1 Introducción a la espectroscopia

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UNIVERSIDAD DE SONORADIVISIN DE CIENCIAS BIOLGICAS Y DE LA SALUD DEPARTAMENTO DE CIENCIAS QUMICO BIOLGICAS

NOTAS PARA EL CURSO DE QUMICA ANALTICA II

INTRODUCCIN A LOS MTODOS ESPECTROSCPICOS

POR DR. ENRIQUE FERNANDO VELZQUEZ CONTRERAS

CONTENIDO Pgina PROLOGO............................................................................................................ NACIMIENTO DE LA ESPECTROSCOPIA......................................................... NATURALEZA DE LOS ESPECTROS................................................................ Espectros de los Elementos...................................................................... Espectros de Emisin..................................................................... Espectros de Absorcin................................................................. Secretos de los Espectros a Rayas.......................................................... Modelo de Thompson.................................................................... Modelo de Rutherford..................................................................... Modelo de Bohr.............................................................................. HISTORIA DEL ESPECTRO ELECTROMAGNETICO....................................... Infrarrojo..................................................................................................... Ultravioleta................................................................................................. Ondas de Radio......................................................................................... Microondas................................................................................................ Rayos X..................................................................................................... Rayos Gamma........................................................................................... APENDICE I.......................................................................................................... APENDICE II......................................................................................................... APENDICE III........................................................................................................ BIBLIOGRAFA..................................................................................................... iii 1 5 5 6 7 9 10 11 14 18 19 21 26 28 30 35 40 50 62 71

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PRLOGO

La preparacin de estas notas de clase se realiz con la intencin de satisfacer las necesidades correspondientes a la primer parte del curso de Espectroscopia, la cual consiste en una Introduccin que abarca el Nacimiento de la Espectroscopia, su importancia y ubicacin dentro de las ciencias qumicas, as como sus principios y conceptos fundamentales. Se destaca tambin la gran influencia que tuvieron los espectros a lneas de los tomos en la propuesta del modelo atmico de Bohr y, adems, se estudia el descubrimiento y algunas de las principales utilidades de las regiones en que dividimos el espectro electromagntico. La mayor parte del material se puede considerar como Historia de la Espectroscopia y en esto quisiera que quedara bien claro lo siguiente: Como menciona Jos Antonio Chamizo G. en Consideraciones acerca de la Enseanza de la Qumica, la Historia de la Qumica es una parte necesaria en la educacin qumica, ya que la atencin que se le preste revela el desarrollo de la misma de una manera realista. Mostrando como las ideas se generaron y por qu muchas de ellas fueron finalmente inadecuadas, la qumica es revelada as, como una empresa humana, caracterizada por todos los errores, extravos, vueltas a empezar y defensa de posiciones insostenibles que caracteriza a todas las otras actividades humanas. Es ms, en estos momentos podemos estar estudiando en nuestros libros (y defendiendo) teoras que en un futuro, posiblemente, sean desechadas. En el pasado hay bastantes ejemplos de lo anterior, siendo uno de los que ms me ha llamado la atencin el que aparece en el antiguo libro de divulgacin cientfica El Mundo de los tomos de Charles R. Gibson (editado en Mxico en 1945), donde el autor defiende apasionadamente la existencia del ter (el medio universal, que penetraba todo, llenaba el espacio entre y dentro de todos los cuerpos materiales y que definan como el medio en que la luz puede viajar) con afirmaciones como la siguiente: El hombre de ciencia est tan seguro de la existencia del ter como de la suya propia y con ejemplos que quiz hubieran convencido a varios de nosotros. As pues, rechazamos la idea de que la historia constituye, cuando la hay, una parte de los temarios que hay que pasar aprisa , excepcionalmente, un par de ancdotas

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que contar. No, al volver al pasado lo que estamos estudiando es precisamente la manera en que se generaron las ideas y la oposicin a la que tuvieron que enfrentarse (una batalla que continua en nuestros das) y no la asociacin de fechas y nombres, ya que esto ltimo no sirve, no es ciencia. De esta manera, uno de los objetivos de las presentes notas es el de contribuir a la formacin del espritu cientfico de los alumnos, al que Bacherald identifica de la siguiente manera: Para un espritu cientfico todo conocimiento es una respuesta a una pregunta. Si no hubo pregunta, no puede haber conocimiento cientfico. El hombre animado por el espritu cientfico, sin duda desea saber, pero es, por lo pronto, para preguntar mejor. Por ltimo, deseo aclarar que este escrito es una recopilacin de la informacin presentada en los textos citados en bibliografa y que el nico trabajo desarrollado por el autor fue la seleccin del material, algunos detalles de redaccin para una mejor secuencia de los temas y la traduccin de los textos en ingls.

Dr. Enrique Fernando Velzquez Contreras

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NOTAS PARA EL CURSO DE QUMICA ANALTICA II POR DR. ENRIQUE FERNANDO VELZQUEZ CONTRERAS

NACIMIENTO DE LA ESPECTROSCOPIA

Esta nueva rama de la ciencia empieza realmente con el cientfico ingls Isaac Newton (1642-1727), quien en 1665 descubri que si un rayo de luz solar se hacia pasar a travs de un trozo triangular de cristal (un prisma) se esparca en una franja de colores. Newton llam a esta franja de colores spectrum, una palabra latina que se empleaba para denominar cualquier aparicin fantasmal, ya que los colores aparecan donde antes nada haba sido visible y podan ser vistos, pero no sentidos, al igual que tantos espectros. La misma sucesin de colores aparece en el arco iris. En realidad, el arco iris es un espectro que tiene lugar de manera natural, formndose cuando la luz solar pasa a travs de gotitas de agua que quedan suspendidas en el aire inmediatamente despus de una lluvia. Enseguida result evidente que este descubrimiento era de gran importancia en la investigacin de la luz. No obstante, durante cerca de dos siglos nadie sospech que tambin sera de importancia crucial para la Qumica. En 1814, el primer paso en esta direccin fue dado por un ptico alemn, Joseph von Fraunhofer (1787-1826), quien se dedicaba a estudiar el refinado cristal que empleaba para construir sus instrumentos, y estaba probando sus efectos sobre un rayo de luz solar que surga de una estrecha hendidura y seguidamente pasaba a travs de un prisma. Fraunhofer observ que los espectros que se formaban estaban cruzados por numerosas rayas obscuras. Midi la posicin de varias de estas rayas y rotul las ms destacadas desde la A hasta la K. En su memoria siguen llamndose todava, a veces, rayas de Fraunhofer. En las dcadas siguientes, algunos cientficos estudiaron estas rayas con creciente curiosidad. El punto culminante se alcanz con los trabajos desarrollados por el fsico alemn Gustav Robert Kirchoff (1824-1887). Kirchoff consigui demostrar que cuando los elementos eran calentados hasta el grado en que se desprenda luz, y esta luz se pasaba a travs de un prisma, quedaba dividida en una banda de lneas brillantes de diversos colores contra un fondo obscuro. En otras condiciones, un elemento poda ser inducido a producir una banda idntica de lneas obscuras contra un teln de fondo de color continuo.

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Kirchhoff, en colaboracin con el qumico alemn Robert Wilhem von Bunsen (1811-1899), construy un Espectroscopio, un aparato mediante el cual se podan producir las rayas y medir su posicin, demostrando que cada elemento produca una banda especfica de rayas, distinta de la de cualquier otro elemento (revisar apndice I). En efecto, ningn elemento produca ni una simple raya que estuviera exactamente en la misma posicin que una raya particular producida por otro elemento. Era como si cada elemento tuviera su propia huella digital de luz. Si se calentaba un mineral hasta el punto en que resplandeca, las diversas rayas que produca eran suficientes para indicar la naturaleza de los elementos presentes (en realidad, debido al calentamiento, lo que se estudia son los vapores del mineral). En 1859 Kirchhoff y Bunsen haban establecido una nueva tcnica qumica: el anlisis espectroscpico. En consecuencia, si un mineral calentado produca una o ms rayas espectrales que aparecan en nuevas posiciones que no duplicaban las posiciones de las rayas de ninguno de los elementos conocidos, existan slidas razones para sospechar la existencia de un nuevo elemento. En 1860 Kirchhof y Bunsen localizaron nuevas rayas en el espectro por calentamiento de un determinado mineral. Por lo tanto, dedujeron la presencia de un elemento nuevo. Le llamaron cesium (cesio), de una palabra latina que significa "azul cielo" debido al color de la nueva raya. Al ao siguiente descubrieron otro elemento por el mismo procedimiento, al cual lo denominaron rubidium (rubidio), que significa rojo, por el color de la nueva raya. Dos nuevos elementos fueron descubiertos por el mismo procedimiento en los aos siguientes: el talio (thallium = hoja verde), por el fsico ingls William Crookes (18321919) en 1861 y el indio (indium = ail) por dos mineralogistas alemanes: Feerdinand Reich (1799-1882) y Hieronymus Theodor Richter (1824-1898) en 1863. En cada caso, una vez que quedaba sealado el nuevo elemento, el mineral poda ser tratado mediante procedimientos qumicos corrientes y el elemento resultante era aislado y estudiado. En consecuencia, casi de inmediato, la espectroscopia consigui un enorme prestigio. Pareca evidente que las rayas oscuras que Fraunhofer haba observado en el espectro de la luz solar deban ser producidas por elementos en el sol. Un astrnomo

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sueco Anders Jonas Angstrom (1814-1874) estudio meticulosamente el espectro solar en 1861 y demostr que algunas de sus rayas ocupaban posiciones idnticas que las producidas por el hidrgeno incandescente. Por consiguiente, poda extraerse la conclusin de que el hidrgeno estaba presente en el sol. Un astrnomo ingls, William Huggins (1824-1919), estudi el espectro producido por cuerpos astronmicos distintos al sol y demostr cuales eran los elementos especficos que podan ser localizados en ellos. El anlisis espectroscpico estaba progresando rpidamente de triunfo en triunfo y estaba preparando el escenario para el importante acontecimiento del ao de 1868. En este ao se produjo un eclipse total que sera visible en la India, por lo que acudieron astrnomos de todas partes del mundo. Durante los eclipses es posible estudiar objetos en la superficie solar, tales como las llamadas protuberancias, as como la corona del astro, y su delgada atmsfera exterior. Por lo general, cuando el brillante disco del sol no est obscurecido por la luna, estos detalles comparativamente tenues, como las prominencias y la corona, estn por completo apagados. Uno de los astrnomos que lleg a la India fue un francs, Pierre Jules Csar Janssen (1824-1907). Llev consigo un espectroscopio, que intentaba emplear en sus observaciones. Janssen dej que la luz de la parte exterior del astro solar pasara a travs del espectroscopio, de modo que quedasen formadas unas rayas brillantes. Registr su posicin y encontr una que, hasta donde l saba, ocupaba una posicin que no perteneca a ninguna de las rayas de ningn elemento conocido. No se consideraba a s mismo suficientemente experto en el anlisis espectroscpico para llevar adelante aqul asunto; en realidad, ni siquiera mencion la raya en su informe final del eclipse. Sin embargo, envi el dato a un astrnomo ingls, Joseph Norman Lockyer (1836-1920), quien estaba realizando importantes trabajos en espectroscopia. Lockyer medit sobre el tema, estudiando el espectro solar por su cuenta, y encontr la raya. No pudo duplicarla con ningn elemento conocido. Lockyer decidi que un nuevo elemento estaba involucrado, uno que estaba presente en el sol, pero que, por el momento, era desconocido en la Tierra. Sugiri que el nuevo elemento fuera denominado helium (helio), derivado de la palabra griega para designar el sol.

