અંતરે ગોઠવાયેલ છે તે જાણવા માટે મહત્વનો છે. આ સ્પેક્ટ્રમ મહદ્અંશે વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણોના ઇન્ફ્રારેડ વિસ્તારમાં પ્રસરેલ હોવાથી, ઇન્ફ્રારેડ સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી અણુ-બંધારણ તારવવામાં ઘણું ઉપયોગી સાધન બની રહે છે.

ઘણી નીચી ઊર્જા સાથે સંકળાયેલ પ્રક્રિયાઓમાં અણુની માત્ર ભ્રમણગતિમાં જ ઊર્જા સંચય થાય છે અને તે કારણે તેવી પ્રક્રિયાઓમાં માત્ર ભ્રમણ-સંરચના (rotational structure) ઉત્સર્જાય છે. આ ઉત્સર્જન સામાન્ય રીતે સૂક્ષ્મ તરંગોના વિકિરણ ક્ષેત્રમાં એટલે કે મિલીમિટરથી સેન્ટિમિટર જેવી તરંગલંબાઈના તરંગોના સ્વરૂપે થાય છે. અવકાશમાં પ્રસરેલ નીચું તાપમાન (આશરે 50⁰ K જેવું) ધરાવતાં વાયુવાદળો દ્વારા થતાં આ પ્રકારનાં વિકિરણોના તાજેતરના આવા સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપિક અભ્યાસે એક આશ્ચર્યજનક પરિણામ દર્શાવ્યું છે : આ પ્રકારનાં વાયુવાદળોના ઘટકોમાં અલ્પ માત્રામાં ફૉર્મેલ્ડિહાઇડ (formaldehyde), જુદા જુદા પ્રકારની શર્કરા(sugar)ના અણુઓ અને વિવિધ પ્રોટીન અને આલ્કોહૉલના અણુઓ જોવા મળ્યા છે ! આ સંશોધનને કારણે વિશ્વમાં સજીવ સૃષ્ટિની ઉત્પત્તિ વિશે વૈજ્ઞાનિકો દ્વિધામાં પડી ગયા છે; આ ઉત્પત્તિ પૃથ્વી પર સર્જન બાદની પરિસ્થિતિમાં સમુદ્રોમાં થઈ કે પછી અવકાશમાં પ્રસરેલ વાયુવાદળોમાં ? (બીજા પ્રકારના ખ્યાલ મુજબના સજીવસૃષ્ટિસર્જનને Panspermia કહેવાય છે.)

રામન સ્પેક્ટ્રા : આણ્વીય સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીના ક્ષેત્રમાં 1928માં ભારતના પ્રખ્યાત નોબેલ પુરસ્કાર વિજેતા સર સી. વી. રામને એક મહત્વની શોધ કરી. આ શોધ અનુસાર પ્રકાશના ઊર્જાકણ(photon)ના વિખેરણ(scattering)ની પ્રક્રિયા દરમિયાન આ ઊર્જાકણ, વિખેરણ કરતા અણુના ઊર્જાસ્તરો સાથે ઊર્જાનું આદાનપ્રદાન કરી શકે છે અને તે કારણે (અલ્પમાત્રાનો) વિખેરિત પ્રકાશ (scattered light), આપાત-પ્રકાશની તરંગલંબાઈ કરતાં સહેજ વધુ યા ઓછી તરંગલંબાઈ ધરાવે. આમ, જે તરંગલંબાઈના પ્રકાશનું વિખેરણ થયું હોય તે તરંગલંબાઈથી વધુ તેમજ ઓછી, નિશ્ચિત તરંગલંબાઈઓ પર પણ (પ્રમાણમાં ઘણી જ નિર્બળ) ઉત્સર્જન-રેખાઓ વિખેરિત પ્રકાશના સ્પેક્ટ્રમમાં આવેલી જણાય છે. મૂળ તરંગલંબાઈથી અલગ એવી આ તરંગલંબાઈ પરના ઉત્સર્જનને રામન વર્ણપટ (રામન સ્પેક્ટ્રા) કહેવામાં આવે છે અને આ સ્પેક્ટ્રાનો અભ્યાસ અણુના ઊર્જા-સ્તરો જાણવા માટે અને તે પરથી તેનું બંધારણ તારવવામાં ઘણો ઉપયોગી થાય છે. આ પ્રકારનો રામન સ્પેક્ટ્રા વાયુ ઉપરાંત પ્રવાહી તેમજ ઘન સ્ફટિકો દ્વારા થતા પ્રકાશના વિખેરણમાં પણ જણાય છે. સ્ફટિક દ્વારા થતા પ્રકાશના વિખેરણમાં ઊર્જાકણ સ્ફટિકનાં આંતરિક આંદોલનો (જેને photons કહેવાય છે.) તેના ઊર્જા-સ્તરો સાથે ઊર્જાનું આદાનપ્રદાન કરે છે અને તેથી સ્ફટિકના બંધારણના અભ્યાસ માટે તેની અગત્ય છે.