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La sugerencia de Lockyer fue descartada por el mundo de la qumica. Los anlisis espectroscpicos podan descubrir nuevos elementos, de acuerdo, pero los qumicos opinaban que ellos tenan que confirmar los descubrimientos mediante anlisis ortodoxos. No estaban todava preparados para aceptar la evidencia espectroscpica como suficiente por s misma, sin una confirmacin qumica, para demostrar la existencia de un elemento en el cielo que no era conocido en la Tierra. En consecuencia, el tema qued olvidado hasta cerca de finales de siglo. Por cierto, la lnea Janssen-Lokyer era la segunda ocasin en que la existencia de los gases nobles haba estado a punto de ser descubierta.

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NATURALEZA DE LOS ESPECTROS

En este captulo presentaremos un anlisis de la manera en que fue redondendose la estructura atmica debido al reforzamiento mutuo entre teora y experimento. La emisin y absorcin de luz por los tomos, as como su comportamiento qumico peridico, fueron evidencias experimentales que permitieron reconocer, justificar y ampliar el modelo cuntico. De igual forma, ste permiti comprender el comportamiento de los sistemas atmicos y plantear mejor los experimentos. La ciencia moderna es teora ms experimentacin planeada, y eso es precisamente lo que puede apreciarse durante el desarrollo de este captulo. Aqu analizamos el papel jugado por la espectroscopia en el desarrollo del primer modelo atmico cuntico: el de Niels Bohr.

Espectros de los Elementos. Es de conocimiento general que un cuerpo slido caliente puede emitir y absorber todo tipo de radiacin; es decir, tiene espectros de emisin y de absorcin continuos. La interaccin entre materia y radiacin de un gas (a condiciones ordinarias) no sigue este mismo patrn de comportamiento. La ciencia que se encarga del estudio de la radiacin electromagntica emitida o absorbida por las sustancias, se conoce como espectroscopia. Su importancia para el qumico es indiscutible, pues se ha convertido en una herramienta insustituible para la identificacin y caracterizacin de compuestos.

Espectros de Emisin. Desde hace mucho tiempo se conoce que los gases emiten luz cuando son excitados. La radiacin emitida por los gases puede separarse en sus diferentes longitudes de onda por medio de un prisma, como se muestra en las Figura 1. En un principio, se realizaron observaciones visuales y posteriormente se emplearon pantallas fluorescentes o placas fotogrficas para analizar la naturaleza de la luz producida por emisin.

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Rejilla Violeta V i s i b l e Rojo

Prisma

Gas

Tubo de descarga

Placa

Figura 1. Diagrama de un espectrmetro de prisma. En 1752, el fsico escocs Thomas Melvill, al usar la excitacin por llama, encontr que los espectros de los gases no presentaban todos los colores del visible (arco iris), como sucede en slidos o lquidos, sino slo parte de ellos, separados por intervalos ausentes de color. Melvill tambin reconoci que cada sustancia mostraba diferentes seales brillantes. Por ejemplo, la sal comn presenta una coloracin amarilla caracterstica cuando se calienta a la llama. Actualmente se sabe que el vapor de sodio presenta dos lneas prominentes en la regin visible del espectro, con longitudes de onda de 5889.95 y 5895.92 Angstroms (antes de tenerse un alto poder de resolucin en los aparatos, slo se identificaba una lnea alrededor de los 5890 ). Otros elementos presentan un espectro de emisin ms complejo, como se muestra en la Figura 2. La radiacin emitida por vapores de hierro est compuesta por ms de 6000 lneas brillantes en la regin visible. Como vemos en la figura, an elementos que presentan comportamientos qumicos similares, como helio y nen, tienen un espectro de emisin radicalmente diferente y, como ya habamos establecido, cada gas puede identificarse a partir de su espectro de lneas, y ello puede hacerse con tanta precisin como la identificacin de personas por sus huellas digitales.

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Figura 2. Espectros de Emisin del Hg, He y Ne.

Espectros de Absorcin. Desde los experimentos realizados por Isaac Newton, al pasar la luz del sol a travs de un prisma, se pensaba que sta consista en un espectro continuo. En 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828) hall siete lneas oscuras espaciadas irregularmente en el espectro solar. Doce aos ms tarde, en 1814, Fraunhofer ampli esos experimentos con mejor instrumental, encontrando varios cientos de lneas oscuras. Algunas de las ms importantes se muestran en la Figura 3, a las que dio los nombres A,B,C,K. Actualmente se conocen ms de 15,000 lneas oscuras, parte de las cuales corresponden al visible. El anlisis de la luz emitida por las estrellas muestra tambin lneas oscuras similares, muchas de las cuales corresponden casi exactamente a las del sol, aunque la longitud de onda se mueve ligeramente hacia la regin roja del espectro [este

corrimiento hacia el rojo se debe a que las estrellas se alejan de la tierra, confirmando que el universo se encuentra en un perodo de expansin. En 1842, Christian Johann Doppler predijo este cambio de longitudes de onda cuando la fuente de luz y el observador se encuentran en movimiento relativo].

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Figura 3. Lneas de Fraunhofer en la Parte Visible de Espectro Solar. Pronto se supo que las lneas D correspondan, precisamente, a la pareja de lneas brillantes del espectro de emisin del sodio. Fue Kirchhoff nuevamente quien contribuy al esclarecimiento de la aparicin de las lneas oscuras. En aquel tiempo se saba que la luz emitida por los slidos incandescentes consista en un espectro totalmente continuo. Kirchhoff interpuso vapor de sodio (a menor temperatura que la del slido que produca la luz) y aparecieron, despus del paso de la radiacin por el prisma, las dos lneas D del espectro solar. En la Figura 4 se presenta el diagrama de un espectrmetro de absorcin y la Figura 5 muestra como coinciden otras lneas de los espectros de absorcin y emisin del sodio.

Lneas obscuras

Gas Prisma Slido incandescente Rejilla Placa Fotogrfica

Figura 4. Diagrama de un Espectrmetro de Absorcin

Figura 5. Comparacin de los Espectros de Absorcin y Emisin del Sodio.

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La repeticin del experimento con otros gases, muestra las lneas de absorcin caractersticas del mismo. La conclusin de Kirchhoff fue que los gases absorban luz de longitudes de onda idnticas a algunas de las que emitan despus de ser excitados. Propuso entonces que las lneas de Fraunhofer se deban a la existencia de sodio y otros gases en la atmsfera de las estrellas. Estos elementos absorban ciertas frecuencias de la luz continua emitida por la estrellas. Los espectros estelares dan, por tanto, la clave para obtener la composicin qumica de las estrellas. A la fecha se sabe de esta forma la presencia de ms de 60 elementos en la atmsfera solar. Ya sabemos que la existencia del helio se predijo porque algunas lneas oscuras del sol no correspondan a ningn elemento conocido. La espectroscopia es, como se ve, una herramienta tan potente que pudo encontrarse un elemento nuevo a !149 millones de kilmetros de distancia! Como este ejemplo, mucho de lo que sabemos del universo ha procedido del anlisis espectroscpico de la radiacin electromagntica que nos llega a la tierra.

Secretos de los Espectros a Rayas Los triunfos del anlisis espectral fueron colosales. Pero haba una falla fundamental. El edificio de la espectroscopia estaba construido sobre los cimientos de la teora de la radiacin trmica, y tena todas las limitaciones bsicas de esta teora. La debilidad bsica se encontraba en la respuesta a esta pregunta: Por qu los cuerpos emiten luz cuando son calentados? Cmo se emite la luz? Obviamente por medio de las partes que componen los cuerpos (tomos y molculas). El aumento de la temperatura hace que las molculas se muevan ms rpido, las colisiones mutuas son ms violentas y ms frecuentes, y las molculas vibran tan rpido que comienzan a emitir luz. Este es el punto de vista de la vieja fsica, pero, entonces, por qu los cuerpos no son luminiscentes a la temperatura ambiente, puesto que las molculas estn en movimiento? No haba explicacin para esta cuestin.

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Modelo de Thompson. Cuando, en 1898, el cientfico ingls Thompson cre el primer modelo del tomo, el misterio de la luminiscencia pareca estar a punto de resolverse. En este modelo, los tomos eran nubes de cargas positivas dentro de las cuales flotaban electrones de carga negativa en cantidades suficientes para balancear las cargas (Figura 6).

Figura 6. Modelo Atmico de Thomson. Los electrones eran atrados por las nubes positivas retardando su movimiento. Pero, de acuerdo con la fsica clsica, las partculas cargadas deben emitir radiacin electromagntica cuando son desaceleradas. Aparentemente esta radiacin se emite cuando los cuerpos se calientan. A primera vista la explicacin era bastante convincente: mientras ms se calienta un cuerpo ms rpido se mueven los electrones en los tomos y mayor es la desaceleracin debida a la atraccin de las nubes de carga positiva y por tanto ms intensa la radiacin. Esto poda ser as si los electrones no gastaran su energa cuando producen radiacin. Pero cuando los electrones irradian luz, deben desacelerarse con extraordinaria rapidez. En la ms diminuta fraccin de segundo se pulverizaran en las nubes de carga positiva como pasas en un pudn. Algo estaba equivocado. Algunos aos despus se puso en evidencia que el modelo de Thomson no funcionaba tambin en otros aspectos. Muchas cuestiones permanecan sin respuesta. Y entonces, por qu los electrones no se unen simplemente con la carga positiva y neutralizan su carga? Las pocas respuestas que hay disponibles a partir de este modelo, en la mayora de los casos llegan a un agudo conflicto con los experimentos.

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Modelo de Rutherford. En 1911 el eminente fsico Ernest Rutherford propuso un nuevo modelo del tomo. Rutherford bombarde los tomos de diversas sustancias con los recientemente descubiertos rayos alfa de sustancias radiactivas. Para entonces ya se saba que estos rayos alfa consistan de partculas de carga positiva. Estudiando la diseminacin de las partculas alfa por los tomos (figuras 7 y 8), Rutherford fue forzado a una conclusin de gran alcance.

Figura 7. El Experimento de Rutherford-Geiger-Marsden

Carga positiva

(a)

(b)

Figura 8. Desviaciones esperadas de las partculas alfa: (a) tomo de Thomson, solo pequeas desviaciones. (b) tomo de Rutherford, desviaciones grandes y pequeas. Las partculas Alfa eran diseminadas como si fueran rechazadas no por toda la nube positiva del tomo de Thompson sino por una pequea parte del tomo localizada

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en algn lugar del centro. Toda la carga positiva del tomo pareca estar concentrada en esta diminuta parte central. Rutherford denomin ncleo a esta parte del tomo. Entonces, dnde estaban los electrones? No perda fuerza el punto de vista de que los electrones estaban unidos a las cargas positivas del tomo por las fuerzas elctricas de atraccin. Pero puesto que los tomos existen a cierta distancia del ncleo, debe existir alguna fuerza que balancee la fuerza elctrica de atraccin mutua de los electrones del ncleo. Era obvio que esta fuerza tena que operar todo el tiempo. Los tomos existen por un tiempo suficientemente largo y, por lo mismo, la fuerza balanceadora tena que ser igualmente constante, al igual que la fuerza de atraccin elctrica entre los electrones y el ncleo. Parecera razonable pensar que esta era una fuerza centrfuga, tal como si los electrones giraran alrededor del ncleo atmico (Figura 9). Se podra calcular si la fuerza era suficiente para evitar que los electrones cayeran en el ncleo. Los clculos demostraron que era suficiente que los electrones que giran alrededor del ncleo se muevan a velocidades de muchas decenas de miles de kilmetros por segundo y a una distancia del ncleo del orden de cienmillonsimas de centmetro. Este era el modelo del tomo que present Rutherford. Una bola que gira en el extremo de una cuerda haba sugerido indirectamente a Newton la idea de la gravitacin planetaria. Esta misma idea conduca a Rutherford al concepto ingenioso y perfectamente correcto de la estructura planetaria del tomo.

Figura 9. Modelo Atmico de Rutherford. Ahora podemos regresar al problema del por qu los cuerpos emiten luz y buscar la respuesta en el nuevo modelo del tomo. El movimiento de los electrones alrededor del ncleo es un movimiento acelerado (los electrones se mueven a lo largo de curvas cerrada); por lo tanto debe haber radiacin electromagntica.

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Las leyes clsicas se aplican igualmente al modelo de Thomson y al modelo de Rutherford. Pero, desafortunadamente, el xito es tambin el mismo. En la radiacin de la luz el electrn usa su energa. Al hacerlo se desacelera en millonsimas de segundo y debe caer inevitablemente en el ncleo, as como el satlite desacelerado en la atmsfera de la tierra cae hacia sta. El destino del electrn debiera ser el mismo que el del satlite. Un tomo, bajo tales condiciones dejara muy pronto de existir. No obstante los tomos viven, y los electrones no debieran dar energa ni emitir luz. Sin embargo los cuerpos la emiten cuando se les calienta.

Modelo de Bohr. El joven dans Niels Bohr, discpulo de Rutherford, pens: aqu hay algo que no est bien. )Ser falso el modelo de tomo de Rutherford? No, an es pronto para renunciar a este modelo. Hay que intentar modificarlo de tal forma que el electrn, al girar alrededor del ncleo, pueda emitir luz sin caer en ste.Y por qu razn tiene que emitir luz continuamente el electrn en el tomo? Por qu se mueve aceleradamente durante todo el tiempo? Y, si aun movindose aceleradamente, no emite luz?, Esta idea se le ocurri a Bohr. Cmo es posible esto?. Para que esto ocurra el electrn debe moverse en el tomo no de una forma cualquiera, sino por rbitas determinadas alrededor del ncleo. No emitiendo luz en estas rbitas, el electrn puede vivir en el tomo tanto como se quiera. De la fsica clsica no poda deducirse esta hiptesis. Tampoco se deduca de ninguna otra teora. Y como Bohr tampoco estaba en condiciones de demostrarlo, tuvo que darle a su hiptesis no demostrada el modesto nombre de postulado. Aadiremos que Bohr no consigui demostrar esto dentro del marco de su teora. La demostracin lleg diez aos despus. Por ahora se nos plantea la pregunta: hay muchas rbitas en las cuales el electrn se mueva sin emitir luz? S, puede haber muchas, considera Bohr. Y en qu se diferencian? En la distancia media al ncleo: Hay rbitas prximas al ncleo y rbitas alejadas. Pero lo principal no son las distancias, sino la energa que el electrn posee en

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la rbita: cuanto ms cerca del ncleo este el electrn, tanto ms energticamente debe moverse para no caer en l. Y al contrario, un electrn lejano es atrado dbilmente por el ncleo y, por consiguiente, puede moverse con menos energa para mantenerse en su rbita. De aqu se deduce claramente que los caminos por los cuales se mueve el electrn en el tomo se diferencian por sus energas. Y lo principal, afirma Bohr, es que esta energa no puede tomar cualquier valor, sino slo una serie de valores determinados. As pues, hasta aqu el electrn se mueve por la rbita y no emite luz. Mientras el electrn est en una rbita le est prohibido radiar. Ahora Bohr sigue adelante hacia el segundo postulado. Si el electrn salta a otra rbita, en la cual su energa es menor, a dnde va a parar la energa sobrante? Porque la energa no puede desaparecer o convertirse en nada. Bsquenla fuera del tomo!, dice Bohr. Se desprendi del tomo en forma de cuanto. El mismo cuanto de energa luminosa que introdujo Planck! Y el electrn que emiti la luz se mueve ya por otra rbita y otra vez no emite. Este electrn lanz un cuanto de luz (fotn) en el cortsimo instante en que saltaba de una rbita a otra. Este cuanto de luz corresponde a la raya espectral que se observa en el espectroscopio o a simple vista, o que se registra en la placa fotogrfica. Midiendo la posicin de esta raya en la placa fotogrfica puede saberse la longitud de onda del fotn o su frecuencia, y por la relacin de Planck entre la frecuencia y la energa del fotn, puede conocerse la energa de este ltimo. Esta energa es igual a la diferencia entre la energa del electrn en la rbita que se encontraba anteriormente y en la rbita nueva. Y la intensidad de la raya espectral indica cuntos fotones llegaron a este sitio: cuanto mayor sea su nmero, tanto ms brillante ser la imagen de la raya. Y la cantidad de fotones ser tanto mayor, cuanto ms intensa sea la luz del cuerpo que los emiti. Qu explicacin ms sencilla y elegante de los espectros a rayas! Todos los tomos de la misma especie se parecen entre s como dos gotas de agua. Por consiguiente, los electrones viven en ellos en las mismas condiciones. Por esto son iguales los fotones que emiten cuando saltan de una misma rbita a otra misma rbita

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nueva. Todos los saltos de electrones entre estas dos rbitas dan, al fin de cuentas, una raya espectral nica. Orbitas de este tipo hay muchas en los tomos, para cada uno de los electrones. El electrn puede encontrarse en cualquiera de ellas. Cada salto de una rbita de ms energa a otra de menos, va acompaado del nacimiento de un fotn. Pero como la diferencia de energa entre las diversas rbitas es distinta, los fotones que se obtienen poseen diferentes energa y frecuencia. En la placa fotogrfica aparece toda una serie de rayas espectrales delgadas. Antes de que apareciera la teora de Bohr, los fsicos se quebraban la cabeza intentando descifrar los espectros complejos. Cuando Bohr demostr que el espectro es la biografa de los tomos, o mejor dicho, de los electrones atmicos, la labor de los cientficos se simplific incomparablemente. Combinando las diversas rbitas de los electrones en el tomo pueden calcularse todas las rayas que se ven en el espectro. Y viceversa, por el espectro que se observa puede sacarse una conclusin acerca de las condiciones en que se encuentran los electrones atmicos. Y esto es muy importante! En realidad, casi todo lo que sabemos de la vida de los electrones en los tomos se ha ido acumulando como el resultado del estudio esmerado y minucioso de sus espectros. As, la teora de Bohr explic los principales hechos experimentales de la espectroscopia. Ms an, esta teora permiti comprender tambin la propia naturaleza de la cuantizacin de la energa de las radiaciones, en emisin por porciones. Pero, a pesar de que hay respuesta, an hay muchas preguntas que no pueden responderse. Aunque con el modelo de Bohr puede entenderse el comportamiento espectroscpico del tomo de hidrgeno, no es aplicable a tomos con ms de un electrn. La estabilidad de los gases nobles y la regularidad de sus nmeros atmicos dieron la clave para que surgieran los primeros modelos qumicos de Lewis, Kossel y Langmuir. Gracias a estas contribuciones y a la interpretacin emprica de varios espectros es nuevamente Bohr quien aparece en escena, proponiendo su principio de construccin progresiva. Sin embargo, este primer modelo propuesto por Bohr nos da una idea clara de cmo aparecen los espectros a rayas, y es suficiente para un curso a este nivel (Figura

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10). (Consultar apndice II para revisar como obtuvo Bohr las ecuaciones que permiten predecir el espectro del hidrgeno).

Fotn de frecuencia

E 2 E1 h

Figura 10. Modelo Atmico de Bohr.