લેસર-કિરણની શોધ બાદ રામન અસરનો અભ્યાસ વધુ મહત્વનો બન્યો છે. લેસર-કિરણ, રામન વિખેરણના અભ્યાસ માટે તેજસ્વી એકતરંગીય (monochromatic) પ્રકાશ તો પૂરો પાડે જ છે; પરંતુ સાથે સાથે તેની પ્રચંડ ઊર્જાને કારણે તેના વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો સાથે સંકળાયેલ વિદ્યુત-ક્ષેત્ર પણ ઘણું ઊંચી માત્રાનું હોય છે. આ કારણથી જ્યારે આ પ્રકાશનું અણુ દ્વારા વિખેરણ થાય ત્યારે વિખેરણ દરમિયાન ‘અરેખીય’ (nonlinear) પ્રકારની અસરો સર્જે છે અને તેને કારણે રામન વિખેરણમાં પણ વિવિધ પ્રકારની અરેખીય અસરો (non-linear Raman scattering) ઉદભવે છે. અણુ-બંધારણના અભ્યાસમાં આ સાથે સંકળાયેલ સ્પેક્ટ્રાનાં અવલોકનો ઘણાં મહત્વનાં છે. આ લેખમાંની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીની વિગતો અલ્ટ્રાવાયોલેટ વિસ્તારને પણ લાગુ પડે છે. પરમાણુના નાભિથી દૂર બહારની કક્ષામાં ઘૂમતા ઇલેક્ટ્રૉનનું નાભિ સાથે બંધન નબળું હોય અને તેથી આવી કક્ષાઓ વચ્ચેનો ઊર્જા-તફાવત ઓછો હોય; અને તેમની વચ્ચેના ‘આવાગમન’ (transition) દ્વારા પ્રકાશી તેમજ અલ્ટ્રાવાયોલેટ વિસ્તારનાં વિકિરણોનું ઉત્સર્જન થાય છે; જ્યારે આનાથી પણ ઓછી ઊર્જા ધરાવતા અણુઓની આંતરિક ઊર્જાના સ્તરો વચ્ચે આવાગમન ઇન્ફ્રારેડ વિસ્તારમાં વિકિરણોનું ઉત્સર્જન કરે છે. ઊંચા પરમાણુ-ક્રમાંકના પરમાણુઓમાં નાભિ નજીકની કક્ષાઓમાં ઇલેક્ટ્રૉન નાભિ સાથે વધુ પ્રબળ બંધનમાં હોય છે તેથી આવી કક્ષાઓના ઊર્જા-સ્તરો વચ્ચેનો ઊર્જા-તફાવત વધારે હોય અને તેમની વચ્ચેનાં આવાગમન વધુ ઊર્જાશીલ (ઊર્જા)કણો(photon)નું ટૂંકી તરંગલંબાઈના અલ્ટ્રાવાયોલેટ અને X વિકિરણોના ક્ષેત્રમાં ઉત્સર્જન કરે છે.