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HISTORIA DEL ESPECTRO ELECTROMAGNETICO

Newton obtuvo el espectro luminoso en 1666. Sin embargo, la existencia del espectro no indica por s misma la naturaleza de la luz, y ya desde ese entonces se discutan dos teoras: La Teora Ondulatoria y la Teora Corpuscular. En 1803, el cientfico ingls Thomas Young (1773-1829) hizo que la opinin se decantase por las ondas. Hizo pasar luz a travs de dos pequeos orificios, de manera que los rayos, al ser proyectados, se superponan en una pantalla. Esta superposicin no aumentaba simplemente la luz sobre la pantalla, sino que produca franjas alternas de luz y sombra. Si la luz estaba formada por partculas, no haba manera de explicar las franjas oscuras. Si estaba compuesta por ondas, era fcil comprender que, bajo determinadas condiciones, algunas de las ondas podan moverse hacia arriba, y otras, hacia abajo, y que ambos desplazamientos se contrarrestaran recprocamente, no dejando nada. De esta manera las dos manchas de luz se interferan mutuamente, y las zonas de luz y de sombra fueron llamadas franjas de interferencia. (Favor de consultar Apndice III) Partiendo de la anchura de las franjas de interferencia, Young pudo hacer el primer clculo de la longitud de las ondas luminosas, y decidi que eran del orden de 1/127,000 centmetros, lo cual es correcto. Determin la longitud de onda de cada color y mostr, con razonable exactitud, que las longitudes de onda decrecan desde el rojo hasta el violeta. Los libros de texto que fijan lmites entre los colores y dicen, por ejemplo, que el amarillo se extiende de una longitud particular a otra, son engaosos. Si uno recorre el espectro viendo solo, por as decirlo, una longitud de onda cada vez, no existe un cambio brusco del rojo al anaranjado, ni del anaranjado al amarillo. Hay un paso muy lento y gradual, y es absolutamente imposible asegurar que en este punto el color ha dejado de ser rojo y es anaranjado. Es mejor dar una longitud de onda que est en la mitad de la extensin de cada color; una longitud de onda que todas las personas con retinas normales convengan en llamar rojo, verde, o lo que sea. A continuacin se consignan las longitudes de onda media de los seis colores del espectro.

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COLOR Rojo Anaranjado Amarillo Verde Azul Violeta

LONGITUD DE ONDA [nm] 700 610 575 525 470 415

FRECUENCIA [EN BILLONES] 430 490 520 570 640 720

Qu longitud mxima puede alcanzar una onda sin dejar de producir un color percibido como rojo por la vista, y cual puede alcanzar como mnimo y seguir produciendo un color percibido como violeta? Esto vara segn los ojos, pero la mxima longitud de onda roja, percibida por ojos normales antes de que se desvanezca, se considera generalmente de 760 nanmetros, mientras que la ms corta en el violeta es de 380 nanmetros. A continuacin podemos formularnos la siguiente pregunta: Existen longitudes de onda mayores de 760 nm y/o menores de 380 nm o simplemente esta la nica regin del espectro que podemos ver?

Regin de Infrarrojo En 1800, el astrnomo Germano-britnico William Hershel (1738-1822), quien se hizo famoso dos decenios antes al descubrir Urano, estaba experimentando con el espectro. Era del dominio pblico que, cuando la luz del sol caa sobre uno, se experimentaba una sensacin de calor. La impresin general era que el sol irradiaba luz y calor, y que ambas eran dos cosas separadas. Hershel se preguntaba que si la radiacin calrica se distribua en un espectro como la luz, y pens que podra sacar alguna conclusin sobre el asunto si colocaba la ampolla de un termmetro en diferentes partes del espectro. Al ser la porcin del amarillo, en mitad del espectro, aparentemente la ms brillante, supuso que la temperatura se elevara al progresar desde cualquier extremo del espectro hacia la mitad de ste.

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Esto no ocurri. En cambio, observ que la temperatura se elevaba de un modo regular al apartarse el termmetro del violeta, y alcanzaba su mximo en el rojo. Asombrado, Hershel se pregunt que sucedera si colocaba la ampolla del termmetro ms all del rojo. Hizo la prueba y descubri, para mayor asombro, que la temperatura era all mas elevada que en cualquier parte del espectro visible. Esto ocurra tres aos antes de que Young demostrase la existencia de las ondas luminosas y, durante un tiempo, pareci como si existiesen realmente rayos de luz y rayos de calor que fuesen refractados de modo distinto, y parcialmente separados por un prisma. Una vez aceptada la demostracin de Young sobre las ondas luminosas, se pudo sostener que lo que exista ms all del rojo del espectro eran ondas ms largas y de menor frecuencia que las del rojo. Tales ondas deban ser demasiado largas para impresionar la retina del ojo y eran, por consiguiente, invisibles. Pero, aparte de esto, caba esperar que tuviesen las propiedades fsicas de las ondas que constituan la porcin visible del espectro. Esto se logr probar y, en definitiva, esta radiacin fue llamada infrarroja; el prefijo infra procede del latn y significa debajo. El trmino es adecuado, ya que la frecuencia de la luz infrarroja est por debajo de la luz visible. Esto significa que la luz infrarroja posee, asimismo, menos energa que la luz visible y, en tal caso, parece extrao que el termmetro registre una cifra ms alta en la regin infrarroja que en la regin visible del espectro. La respuesta es que el contenido de energa de la luz no es el nico parmetro a considerar. Ahora sabemos que el efecto calrico de la radiacin solar no depende de una serie independiente de rayos de calor. Lo que ocurre es que la propia luz es absorbida por los objetos opacos (al menos en parte) y la energa de esta luz absorbida se convierte en energa de vibraciones atmicas y moleculares que percibimos como calor. La cantidad de calor que obtenemos depende no solo del contenido de energa de la luz, sino de la cantidad de luz que absorbemos y no reflejamos. Cuanto ms larga sea la longitud de onda (al menos en la parte visible del espectro), ms penetrante ser la luz y mas cantidad de ella ser absorbida en vez de reflejada. De ah que, si bien la luz roja es menos energtica que la amarilla, la eficiencia

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de absorcin de la luz roja es tal que compensa con exceso el otro efecto (al menos en lo concerniente al termmetro utilizado por Hershel). Por esta razn, la regin roja del espectro haca subir el termmetro de Hershel a una temperatura superior a la de las dems partes del espectro, y la zona infrarroja la haca subir an ms.

Regin Ultravioleta Esta parte de la historia empieza en 1614, cuando un qumico italiano, Angelo Sala (1576-1637), inform de que el nitrato de plata, compuesto perfectamente blanco, se oscureca al ser expuesto al sol. Esto ocurre tambin con otros compuestos de plata, y hoy sabemos lo que sucede. La plata no es un elemento muy activo, y no se aferra con demasiada fuerza a otros tomos. Las molculas de un compuesto como el nitrato de plata o el cloruro de plata pueden romperse fcilmente y, cuando esto ocurre, grnulos finsimos de plata metlica se depositan ac y all entre los pequeos cristales del compuesto. La plata, finamente dividida, es negra, y por eso el compuesto se oscurece. Las ondas luminosas irradiadas por el sol contienen energa suficiente para dividir las molculas de los compuestos de plata, y as la luz los oscurece. Esta clase de fenmeno es un ejemplo de reaccin fotoqumica. Alrededor de 1770, el qumico Carl Wilhelm Scheele (1742-1786) estudi el efecto de la luz del sol sobre los compuestos de plata, y tena a su disposicin el espectro solar (cosa que no ocurra con Sala). Scheele empap tiras finas de papel en soluciones de nitrato de plata y las coloc en diferentes partes del espectro. Qued claro que los colores eran ms eficaces para oscurecer el compuesto cuanto ms se acercaban al extremo violeta del espectro. Desde luego, esto no sorprende hoy en da, ya que sabemos que la energa de la luz aumenta con su frecuencia. Naturalmente, cuanto ms elevada es la energa de un tipo particular de luz, mayor es la probabilidad de que aquel tipo de luz rompa las uniones qumicas dentro de las molculas. Pero entonces, en 1800, Hershel descubri la radiacin infrarroja, y un qumico alemn, Johann W. Ritter (1776-1810), pens que tambin poda haber algo ms all del otro extremo del espectro, y se dispuso a comprobarlo.

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En 1801 empap tiras de papel en una solucin de nitrato de plata, como haba hecho Scheele treinta aos antes. Sin embargo, Ritter coloc tiras ms all del violeta, en una regin donde no haba luz visible. Descubri y declar con gran satisfaccin que el obscurecimiento se produca ms rpido en aquella regin aparentemente sin luz. En un principio, la regin espectral de ms all del violeta fue denominada rayos qumicos, porque la nica manera en que se poda estudiarse era a travs de sus propiedades fotoqumicas. Estas mismas propiedades fotoqumicas llevaron al descubrimiento de la fotografa. Los compuestos de plata eran mezclados con un material gelatinoso con el que se embadurnaba una lmina de cristal que se encerraba en una cmara oscura. Se permita que la luz brillante penetrase en la cmara durante un breve perodo de tiempo, y era enfocada sobre el material gelatinoso por medio de una lente. Dondequiera que incidiese la luz habra obscurecimiento, producindose as el negativo fotogrfico. A partir de ste, poda producirse un positivo fotogrfico que poda ser tratado qumicamente de manera que las luces y las sombras quedasen fijas de manera permanente. Becquerel consigui fotografiar el espectro solar de ms all del violeta, y demostr con toda claridad que el espectro resultaba una estructura continua, sustancialmente ms amplia de lo que era pticamente visible. A partir de entonces se arraig la costumbre de decir que la regin de ms all del violeta consista en radiacin ultravioleta, siendo ultra un prefijo latino que significa ms all. Adems, result que el espectro solar contena una franja de radiacin ultravioleta desde la longitud de onda de 400 nm de la onda violeta ms corta, hasta unos 300 nm. Ahora podemos plantear tres preguntas: 1) Es eso todo? Existen radiaciones de menor longitud de onda que las que se haban detectado en el ultravioleta o de mayor longitud de onda de las del infrarrojo? 2) Si es posible que las haya, Por qu no se manifiestan en el espectro solar? 3) Existe algn lmite? La primera pregunta fue rpidamente contestada, puesto que a los cientficos no les fue muy difcil producir radiaciones ultravioleta de frecuencias ms altas y radiaciones infrarrojas de frecuencia ms baja que las existentes en el espectro solar.

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En el siglo XX, los adelantos de la tecnologa hicieron ir ms all de los 200 nm en longitud de onda, y llegar incluso hasta 10 nanmetros. En lo tocante a la radiacin infrarroja, se pudo observar y estudiar una radiacin de baja energa, emitida por los cuerpos calentados, que producan radiacin infrarroja de longitud de onda mucho ms larga de lo que pareca ser el lmite del espectro solar. De hecho se observaron ondas que se acercaban a 1 milmetro, y este puede tomarse como la longitud de onda lmite de la radiacin infrarroja. Pasemos ahora a la segunda pregunta. Por qu el espectro solar es ms limitado en ambas direcciones que la radiacin que puede producirse en los laboratorios? En realidad, los cientficos no creyeron que el espectro solar fuese tan limitado como pareca, y la investigacin de la atmsfera superior, a comienzos del siglo XX, demostr que tenan razn. La atmsfera es opaca a la mayor parte de las radiaciones que no sean las del espectro visible. El ozono, abundante en la atmsfera superior, bloquea la radiacin ultravioleta de menor longitud de onda. La radiacin infrarroja de mayor longitud de onda es absorbida por diferentes componentes atmosfricos, como el dioxido de carbono y el vapor de agua. Esto nos lleva a la tercera cuestin: existen lmites absolutos para la radiacin en ambas direcciones? En el estudio de la electricidad y el magnetismo tuvo su origen un intento en responder esta pregunta. En 1864, el matemtico escocs James Clerk Maxwell (1831-1874) concibi una serie de 4 ecuaciones relativamente simples, que describan con sorprendente exactitud todo el comportamiento de los fenmenos electromagnticos, y con ellas estableci de modo firme y perdurable los cimientos del campo electromagntico. [Tan es as, que las dos grandes revoluciones fsicas del siglo XX, la Teora de la Relatividad (A. Einstein) y la Teora de los Quanta (M. Planck), modificaron todo el contenido de la fsica, incluso la Teora de la Gravitacin de Isaac Newton, pero dejaron intactas las ecuaciones de Maxwell]. En un principio se crey que se trataba de dos fenmenos independientes, pero en estudios realizados a partir de 1820 se descubri que no poda existir el uno sin el otro, y

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que no haba un campo elctrico y un campo magntico, sino un campo electromagntico combinado. El resultado ms inesperado de aquellas ecuaciones fue que Maxwell pudo demostrar que un campo elctrico de intensidad cambiante poda producir un campo magntico de intensidad cambiante, que, a su vez produca un campo elctrico de intensidad cambiante, y as sucesivamente. Los dos efectos se sucedan, por decirlo as, y producan una radiacin que tena las propiedades de una onda transversal que se extenda hacia afuera y, al mismo tiempo, en todas direcciones. Era como dejar caer una piedrecilla en la superficie de un estanque en calma, provocando una serie de pequeas olas que se extendiesen en todas direcciones desde el punto donde ha cado la piedra. En el caso de un campo electromagntico, el resultado es una radiacin electromagntica. Maxwell determin la velocidad de propagacin de tal radiacin electromagntica y resulto ser de 300,000 km/segundo. Esto era precisamente la velocidad de la luz, que tambin tena propiedades de onda transversal. Maxwell no poda creer que esto fuera una coincidencia. Presumi que la luz era un ejemplo de radiacin electromagntica, y que sus longitudes de onda variables dependan de los grados variables en que oscilaban los campos electromagnticos. Qu campos electromagnticos? Maxwell no saba decirlo, pero ahora sabemos que el tomo se compone de partculas subatmicas, dos de las cuales poseen cargas elctricas. Ellas provocan la oscilacin de los campos electromagnticos. As, en vez de hablar de un espectro luminoso, nos referimos ahora a un espectro electromagntico, y todas las frecuencias diferentes en el espectro reflejan las diferentes frecuencias que pueden afectar a un campo electromagntico oscilante. Por consiguiente, no existen distinciones fundamentales entre radiacin ultravioleta, luz visible y radiacin infrarroja. Representan una continua uniformidad que esta inevitablemente dividida en tres clases solo por el accidente de que algunas frecuencias y no otras, afectan a los elementos qumicos de nuestras retinas, de manera que producen una sensacin que nuestro cerebro interpreta como una visin.

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En teora, un campo electromagntico puede oscilar a cualquier frecuencia, de modo que puede producirse una radiacin electromagntica de cualquier frecuencia. No parece haber una razn en concreto para que no puedan producirse radiaciones electromagnticas con frecuencias mucho mas bajas que las de la zona infrarroja, o mucho ms altas que las de la zona ultravioleta. Por consiguiente, Maxwell predijo la existencia de radiaciones mucho mas all de los lmites observados hasta entonces.

Regin de las Ondas de Radio. Aunque una teora buena, slida y meditada es siempre deliciosa, lo es an ms si prev algn fenmeno que nunca antes se haba observado y que se observa entonces. La teora lo anuncia, tu observas y, mira!, all est. La teora de Maxwell predice la existencia de radiacin electromagntica ms baja que la radiacin infrarroja, y, por lo tanto, haba que detectar esta radiacin, y, seguramente, los mtodos de deteccin que funcionaron en el caso de las radiaciones conocidas en la regin del visible y de sus vecinos inmediatos, no funcionara con algo de propiedades tan diferentes. La tarea no fue fcil, y hubo que esperar hasta 1888, ao en que el fsico alemn Heinrich Rudolph Hertz (1857-1894) consigui confirmar la Teora de Maxwell; descubri las nuevas ondas y comprob que eran absolutamente similares a la luz (podan ser reflejadas, refractadas, y manifestar fenmenos de interferencia; incluso detect sus propiedades elctricas y magnticas.). La nica diferencia eran sus longitudes de onda, que se medan en metros en vez de nanmetros. Las nuevas ondas y sus propiedades fueron rpidamente confirmadas por otros observadores, y recibieron el nombre de ondas Hertzianas. En 1892, el fsico ingls William Crookes sugiri que las ondas hertzianas podan ser empleadas como medio de comunicacin. Se movan en lnea recta a la velocidad de la luz, pero su longitud de onda era tan grande, que los objetos de tamao comn no eran opacos para ellas. Las ondas largas se movan alrededor y a travs de los obstculos. Estas ondas eran fcilmente detectadas y, si podan producirse y recibirse

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cuidadosamente, produciran los puntos y rayas del telgrafo Morse. En una palabra, Crookes sugera la posibilidad de la telegrafa sin hilos. En 1894 Guglielmo Marconi perfeccion el detector y el transmisor. Prosigui sus trabajos hasta que el 12 de Diciembre de 1901 consigui enviar una seal desde Inglaterra hasta Terranova y esta fecha se le considera como el da de la invencin de la radio (abreviacin de la radiotelegrafa). Marconi utiliz una propiedad de las ondas Hertzianas: seguan la curva de la tierra en vez de irradiarse hacia el espacio en lnea recta, como caba esperar que hiciesen las ondas electromagnticas [las ondas Hertzianas son reflejadas por las partculas cargadas de la ionosfera, regin de la atmsfera superior]. Las ondas Hertzianas terminaron llamndose ondas de radio y van desde una longitud de onda de 1 mm, hasta una longitud de onda mxima igual al dimetro del universo. Las ondas de radio para la transmisin normal van de 190 a los 5700 metros. Ondas de radio de mas alta frecuencia son empleadas en frecuencia modulada, y de frecuencia todava ms alta, en televisin.

Microondas En 1932 Karl G. Jansky, estudiando las interferencias en las comunicaciones telefnicas, capt ondas de radio procedentes del cielo, que no eran producidas por seres humanos ni por tormentas. Al principio pens que provenan del sol, pero continuando las observaciones se dio cuenta que provenan de la Constelacin de Sagitario. Se da la circunstancia de que el centro de la Galaxia est en direccin de Sagitario, y lo que haba hecho Jansky era detectar las emisiones de radio de aquel centro. Esto marco el inicio de la Radioastronoma. Pero, cmo podan llegar a la tierra unas ondas de radio desde el espacio exterior? La ionosfera impide que las ondas de radio originadas en la Tierra salgan al espacio exterior, por consiguiente, debera impedir tambin que las que se originan en el espacio llegasen hasta la superficie de la tierra.

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Sin embargo, result que una serie de ondas de radio de longitud corta (llamadas microondas), situadas precisamente mas all del infrarrojo, no eran reflejadas por la ionosfera. Estas ondas cortsimas de radio podan traspasar la ionosfera desde la tierra al espacio y viceversa. Esta parte del espectro es conocida con el nombre de ventana de microondas. Las microondas van desde 10 mm hasta 10 metros. En 1942 Grote Reber construy el primer radiotelescopio. Descubri lugares en el cielo que emitan ondas de radio ms fuertes que las que solan interferirse. Y vio que las radioestrellas no coincidan con ninguna de las estrellas visibles. Despus estas se identificaron como galaxias remotas. Un fsico escocs, Robert Watson-Watt (1892-1973), se haba interesado por la manera en que eran reflejadas las ondas de radio. Se le ocurri que las ondas de radio podan ser reflejadas por un obstculo, y que tal reflexin poda ser detectada. El lapso de tiempo transcurrido entre que la onda se emite y es detectada su reflexin permitira determinar la distancia al obstculo, y la direccin desde la que se recibiese la onda reflejada nos dara la posicin de aqul. Cuanto ms cortas fueran las ondas de radio, ms fcilmente seran reflejadas por los obstculos ordinarios; pero si eran demasiado cortas, no penetraran las nubes, la niebla o el polvo. Se necesitaban ondas lo suficientemente largas como para ser penetrantes, pero lo bastante cortas como para ser reflejadas por los objetos que se quisiera detectar. Las microondas eran las adecuadas para tal fin y, en 1919, WatsonWatt registr una patente relacionada con la localizacin por medio de ondas de radio. El principio es sencillo, pero la dificultad estriba en construir instrumentos capaces de enviar y de recibir microondas con la eficiencia y delicadeza necesarias. En 1935 Watson-Watt haba patentado mejoras que hacan posible detectar un aeroplano por las reflexiones de ondas de radio que devolva. El sistema fue llamado radio detection and ranging (deteccin de un objeto y determinacin de su distancia) y se abrevi radar. Los estudios prosiguieron en secreto y, en otoo de 1938, empezaron a operar estaciones de radar en la costa britnica. En 1940, las fuerzas areas alemanas atacaban aquellas estaciones y Hitler orden que los aviones alemanes concentrasen sus ataques sobre Londres. Desdearon las estaciones de radar (sin darse plena cuenta de su importancia) y se vieron incapaces de tomar a su enemigo por sorpresa. En

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consecuencia, Alemania perdi la batalla de Inglaterra. Con todo el debido respeto a los aviadores britnicos, fue el radar quien gan esa batalla. [El radar norteamericano, por su parte, detect la llegada de aviones japoneses el 7 de Diciembre de 1941, pero no le hicieron caso]. En fin, las mismas tcnicas que hicieron posible el radar podan ser empleadas por los astrnomos para recibir microondas de las estrellas y para enviar densos rayos de microondas a la Luna y otros cuerpos astronmicos, y recibir su reflexin, lo que hoy se conoce como radioastronoma.