X વિકિરણોના વિસ્તારમાં વિકિરણોને તેમના જુદી જુદી તરંગલંબાઈના ઘટકોમાં વિભાજિત કરવા માટે પ્રકાશી વિસ્તારમાં વપરાય છે તેવી વિવર્તન ગ્રેટિંગ પ્રકારની રચના પણ શક્ય નથી; કારણ કે આ માટેનાં અંકનો વચ્ચેનો ગાળો લગભગ તરંગલંબાઈ જેવો જ હોવો જોઈએ અને મિલીમિટરના લાખમા ભાગ જેવી સૂક્ષ્મતાથી તો અંકનો કરી શકાય નહિ; પરંતુ સ્ફટિકોમાં પરમાણુઓ આવા અંતરે નિયમિત રીતે ગોઠવાયેલ હોય છે અને તેમના દ્વારા થતા X કિરણોના વિવર્તન દ્વારા X વિકિરણોનું તેમના તરંગઘટકોમાં વિભાજન કરવું શક્ય છે અને આ રીતે યોગ્ય સ્ફટિકોને ગ્રેટિંગ તરીકે વાપરતી X વિકિરણોની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીનો આરંભ થયો. સ્ફટિકો દ્વારા X કિરણોનું નિશ્ચિત દિશાઓમાં વિવર્તન થાય છે એ શોધ 1912માં વૉન લાઉએ (Von Laue) કરી (નોબેલ પારિતોષિક 1914). આ શોધે એમ પણ પુરવાર કર્યું કે X વિકિરણો વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોના વ્યાપમાં જ આવે છે. [આ સમય સુધી તે કોઈ પ્રકારના દ્રવ્ય કણો હોય તેવી શક્યતા પણ મનાતી હતી.] ત્યાર બાદ ટૂંક સમયમાં જ વિલિયમ લૉરેન્સ બ્રાગ (William Lawrence Bragg)-એ આ વિવર્તનને પરમાણુઓની નિયમિત ગોઠવણીને કારણે સ્ફટિકની અંદર રચાતા સ્તરો દ્વારા થતા સંવાદી પરાવર્તન પ્રકારે સમજાવ્યું. X કિરણોના સ્ફટિક દ્વારા થતા વિવર્તનની સમજૂતીની આ પ્રણાલી સ્ફટિકોની રચનાના અભ્યાસમાં ઘણી ઉપયોગી નીવડી છે. આ ખ્યાલ અનુસાર રચાયેલ બ્રાગ X-કિરણ વર્ણપટમાપક(Bragg X ray Spectrometer)નો વિકાસ William Lawrence Bragg અને William Henry Braggએ કર્યો, જે માટે સંયુક્ત રીતે તેમને 1915નું નોબેલ પારિતોષિક એનાયત થયું (વિલિયમ હેન્રી બ્રાગ અને વિલિયમ લૉરેન્સ બ્રાગ બાપ–દીકરો હતા).

આથી પણ વધુ ટૂંકી તરંગલંબાઈનાં વિકિરણોના વિસ્તારમાં આવતાં આ ગૅમા-વિકિરણોને તેમના તરંગઘટકોમાં વિભાજિત કરવાની કોઈ શક્યતા નથી અને આ વિકિરણોનો તો અત્યંત ઊર્જાશીલ કણો તરીકે વિચાર કરવો જ યોગ્ય રહે છે. (યાદ રાખવાનું કે વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો ઉભય ગુણધર્મી છે એટલે કે તે તરંગસ્વરૂપ તેમજ કણસ્વરૂપ, આવાં બંને સ્વરૂપો એકસાથે દર્શાવે છે; પરંતુ જ્યારે આ ઊર્જાકણો ઓછી ઊર્જાના હોય ત્યારે તરંગલંબાઈ વધુ હોય અને તરંગ-સ્વરૂપ વધુ સ્પષ્ટ રીતે અનુભવાય અને જ્યારે આ ફોટૉન ઊર્જા અત્યંત ઊંચી હોય ત્યારે તરંગલંબાઈ અત્યંત ટૂંકી હોય અને તેમનું ‘કણ-સ્વરૂપ’ વધુ સરળતાથી અનુભવાય.) આ કારણથી આ વિસ્તારમાં સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી માટે આ કણોની ઊર્જા માપવાનાં ઉપકરણો વિકસાવાયેલાં છે અને જુદી જુદી માત્રાની ઊર્જા ધરાવતા કણોની સંખ્યા માપીને તેમનો સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપિક અભ્યાસ કરાય છે. ટૂંકી તરંગલંબાઈનાં X વિકિરણો [જે સખત X-કિરણો (Hard X rays) કહેવાય છે.] તેમની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીમાં પણ આ પદ્ધતિ વધુ સરળ રહે છે. આ પ્રકારની પદ્ધતિઓનો વિકાસ ‘બ્રહ્માંડ-કિરણો’ (cosmic rays) સાથે સંકળાયેલ ગૅમા-વિકિરણોના સંદર્ભમાં થયો અને અવકાશયાનો દ્વારા પૃથ્વીના વાતાવરણની ઉપર આ પ્રકારનાં ઉપકરણો મોકલીને ખગોળીય અવલોકનો માટે નવી દિશા ખૂલી ગઈ. બ્રહ્માંડમાં બનતી ઊર્જાશીલ પ્રક્રિયાઓ (સુપરનૉવા વિસ્ફોટ, ક્વોઝાર અને શ્યામગર્ત એટલે કે બ્લૅક હોલ નજીક સર્જાતી ઘટનાઓ) દરમિયાન આવાં ઊર્જાવાન વિકિરણોનું ઉત્સર્જન થાય છે અને તે સમજવા માટે આ વિસ્તારની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી મહત્વની છે.

બ્રહ્માંડ-કિરણોના વીજાણુઘટક(proton, electron જેવા)ના સંદર્ભમાં આવા કણોને તેમની ઊર્જા અનુસાર તેમની સંખ્યાનું પ્રમાણ માપવાની પ્રણાલી પણ તેમની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી જ કહેવાય છે; પરંતુ આ લેખમાં તો માત્ર વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણોની સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીની જ વાત કરી છે. આ જ પ્રમાણે ન્યૂક્લિયર મૅગ્નેટિક રેઝૉનન્સ (NMR) અને ઇલેક્ટ્રૉન મૅગ્નેટિક રેઝૉનન્સ (EMR) સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીને પણ આવરી લેવાઈ નથી. (આ પ્રણાલીઓ પ્રબળ ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં રખાયેલ પ્રોટૉન, ઇલેક્ટ્રૉન જેવા કણો દ્વારા રેડિયો ફ્રિક્વન્સીમાં આવર્તન કરતા ઓછી માત્રાના ચુંબકીય ક્ષેત્રનું શોષણ માપવા પર આધાર રાખે છે.)

સ્પેક્ટ્રમશાસ્ત્ર : આધુનિક સંશોધનો અને ઉપકરણો : સ્પેક્ટ્રમશાસ્ત્રના ક્ષેત્રે 20મી સદીના ઉત્તરાર્ધમાં થયેલ પ્રગતિ અને વિકસાવાયેલ ઉપકરણન (instrumentation) વિશે પણ કેટલુંક અહીં ઉલ્લેખનીય છે.