Rayos X Segn las ecuaciones de Maxwell, si haba ondas electromagnticas ms all del infrarrojo, tena que haber igualmente ondas electromagnticas ms all del ultravioleta; sin embargo, nadie las buscaba. Lo que despert el inters de muchos fsicos en los aos de 1890 fueron los rayos catdicos. Eran un tipo de radiacin que flua a travs de un cilindro vaco desde un electrodo negativo (ctodo), sellado en su interior, en cuanto se cerraba un circuito elctrico. El estudio alcanz su punto culminante en 1897, cuando un fsico ingls, Joseph John Thomson (1856-1940), demostr de modo concluyente que los rayos catdicos no estaban formados por ondas, sino por un chorro de partculas a gran velocidad. [En realidad, cada partcula tiene cierta apariencia de onda, y cada onda la tiene de partcula y, como tantas dualidades de la naturaleza, no se puede tener una cosa sin la otra, pero esto no se comprenda en 1897]. Ms an, aquellas partculas tenan una masa incluso mucho menor que los tomos de menor masa. La masa de la partcula de rayo catdico era solamente 1/1837 de la masa del tomo de hidrgeno y Thomson la llam electrn. Ello le vali el Premio Nobel de Fsica en 1906. El electrn fue la primera partcula subatmica descubierta y constituy uno de los descubrimientos de la ltima dcada del siglo XIX que revolucionaron completamente la fsica. Sin embargo, no fue el primero de aquellos descubrimientos. El primero en iniciar la nueva era fue un fsico alemn, Wilhem Conrad Roentgen (1845-1923). En 1895, a los

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cincuenta aos, era jefe del Departamento de Fsica de la Universidad de Wurzburgo, en Baviera. Haba realizado un trabajo importante, publicado cuarenta y ocho artculos bien fundados, pero estaba muy lejos de la inmortalidad, y, sin duda, no habra pasado de ser un cientfico de segunda fila, de no haber sido por los descubrimientos del 5 de noviembre de 1895. Estaba trabajando sobre los rayos catdicos y se senta particularmente interesado por la manera en que dichos rayos hacian que ciertos compuestos brillasen al ser tocados por ellos. Uno de los compuestos que fulguraban fue el platinocianuro de bario, por lo que Roentgen hizo revestir hojas de papel con aquel compuesto en su laboratorio. La luminiscencia result muy dbil y con el fin de observarla lo mejor posible, Roentgen oscureci la habitacin y encerr el aparato experimental entre lminas de cartn negro. De este modo poda observar dentro de un espacio cerrado completamente a oscuras, y cuando se introdujese la corriente elctrica, los rayos catdicos pasaran a lo largo del tubo, penetraran la fina pared del fondo, incidiran en el papel revestido y provocaran una luminiscencia que l podra ver y estudiar. Aquel 5 de noviembre, al conectar la corriente, vio por la rabadilla del ojo, un dbil resplandor que no estaba dentro del aparato. Levant la cabeza y all, bastante lejos del aparato, una de las hojas revestidas con platinocianuro de bario fulguraba vivamente. Cerr la corriente y el papel revestido se oscureci. La abri de nuevo y el papel volvi a fulgurar. Llev el papel a la habitacin contigua y cerr las ventanas para oscurecerla tambin. Volvi a la habitacin donde estaba el tubo de rayos catdicos y conect la corriente elctrica. Pas a la habitacin contigua y cerr la puerta a su espalda. El papel revestido resplandeca a pesar de estar separado por una pared y una puerta, del tubo de rayos catdicos. Resplandeca solo cuando el aparato de la habitacin contigua estaba funcionando. Roentgen crey que el tubo de rayos catdicos produca una radiacin penetrante que nadie haba descubierto hasta entonces. Pas siete semanas estudiando la fuerza penetrante de aquella radiacin: lo que poda penetrar, que material y de que grosor era capaz de detenerla, etctera.

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El 28 de diciembre de 1895 public, al fin, su primer informe sobre el tema. Saba lo que produca aquella radiacin, pero no lo que era. Recordando que en matemticas suele emplearse la X para designar una cantidad desconocida, llam Rayos X a la radiacin. Al principio se le dio tambin el nombre alternativo de Rayos Roentgen, en honor de su descubridor, pero la "oe" teutnica es una vocal que aunque los alemanes pronuncian con facilidad, se dificulta mucho que otra persona trate de pronunciarla. En consecuencia, la radiacin sigue llamndose X, aunque su naturaleza haya dejado de ser un misterio. Inmediatamente se comprendi que los rayos X podan servir como instrumento mdico. Solo cuatro das despus de llegar a Norteamrica la noticia del descubrimiento de Roengten, los rayos X fueron empleados para localizar una bala en la pierna de una persona (se tard unos cuantos y trgicos aos en descubrir que los rayos X eran tambin peligrosos y podan producir cncer). En el mundo de la ciencia, los rayos X llamaron enseguida la atencin de la mayora de los fsicos, lo cual condujo a otra serie de descubrimientos, entre ellos el de la radiactividad, en 1896. Un ao despus del descubrimiento de Roengten se haban publicado mil artculos sobre los rayos X, y cuanto se instituyeron los Premio Nobel, en 1901, Roentgen fue galardonado con el primer Premio Nobel de Fsica. El rey de Baviera ofreci un ttulo a Roentgen, pero el fsico lo rehus, sabiendo muy bien donde resida el verdadero honor de la ciencia. Tambin rehus patentar cualquier aspecto de la produccin de rayos X o ganar dinero con ellos. Pensaba que no tena derecho a hacerlo. Su recompensa fue que muri, sin un cntimo, en 1923, arruinado por la enorme inflacin de posguerra en Alemania. Qu eran exactamente los rayos X? Algunos pensaron que consistan en chorros de partculas, como los rayos catdicos. Otros, incluido el propio Roentgen, los suponan compuestos de ondas, pero ondas longitudinales, como las del sonido, y no electromagnticas. Y otros los crean ondas electromagnticas, mas cortas que las de ultravioleta.

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Si los rayos X eran de naturaleza electromagntica (esta alternativa creca en popularidad), deban mostrar algunas de las propiedades de las otras radiaciones electromagnticas, en particular, deban presentar fenmenos de interferencia. Estos podan demostrarse mediante retculas de difraccin: una hoja de materia transparente en la que se han marcado lneas opacas a intervalos regulares. La radiacin, al pasar a travs de una de tales retculas, producira imgenes de interferencia (consultar apndice III). La dificultad estribaba en que, cuanto ms pequea fuese la longitud de onda de la radiacin, menos espaciadas tenan que estar las lneas opacas para producir algn resultado, y si los rayos X se componan de ondas mucho ms cortas que las ultravioleta, no exista tcnica conocida capaz de hacer una retcula lo bastante estrecha. Entonces, un fsico alemn, Max Theodor Felix Von Laue (1879-1960), tuvo una de esas ideas sencillas que resultan de un brillo cegador. Por qu preocuparse en intentar hacer una retcula de finura imposible, cuando la naturaleza ya se ha encargado de ello? En los cristales, los diversos tomos componentes de las sustancias estn colocados con absoluta regularidad en hileras de filas. De hecho, esto es lo que hace que la sustancia sea un cristal, cosa que era conocida desde haca un siglo. Las hileras de tomos corresponden a las rayas de la retcula de difraccin, y el espacio entre ellos, el material transparente. Y se daba el caso de que la distancia entre los tomos era aproximadamente igual a la longitud de onda que los fsicos calculaban que deban de tener los rayos X. Entonces, Por qu no hacer pasar rayos X por los cristales y ver lo que ocurra? En 1912 se intent el experimento bajo la direccin de Laue y funcion perfectamente. Los rayos X al pasar a travs de un cristal antes de incidir en una placa fotogrfica, eran difractados y producan una imagen regular de manchas. Se comportaban exactamente como se esperara que lo hiciesen ondas electromagnticas de longitud de onda muy cortas. Esto aclar de una vez y para siempre la naturaleza de los rayos X, y la X fue ya inadecuada, pero de todos modos se ha conservado hasta hoy. En cuanto a Laue, se le otorg el Premio Nobel de Fsica en 1914 por trabajo.

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Dicho trabajo significaba algo ms que la mera demostracin de la difraccin de los rayos X. Supongamos que se usase un cristal de estructura conocida, en el que la separacin entre las hileras y filas de tomos pudiese determinarse con razonable precisin por algn mtodo. En tal caso, partiendo de los detalles de la difraccin poda determinarse la longitud de onda exacta de los rayos X utilizados. Y a la inversa, en cuanto se conociese la longitud de onda de un chorro de rayos X, se podra bombardear un cristal de detalles estructurales desconocidos y, partiendo de la naturaleza de la imagen de la difraccin, determinar la localizacin y el espacio entre los tomos que constituan el cristal. El fsico australiano-ingls William Laurence Bragg (1890-1971) estudiaba en Cambridge cuando ley algo sobre la obra de Laue y pens inmediatamente en sus implicaciones. Se puso en contacto con su padre, William Henry Bragg (1862-1942), profesor de la Universidad de Leeds e interesado tambin en los trabajos de Laue. Juntos elaboraron el aspecto matemtico de la cuestin y realizaron los experimentos necesarios, que funcionaron perfectamente. Los resultados se publicaron en 1915 y, al cabo de unos meses, padre e hijo compartieron el Premio Nobel de Fsica de aquel ao. El joven Bragg tena solo veinticinco aos cuando recibi el premio, y es el ms joven de cuantos lo han recibido hasta ahora. La longitud de onda de los rayos X se extiende desde los lmites del ultravioleta (10 nanmetros) hasta 10 picmetros (10-11 m) La distancia entre los planos de tomos de un cristal de sal es de 2.81 x 10-10 m, y la anchura del tomo es aproximadamente de 1 x 10-10 m. Vemos, por consiguiente, que las longitudes de onda de los rayos X son casi iguales a la extensin atmica. No es de extraar pues, que la difraccin de Rayos X funcione para el estudio de la estructura de los cristales.

Rayos Gamma El descubrimiento de los rayos X condujo directamente al de la Radiactividad, que se produjo un ao despus. Radiactividad significa, como lo indica el mismo nombre del fenmeno, produccin de radiacin. Esta radiacin result ser penetrante, incluso ms que los rayos X.

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Entonces, eran las radiaciones radiactivas idnticas o, al menos, similares a los rayos X? En 1899, el fsico francs Antoine Henri Becquerel (1852-1908), que haba descubierto la radiactividad, advirti que las radiaciones radiactivas podan ser desviadas por un campo magntico en la misma direccin en que eran desviados los rayos catdicos. Esto demostr inmediatamente que las radiaciones radiactivas no podan ser de naturaleza electromagntica, ya que las radiaciones electromagnticas no respondan en absoluto a un campo magntico. Casi inmediatamente despus, e independientemente, el fsico Neozelands, Ernest Rutherford (1871-1937), advirti tambin la capacidad de un campo magntico para desviar radiaciones radiactivas. Sin embargo, sus observaciones fueron ms detalladas. Observ la existencia de al menos dos clases diferentes de radiaciones radiactivas: una, que se desviaba de la manera observada por Becquerel, y otra, que era desviada en direccin opuesta. Como los rayos catdicos constan de partculas cargadas negativamente, estaba claro que la radiacin radiactiva que se desviaba en la misma direccin constaba tambin de partculas con carga negativa. La radiacin radiactiva que se desviaba en la otra direccin deba consistir en partculas de carga positiva. Rutherford llam rayos alfa a la radiacin con carga positiva, empleando la primera letra del alfabeto griego, y llam a la otra rayos beta, por la segunda letra de dicho alfabeto. Estos nombres se emplean todava en la actualidad. Las veloces partculas que componen estos rayos son llamadas, respectivamente, partculas alfa y partculas beta. Durante 1900, Becquerel, Rutherford y los esposos Curie, Pierre (1859-1906) y Marie (1867-1934), trabajaron con radiaciones radiactivas. En estos trabajos demostraron que los rayos beta eran unas 100 veces mas penetrantes que los rayos alfa [Becquerel y los Curie compartieron el Premio Nobel de Fsica en 1903, y Rutherford fue galardonado con el de Qumica, con gran disgusto suyo, en 1908]. Los rayos beta de carga negativa eran desviados hasta tal punto, que tenan que estar compuestos de partculas muy ligeras, y en esto tambin se parecan mucho a las partculas de los rayos catdicos. Y ciertamente, cuando Becquerel en 1900 calcul la masa de las partculas beta por su velocidad, el grado de su desviacin y la fuerza del

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campo magntico aplicado, qued claro que las partculas beta no solo se parecan mucho a las de los rayos catdicos, sino que eran idnticas a stas. En una palabra, las partculas beta eran electrones, y los rayos beta estaban compuestos por chorros de electrones a gran velocidad. Este descubrimiento puso de manifiesto que los electrones se encontraban no solo en las corrientes elctricas, que era lo que indicaba la investigacin sobre los rayos catdicos, sino tambin en tomos que, aparentemente, no tenan nada que ver con la electricidad. Esta fue la primera indicacin de que los tomos tenan una estructura complicada, e inmediatamente los fsicos empezaron a intentar comprender como podan los tomos contener electrones cargados elctricamente y permanecer, empero, elctricamente neutros. En cuanto a los rayos alfa, eran muy poco desviados por un campo electromagntico de la misma intensidad que produca grandes desviaciones en los rayos beta. Esto significaba que los rayos alfa eran mucho ms masivos que los electrones. En 1903, Rutherford pudo demostrar que las partculas alfa eran tan masivas como los tomos, y en 1906 haba refinado sus mediciones hasta el punto de que pudo demostrar que eran tan masivas como los tomos helio. De hecho, en 1909 demostr que las partculas alfa se convertan en tomos de helio. Y fue tambin Rutherford quin, en 1911, elabor el concepto del tomo nuclear. Sostuvo que todo tomo se compona de electrones con carga negativa, que rodeaban a un pequesimo ncleo con carga positiva. As se equilibraban las cargas de los electrones y se produca un tomo neutro. El nuevo concepto dej bien claro que las partculas alfa eran ncleos de helio. Pero se daba el caso de que los rayos alfa y los beta no eran las nicas radiaciones producidas por la radiactividad. Haba un tercer tipo de radiacin, descubierta en 1900 por el fsico francs Paul Ultrich Villard (1860-1934). Observ que algunas de las radiaciones no eran desviadas en absoluto por el campo magntico. Esta radiacin recibi inevitablemente el nombre de rayos gamma, por la tercera letra del alfabeto griego. La razn de que tardasen algn tiempo en advertir los rayos gamma fue la siguiente: Las partculas alfa y las beta, ambas con carga elctrica, atraan o repelan a

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los electrones de los tomos, dejando iones cargados positivamente [esto fue comprendido del todo solo despus de que se aceptase el tomo nuclear]. Los iones eran fciles de detectar por las tcnicas de esa poca. Los rayos gamma, que no llevan carga elctrica, eran menos eficaces para formar iones y, en consecuencia, ms difciles de detectar. Quedaba pendiente la siguiente pregunta: qu eran los rayos gamma? Rutherford pens que eran radiacin electromagntica de longitud de onda todava ms corta que la de los rayos X. Sin embargo, W.H.Bragg sospech que podan ser partculas de alta velocidad. En este caso, no deban de estar elctricamente cargadas, ya que no eran afectadas por el campo magntico. Por aquel entonces, las nicas partculas sin carga conocidas eran los tomos intactos, y no eran muy penetrantes. Para explicar las cualidades penetrantes de un chorro de partculas haba que presumir que eran de tamao subatmico, y todas las partculas subatmicas conocidas hasta entonces (electrones y ncleos atmicos) estaban cargadas elctricamente. Hubiera resultado sumamente emocionante que Bragg hubiese estado en lo cierto, pues habra aparecido algo completamente distinto: partculas subatmicas neutras. Sin embargo, despus de que Laue demostrase que los cristales podan difractar los rayos X, Rutherford encontr un cristal que difractaba los rayos gamma, y esto resolvi la cuestin. Los rayos gamma eran de naturaleza electromagntica, con longitudes de onda que se iniciaban en el lmite ms bajo de los rayos X (10 picmetros) y descendan indefinidamente a longitudes de onda ms cortas. Un rayo gamma tpico tena una longitud de onda ms o menos igual a la anchura de un ncleo atmico. Separar los rayos X de los gamma por una especfica longitud de onda es algo puramente arbitrario. En cambio, podemos distinguirlos diciendo que los rayos X son lanzados por cambios en el nivel de energa de electrones internos y los gamma, por cambios en el nivel de energa de partculas en el interior del ncleo. Entonces, puede darse el caso de que alguna radiacin particularmente energtica producida por electrones sea de onda ms corta que alguna radiacin particularmente dbil producida por los ncleos. En tal caso pueden superponerse los rayos X y los rayos gamma.

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Esto, sin embargo, es un problema creado estrictamente por el hombre. Dos radiaciones de idntica longitud de onda, producida una de ellas por electrones y la otra por ncleos, son absolutamente idnticas. La longitud de onda es lo nico que cuenta, y el punto de origen no tiene importancia, salvo en cuanto ayuda a los seres humanos a satisfacer su pasin por dividir las cosas. As, el espectro electromagntico termina con los rayos gamma en el extremo de la onda corta, y con las ondas de radio en el extremo de onda larga.

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APENDICE I

ESPECTROSCOPIA Y ESTRUCTURA ATOMICA

Introduccin En los experimentos que has realizado durante la carrera has aprendido que los qumicos dependemos de las observaciones para conocer sobre la naturaleza qumica del universo. Desafortunadamente las observaciones no son siempre fciles de hacer. Un rea en la que se encuentran muchas dificultades es el de la estructura atmica. Es por estas dificultades que solo hasta este siglo los cientficos empezaron a entender la naturaleza de cosas tan pequeas como los tomos. Unas de las razones del porqu los tomos son tan difciles de estudiar es porque no los podemos ver. Son tan pequeos que no reflejan el tipo de luz que nuestros ojos pueden detectar (luz visible). De hecho, son demasiado pequeos para reflejar cualquier tipo de radiacin electromagntica y es por ello que no podemos producir una imagen de los tomos, aun amplificndolas extremadamente. Sin embargo, podemos utilizar la luz para comprender acerca de las estructuras de tomos y molculas. Bajo ciertas condiciones un tomo o molcula puede absorber o emitir luz. Observando la luz que es emitida o absorbida podemos aprender acerca de las especies involucradas. La tcnica utilizada para observar tal luz es la Espectroscopia. Este experimento est diseado para introducirte al concepto de espectroscopia y ensearte algunas de las cosas que se pueden aprender con ella.

Fundamento Los tomos consisten en un ncleo rodeado de cierto nmero de electrones. El tipo de elemento est determinado por la carga de los ncleos. La forma que un tomo toma (elemental, inica, covalente) depender del arreglo de los electrones alrededor del ncleo. Las caractersticas qumicas de un tomo cambian cuando cambia el arreglo de sus electrones. Dicho cambio puede ocurrir nicamente cuando los electrones involucrados ganan o pierden energa.

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Para cada electrn en un tomo existen algunas cantidades especficas de energa que puede poseer. Estas cantidades de energa son conocidas como niveles de energa disponibles para el electrn. Debido a que el electrn no puede tener ninguna otra cantidad de energa, l debe ganar o perder exactamente la energa suficiente para colocarlo en uno de los otros niveles de energa permitidos. Considera la Figura 1. Esta es la representacin grfica de los niveles de energa disponibles para un electrn en algn tomo imaginario.Nivel 6 5 4 3 Energa (ergs) 2.00 X 10-11 1.92 X 10-11 1.80 X 10-11 1.50 X 10-11

2

1.00 X 10-11

1

0

Figura 1. Representacin grfica de los niveles de energa disponibles para un electrn en algn tomo imaginario. Si el electrn tiene la menor energa posible significa que existir en el nivel 1. Este es el nivel ms bajo que un electrn puede ocupar y es conocido como Estado Fundamental o Estado Basal. La cantidad siguiente de mayor energa que este electrn puede poseer est representado por el nivel dos. Cada nivel subsecuente corresponde a la siguiente cantidad de energa mayor que es permitida. Para que un electrn del nivel uno pase a un nivel ms alto debe ganar exactamente la suficiente energa para ponerlo en uno de los niveles permitidos. Por ejemplo, en la figura uno, un electrn en el nivel 1 puede ganar 1.5 x10-11 ergios y cambiar al nivel tres. Un electrn que se encuentra en el nivel dos podra ganar 0.8 x10-11 ergios y cambiar al nivel 4. Un electrn al nivel 6 podra perder 0.08 x10-11 ergios y cambiar al nivel 5.