સ્રોત દ્વારા ઉત્સર્જિત વિકિરણોના સ્પેક્ટ્રમનો અભ્યાસ સ્રોતની ભૌતિક પરિસ્થિતિ અંગેની માહિતી પૂરી પાડે છે અને જેમ જેમ આ સ્પેક્ટ્રમનો વધુ ઝીણવટભર્યો અભ્યાસ થાય તેમ તેમ વધુ ઝીણવટભરી માહિતી મળે. સ્પેક્ટ્રમનો ઝીણવટભર્યો અભ્યાસ એટલે શક્ય એટલી નજીક નજીક આવેલ તરંગલંબાઈ પર વિકિરણ-ઊર્જાનું માપન. આ પ્રકારના અભ્યાસને ઉચ્ચ વિભેદનશીલ સ્પેક્ટ્રમ અભ્યાસ (high resolution spectroscopy) કહેવામાં આવે છે. આ સંદર્ભમાં એક ઉદાહરણ પ્રસ્તુત છે : વાયુસ્વરૂપે રહેલ પરમાણુનો સ્પેક્ટ્રમ પરમાણુના પ્રકાર અનુસાર નિશ્ચિત તરંગલંબાઈઓ પર ઉત્સર્જન ધરાવે છે અને આ કારણે સામાન્ય રીતે સ્પેક્ટ્રમમાં પાતળી તેજસ્વી રેખાઓ જણાય છે, જેને રેખીય વર્ણપટ (line spectrum) કહેવામાં આવે છે. સામાન્ય રીતે અત્યંત પાતળી જણાતી આ રેખાઓનો જો ઉચ્ચ વિભેદનશીલ ઉપકરણ દ્વારા અભ્યાસ કરાય તો તે અમર્યાદિત રીતે પાતળી નહિ, પરંતુ નિશ્ચિત જાડાઈ ધરાવતી જણાય છે; અર્થાત્ વિકિરણ એક જ તરંગલંબાઈ પર ન હોતાં નજીક નજીક આવેલ તરંગલંબાઈઓ પર વિસ્તરેલ જણાય છે. આ વિસ્તરણનું પ્રમુખ કારણ ઉત્સર્જન કરતા વાયુના પરમાણુઓની અસ્તવ્યસ્ત ગતિ છે; જેના કારણે ઉત્સર્જન-તરંગલંબાઈ સહેજ વધેલી કે ઘટેલી જણાય છે. [આ ઘટનાને ડૉપ્લર (Doppler) ચલન કહેવામાં આવે છે.] ડૉપ્લર અસરને કારણે સર્જાતા આ તરંગરેખાના વિસ્તરણને ‘ડૉપ્લર વિડ્થ’ કહેવાય છે અને વાયુના પરમાણુની અસ્તવ્યસ્ત ગતિની ઝડપ વાયુના તાપમાન પર આધાર રાખતી હોવાથી, આ વિસ્તરણના માપન પરથી વાયુનું તાપમાન મેળવી શકાય છે. આ માટે સામાન્ય રીતે 0.01 Å  જેવું વિભેદન (resolution) ધરાવતો સ્પેક્ટ્રમ મેળવવો પડે ! પૃથ્વીના વાતાવરણના ઉચ્ચ સ્તરો દ્વારા ઉત્સર્જિત ‘વાયુપ્રકાશ’(airglow)ના આ પ્રકારના અભ્યાસ દ્વારા આ સ્તરોના તાપમાન અને તેમાં સર્જાતી પ્રક્રિયાઓ જાણી શકાય છે. આ જ પ્રકારની પ્રણાલી દ્વારા વાયુના પ્રવાહને કારણે સર્જાતું ડૉપ્લર ચલન (Doppler shift) માપીને પૃથ્વીના વાતાવરણના ઉચ્ચ સ્તરો તેમજ અન્ય ગ્રહોના વાતાવરણમાં પ્રવર્તતા પવનો મપાયા છે.