Ejercicio. Para el tomo representado en la figura uno, Qu tanta energa deber perder el electrn en el cambio del nivel 5 al 2?

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Una de las formas en que los electrones pueden ganar o perder energa es por la absorcin o emisin de luz. Hay que remarcar que el trmino luz se refiere a toda la radiacin del espectro electromagntico. La regin del espectro a la que responden nuestros ojos se conoce como luz visible, la cual es solo una pequea parte del espectro electromagntico. Una de las caractersticas de la luz es que no es continua, sino que est compuesta de unidades pequeas conocidas como fotones. Cada fotn representa una cantidad especfica de energa, la cual est determinada por su longitud de onda de acuerdo a la siguiente expresin: E = hc / donde E es la energa del fotn en ergios, c es la velocidad de la luz, es la longitud de onda en angstroms y h es la constante de Planck. Un electrn puede absorber un fotn que lo choca nicamente si el fotn tiene exactamente la suficiente energa para cambiarlo a un nivel de energa ms alto que le es permitido. Un electrn que de alguna manera ha sido promovido a un nivel ms alto de energa puede emitir un fotn de luz que va a tener exactamente la energa necesaria para cambiar ese electrn a uno de los niveles ms bajos permitidos. Ntese que un electrn en el estado fundamental no puede emitir ningn fotn, ya que tiene la menor cantidad de energa posible. La Espectroscopia saca provecho de estas caractersticas de absorcin y emisin de luz para obtener informacin sobre la estructura electrnica de los tomos, iones y molculas. En la espectroscopia de absorcin, la luz blanca es enfocada para que pase a travs de la muestra y luego a travs de un prisma que descompone la luz en un arco iris. Recordars que la luz blanca es una mezcla de todas las longitudes de onda de luz visible. Cuando la luz es pasada por la muestra, bajo las condiciones correctas, los electrones de la muestra absorbern las longitudes de onda de la luz que puedan cambiarlo a otros niveles de energa permitidos. De este modo, la luz proveniente del prisma perder aquellas longitudes de onda correspondientes a las diferencias de energa de los niveles permitidos a los electrones de la muestra. Entonces observaremos un

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espectro de luz (el arco iris) con lneas negras donde la luz debera haber estado si no hubiera sido absorbida por la muestra. La espectroscopia de emisin es lo opuesto a la espectroscopia de absorcin. Aqu los electrones de la muestra son promovidos a niveles de energa muy altos por algn mtodo diferente de la radiacin electromagntica (descarga elctrica, calor). Cuando estos electrones regresan a niveles ms bajos emiten luz, como ya se discuti anteriormente. Colectando esta luz y pasndola a travs del prisma se obtiene un espectro. Esta vez veremos nicamente un fondo oscuro con lneas coloreadas, que corresponden a las transiciones de los electrones que son permitidas. Obsrvese que los espectros de emisin y absorcin de una misma sustancia tendrn los mismos valores de longitudes de onda. En el espectro de absorcin estos valores aparecen como lneas negras en un campo coloreado, mientras que en el espectro de emisin estarn lneas coloreadas en un campo oscuro. Uno de los aspectos ms tiles de la espectroscopia se deriva del hecho de que el espectro de una especie qumica es nico para esa especie: tomos o molculas que son idnticos siempre tendrn los mismos espectros; diferentes especies tendrn diferentes espectros. As, el espectro de una sustancia qumica puede definirse como la huella digital para esa sustancia. La espectroscopia es utilizada para identificar especies qumicas mediante la obtencin de su espectro y comparando las lneas resultantes con los valores conocidos. Un ejemplo a considerar es el descubrimiento del Helio. Este elemento fue descubierto primeramente en el Sol que en la Tierra! Cuando la luz solar fue pasada a travs de un espectroscopio (el equipo usado para obtener espectros) se observaron varias lneas. Despus del anlisis de las lneas que eran producidas por elementos ya conocidos en la Tierra, quedaban unas lneas que no concordaban con ningn elemento. Estas se atribuyeron a un nuevo elemento que llamaron Helio, debido a la palabra griega para designar al Sol (helios). Despus, cuando el Helio fue descubierto en la Tierra, su espectro concordaba perfectamente con las lneas no identificadas en el espectro solar. Hoy en da la Espectroscopia tiene una amplia aplicacin en la identificacin de las especies qumicas. En este experimento tendrs la oportunidad de observar algunos espectros de emisin. El instrumento que usaremos para llevar a cabo el experimento se

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llama Espectroscopio , algunas veces, Espectrgrafo. Las figura 2 y 3 muestran los diagramas de un espectroscopio tpico.

Figura 2. Diagrama de un Espectroscopio Tpico. El espectroscopio consta de tres brazos, el de la derecha es el objetivo [L] y el de la izquierda [M] es el que conduce la luz emitida por la muestra hasta el prisma [abc] que produce la separacin de los diversos colores. El tercer brazo, situado en el centro de la figura [m-n] contiene una escala graduada sobre vidrio, colocada de tal modo que su imagen se refleja sobre una de las caras del prisma [abc] del espectroscopio y se dirige hacia el objetivo [L]. De este modo, en el objetivo aparecen superpuestas dos imgenes, la escala graduada y la procedente de la muestra con las lneas espectrales caractersticas de la sustancia. Las primeras muestras que observars son tubos de descarga de gas. Este equipo produce electrones de alta energa que pasan a travs del tubo. Dentro de ste se encuentra una pequea cantidad de gas puro. Los electrones de alta energa chocan con los tomos del gas, sus electrones absorben energa y se mueven a estados de energa ms altos. Se observaran los fotones de luz emitida por los tomos del gas cuando sus electrones regresen a su estado basal.

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La segunda parte del experimento involucra observar el espectro de emisin de algunos iones metlicos simples (Figura 3). Una solucin de los iones ser calentada en la flama de un mechero. El intenso calor provocar que los electrones en los iones metlicos sean promovidos a niveles de energa ms altos. Cuando los iones salgan del calor de la flama los electrones en los iones regresarn al estado basal, emitiendo fotones en el proceso. Observarn los colores caractersticos de estos iones y luego intentars identificar la composicin de una muestra desconocida basndote en tus observaciones.

Figura 3. Obtencin del espectro de emisin con la ayuda de un espectroscopio tpico. Procedimiento PARTE I. La Figura 4 muestra el aparato usado en esta parte del experimento. 1. Encender el tubo de descarga y alinear el espectroscopio con el tubo de hidrgeno, de tal manera que se puedan observar las lneas coloreadas en el telescopio. Puedes ajustar el telescopio con el botn de ajuste que se encuentra por debajo de l. Tambin puedes alinear la lmpara con el brazo de la escala, de tal manera que puedas leer la escala en el Telescopio. Si tienes algn problema, consulta con el instructor.

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Figura 4. Espectroscopio y Tubos de Descarga. 2. Registrar las lecturas de longitud de onda realizadas y los colores para las diferentes lneas que observes. Ignora cualquier mancha de color, ya que estas son debidas a las impurezas del gas. Tambin se anota el color que se ve en el tubo a simple vista. 3. Alinear el espectroscopio con el tubo de helio y registrar los colores y las lecturas de todas las lneas que puedas ver. Anotar tambin el color del tubo que se observa a simple vista.

PARTE II 1. Encender un mechero Fisher y alinear el espectroscopio como se muestra en la Figura 5. NOTA: Puedes colocar el espectroscopio sobre algunos libros. No permitas que la flama haga contacto con el espectroscopio. 2. Tomar una de las soluciones y remover el tapn. Con un asa

tomar un poco de la solucin, asegurndote que el aro

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Figura 5. Espectroscopia de Emisin de Flama del asa este lleno de lquido. Colocar el asa debajo del nivel de la abertura del espectroscopio tal y como se muestra en la Figura 5. Observa a simple vista que sucede en la flama y registra tus observaciones. Llena de nuevo el asa y repite el procedimiento. Esta vez un alumno del equipo tiene que observar en el espectroscopio mientras que otro sostiene el asa en la flama. Repite este experimento hasta que todos los miembros de tu equipo tengan oportunidad de observar el espectro en el espectroscopio. Anotar las longitudes de onda, el color y la intensidad relativa slo de las lneas ms brillantes y agudas. 3. Vuelve a tapar el frasco de solucin y toma otra muestra. Por favor, no introduzcas la misma asa en otra solucin, ya que las muestras no se deben de mezclar. Los estudiantes que siguen de ti te agradecern esta precaucin. Repite los pasos 5 y 6 hasta que todos los miembros de tu equipo hayan observado todas las soluciones conocidas. 4. Toma una muestra problema para cada miembro del equipo. Cada alumno debe tener su propia muestra problema. Anota el nmero de identificacin de la muestra en la tabla de datos, ya que es importante para recibir la evaluacin. 5. Observa tu muestra problema como esta descrito en el paso dos. Cada muestra contiene dos de los iones conocidos. Comparando las observaciones de la muestra problema con los resultados de las muestras conocidas debes ser capaz de determinar cules iones estn presentes en la muestra problema. Si tienes dificultad en la identificacin que ser til tomar algunas de las muestras conocidas

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y comparar sus espectros con la muestra problema colocndolas en la flama con tu muestra problema de una por una. En muchos casos es posible identificar uno o los dos iones que se encuentran en la solucin problema solo con las observaciones a simple vista.

Anlisis de Datos PARTE I. Investigar las longitudes de onda, colores e intensidades relativas de las lneas principales del Helio. Compara tus lecturas con dicha informacin (puede ser que no hayas observado todas las lneas enlistadas). Elabora una grfica de las lecturas observadas contra las longitudes de onda dadas para el Helio dibujando una curva a travs de los puntos obtenidos. Con esta grfica (curva de calibracin) usa los datos que observaste para el hidrgeno colocando una X sobre la curva para cada lnea e interpola las longitudes de onda. Reporta estos valores en tu tabla de datos. La curva de calibracin debe ser incluida en el reporte y contar como parte de la seccin de Clculos. Para cada lnea de h