લેસર-કિરણો તેમની સંબદ્ધતા (coherance) તથા તેજસ્વિતાના ગુણધર્મ તેમજ સીધી રેખામાંના તેમના પ્રસરણને કારણે અનેક ક્ષેત્રોમાં ઉપયોગી નીવડ્યા છે. વળી આ લેસર-કિરણોની ગતિને કારણે પરમાણુ દ્વારા થતા ઉત્સર્જનમાં ડૉપ્લર ચલન સર્જાય છે. આ જ ઘટના શોષણમાં પણ સર્જાય છે. લેસર-કિરણો દ્વારા થતા ઉત્સર્જનની તરંગલંબાઈ અત્યંત ચોકસાઈપૂર્વક નિયંત્રિત કરી શકાય છે. આ રીતે નિયંત્રિત કરાયેલ તરંગોના શોષણનો ઉપયોગ કરીને, તરંગો દ્વારા પરમાણુઓને યોગ્ય માત્રા અને યોગ્ય દિશામાં ધક્કા મારીને અત્યંત નીચા દબાણે રહેલ નાની માત્રાના જથ્થામાં વાયુના પરમાણુઓને લગભગ સ્થિર કરી શકાયા છે ! ‘સ્થિર પરમાણુઓના વાયુનો જથ્થો’ એટલે શૂન્ય ડિગ્રી કેલ્વિન તાપમાને રહેલ વાયુનો જથ્થો ! આ રીતે 1995માં રુબિડિયમ (Rubidium) – પરમાણુના (અલ્પમાત્રાના) જથ્થાને શૂન્ય અંશ કેલ્વિન(જે તાપમાન નિરપેક્ષ શૂન્ય કહેવાય છે.)ના માત્ર એક અંશના કરોડમા ભાગ જેવા તાપમાન સુધી ઠંડો કરવામાં સફળતા મળી. આવા તાપમાને હજારોની સંખ્યામાં આવેલ પરમાણુઓ, માત્ર એક જ મહાકાય પરમાણુના પ્રકારની ભૌતિક પરિસ્થિતિ ધરાવતા થાય છે, જેને બોઝ-આઇન્સ્ટાઇન સંઘનિત દ્રાવ (Bose Einstein Condensate) કહેવાય છે. અત્યંત નીચા તાપમાને પૂર્ણ-પ્રચક્રણ (integral spin) ધરાવતા પરમાણુઓ આ પ્રકારની ભૌતિક પરિસ્થિતિ ધરાવી શકે એમ તો છેક 1924–25માં બોઝ અને આઇન્સ્ટાઇને દર્શાવ્યું હતું, પરંતુ પ્રાયોગિક સફળતા તો છેક 1995માં જ મળી. સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીના ક્ષેત્રમાં આ અત્યાધુનિક સંશોધન ગણાય અને આને માટે 2001નું નોબેલ પારિતોષિક સંયુક્ત રીતે કૉર્નેલ, વીમાન અને કેટર્લીને એનાયત થયું.

છેલ્લે સ્પેક્ટ્રમશાસ્ત્રના અભ્યાસમાં વપરાતા ઉપકરણન-ક્ષેત્રે છેલ્લાં પચાસ વર્ષમાં થયેલ હરણફાળની પણ નોંધ લેવી જોઈએ. ગઈ સદીના મધ્યભાગમાં (1930 પછીનાં વર્ષોમાં) દીપ્તિમાપન માટે વીજાણુ-ઉપકરણો વિકસાવાયાં. આ પ્રકારના વીજાણુ-સાધન વાપરીને ક્રમવાર એક પછી એક તરંગઘટકો પર રહેલ વિકિરણ-ઊર્જાનું ચોક્કસ માપ લેવાનું શક્ય બન્યું. એકસાથે સમગ્ર સ્પેક્ટ્રમના માપન માટે ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મ વપરાતી; પરંતુ તે અન્ય વીજાણુસાધનોની સરખામણીમાં અત્યંત ઓછી કાર્યક્ષમ હતી.

1970 બાદ CCD (charge coupled devices) તરીકે જાણીતાં થયેલ દીપ્તિમાપક ઉપકરણો શોધાયાં, જે ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મ કરતાં અનેકગણાં કાર્યક્ષમ છે અને ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મને સ્થાને સમગ્ર પ્રતિબિંબ મેળવવા વાપરી શકાય છે. સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપમાં આ પ્રકારના દીપ્તિમાપકનો ઉપયોગ શરૂ થતાં તેમની કાર્યક્ષમતામાં અનેકગણો વધારો થયો.

આનાથી પણ સવિશેષ ક્રાંતિકારી કહી શકાય તેવી શોધ 1960 પછીનાં વર્ષોમાં વિકસાવાયેલ ફુરિયે રૂપાંતર વર્ણપટશાસ્ત્ર(Fourier transform spectroscopy)ની કહી શકાય. સામાન્ય રીતે એમ મનાય છે કે સ્પેક્ટ્રમની જુદી જુદી તરંગલંબાઈઓ પર વિકિરણ-ઊર્જા માપવા માટે વિકિરણને તેના તરંગઘટકોમાં વિભાજિત કરવું આવશ્યક છે; પરંતુ ઉપર્યુક્ત ફુરિયે રૂપાંતર વર્ણપટશાસ્ત્રની રીતમાં આ રીતે વિઘટન કર્યા સિવાય જ સ્પેક્ટ્રમ મેળવી શકાય છે ! આ પદ્ધતિમાં વિશિષ્ટ પ્રકારની વ્યતિકરણ-તરકીબ વાપરીને અલગ અલગ તરંગલંબાઈમાં રહેલ વિકિરણ ઊર્જાને યોગ્ય રીતે મુદ્રિત કરવામાં આવે છે, જે પ્રક્રિયાને modulation કહેવાય છે. આ પ્રકારે વિકિરણોને મુદ્રિત કરીને તેનો Interferogram લેવામાં આવે છે અને આ Interferogramના વ્યસ્ત મુદ્રણ (inverse transform) દ્વારા સ્પેક્ટ્રમ પ્રાપ્ત થાય છે. સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીની આ પ્રથમ દૃષ્ટિએ આડકતરી જણાય એવી પદ્ધતિ વાપરવાના કેટલાક વિશિષ્ટ ફાયદાઓ (ખાસ કરીને ઇન્ફ્રારેડ સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી વિસ્તારમાં) હોવાથી સંશોધન તેમજ ઔદ્યોગિક ક્ષેત્રે વપરાતા આધુનિક ઇન્ફ્રારેડ સ્પેક્ટ્રૉમિટર હવે મુખ્યત્વે આ પ્રણાલી પર આધારિત હોય છે. વળી અવકાશયાનોમાં પૃથ્વીના ઉચ્ચ વાતાવરણ તેમજ અન્ય ગ્રહોના વાતાવરણના સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપિક અભ્યાસ માટે મોકલાતાં ઉપકરણો પણ મહદ્અંશે આ પ્રણાલી અનુસારનાં જ હોય છે.

ઉપકરણ-ક્ષેત્રે અન્ય નોંધપાત્ર પ્રગતિ ફેબ્રી-પેરો (Fabry-Perot) પ્રકારનાં વ્યતિકરણ (interference) આધારિત ઉપકરણોના વિકાસને ક્ષેત્રે છે. કાચની બે તકતીઓને મિલીમિટરના લાખમા ભાગ જેવી ચોકસાઈથી સમાંતર રાખવાની પદ્ધતિનો વિકાસ થતાં, આ પ્રકારની તરકીબ વાપરતાં ફેબ્રી-પેરો ઉપકરણો અત્યંત ઊંચી વિભેદનશીલતા ધરાવતી સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપીના અભ્યાસમાં ઘણાં ઉપયોગી નીવડ્યાં છે અને અવકાશવિજ્ઞાન-ક્ષેત્રે સ્પેક્ટ્રૉસ્કોપી માટે અત્યંત મહત્વનાં છે.

જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