Espectroscopia General
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Espectroscopia General
La espectroscopia es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la
materia, con absorción o emisión de energía radiante. Tiene aplicaciones en astronomía,
física y química, entre otras científicas. El análisis espectral se basa en detectar la
absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda y se
relacionan con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.
Existen tres casos de interacción con la materia:
1. Choque elástico: existe sólo un cambio en el impulso de los fotones. Ejemplos son los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones.
2. Choque inelástico: por ejemplo la espectroscopia Raman.3. Absorción o emisión resonante de fotones
1. Aspectos generales.
El mecanismo por el cual la materia emite radiación electromagnética es el
dominio de la espectroscopia. La radiación electromagnética se atribuye a las
diferencias de energía en las transiciones de los electrones de unos niveles
atómicos a otros.
La espectroscopia se relaciona en la mayoría de los casos con la tercera
interacción. Estudia en qué frecuencia o longitud de onda una sustancia puede
absorber o emitir energía en forma de un cuanto de luz.
La energía de un fotón (un cuanto de luz) de una onda electromagnética o su
correspondiente frecuencia, equivale a la diferencia de energía entre dos estados
cuánticos de la sustancia estudiada:
Donde es la constante de Planck, es la frecuencia del haz de luz u onda
electromagnética asociada a ese cuanto de luz y es la diferencia de energía.
Esta ecuación es conocida también como la ecuación básica de la espectroscopia.
Las diferencias de energía entre estados cuánticos dependen de la composición
elemental de la prueba o de la estructura de la molécula, y por eso este método
proporciona información importante para astrónomos, físicos, químicos y biólogos.
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Por medio de un espectrofotómetro se mide el espectro de la luz (intensidad de la
luz absorbida, reflejada o emitida en función de la frecuencia o de la longitud de
onda). Los espectros se diferencian considerablemente de elemento a elemento.
En general, se denota como espectro a la distribución de la intensidad en función
de la frecuencia o de la longitud de onda.
Además de la luz visible, la espectroscopia cubre hoy en día una gran parte del
espectro electromagnético, que va de los infrarrojos hasta los rayos gamma.
El objetivo de la espectroscopia es obtener información acerca de una prueba o de
un cuerpo radiante. Por ejemplo:
La estructura interna o la temperatura (por ejemplo de estrellas)
La composición o la cinética de una reacción química
La espectroscopia analítica identifica átomos o moléculas por medio de
sus espectros
2. Etimología.
Por analogía con otras palabras que designan ramas de la ciencia, es frecuente
«romper» el diptongo final convirtiendo «espectroscopia» en «espectroscopía»
(nótese la tilde sobre la i). Tanto la forma con diptongo (ia), como la forma con
hiato (ía) acorde con la pronunciación etimológica griega, son aceptadas por la
Real Academia Española.
2.1. Origen
La luz visible es físicamente idéntica a todas las radiaciones
electromagnéticas. Es visible para nosotros porque nuestros ojos detectan esta
estrecha banda de radiación del espectro electromagnético completo. Esta
banda es la radiación dominante que emite el Sol.
Desde la antigüedad, científicos y filósofos han especulado sobre la naturaleza
de la luz. Nuestra comprensión moderna de la luz comenzó con el experimento
del prisma de Isaac Newton, con el que comprobó que cualquier haz incidente
de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, se descompone en el
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espectro del arco iris (del rojo al violeta). Newton tuvo que esforzarse en
demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que
realmente eran los constituyentes de la luz blanca. Posteriormente, se pudo
comprobar que cada color correspondía a un único intervalo de frecuencias o
longitudes de onda.
En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue
reforzado con rendijas y lentes telescópicas con lo que se consiguió así una
herramienta más potente y precisa para examinar la luz procedente de
distintas fuentes. Joseph von Fraunhofer, astrónomo y físico, utilizó este
espectroscopio inicial para descubrir que el espectro de la luz solar estaba
dividido por una serie de líneas oscuras, cuyas longitudes de onda se
calcularon con extremo cuidado. Por el contrario, la luz generada en laboratorio
mediante el calentamiento de gases, metales y sales mostraba una serie de
líneas estrechas, coloreadas y brillantes sobre un fondo oscuro. La longitud de
onda de cada una de estas bandas era característica del elemento que había
sido calentado. Por entonces, surgió la idea de utilizar estos espectros como
huella digital de los elementos observados. A partir de ese momento, se
desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de
espectros de todos los elementos y compuestos conocidos. También se
descubrió que si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente),
producía luz blanca continua, un espectro completo de todos los colores, sin
ningún tipo de línea o banda oscura en su espectro. En poco tiempo llegó el
progreso: se pasó la luz incandescente de espectro continuo por una fina
película de un elemento elegido que estaba a temperatura menor. El espectro
resultante tenía líneas oscuras, idénticas a las que aparecían en el espectro
solar, precisamente en las frecuencias donde el elemento particular producía
sus líneas brillantes cuando se calentaba. Es decir, cada elemento emite y
absorbe luz a ciertas frecuencias fijas características del mismo.Las líneas
oscuras de Fraunhofer, que aparecían en el espectro solar, son el resultado de
la absorción de ciertas frecuencias características por los elementos presentes
en las capas más exteriores de nuestra estrella (espectro de absorción). Aún
había dudas: en 1878, en el espectro solar se detectaron líneas que no
casaban con las de ningún elemento conocido. De ello, los astrónomos
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predijeron la existencia de un elemento nuevo, llamado helio. En 1895 se
descubrió el helio terrestre.De igual forma que la teoría universal de la
gravitación de Newton probó que se pueden aplicar las mismas leyes tanto en
la superficie de la Tierra como para definir las órbitas de los planetas, la
espectroscopia demostró que existen los mismos elementos tanto en la Tierra
como en el resto del Universo.
2.1.1. Relación con el estudio de los astros
Los astros, así como la materia interestelar, emiten ondas electromagnéticas;
los astrónomos han llegado al conocimiento de cuanto sabemos del ámbito
extraterrestre descifrando los mensajes que portan esas ondas cuando llegan
a nuestro planeta. Debe advertirse que la emisión y las modificaciones
ulteriores experimentadas por esas radiaciones son resultado de no pocos
factores: la composición elemental de la fuente que los emite, temperatura,
presión y grado de ionización a que se halla la misma, influencia de los
campos magnéticos y eléctricos, etc. Por otra parte, como los astrónomos y
físicos han reproducido en sus laboratorios esos diferentes estados de la
materia y obtenido los espectros correspondientes, éstos sirven de patrones
que permiten analizar los espectros de los cuerpos celestes y extraer toda la
información que contienen. En el caso de los espectros luminosos, los estudios
constituyen el análisis espectral. Además de indicar la composición elemental
de la fuente luminosa y el estado físico de su materia, el espectro revela si el
cuerpo luminoso y la Tierra se acercan o se alejan entre sí, además de indicar
la velocidad relativa a la que lo hacen (efecto Doppler-Fizeau).
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3. Campos de estudio
3.1. Espectroscopia astronómica.
La espectroscopia astronómica es la técnica de espectroscopia usada en
astronomía. Dado que la espectroscopia queda bien descrita en su propio
artículo, aquí nos centraremos en su uso en astronomía. El objeto de estudio
es el espectro de la radiación electromagnética, incluida la luz visible, que radia
desde estrellas y otros objetos celestes. La espectroscopia se puede usar para
averiguar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su
composición química y movimiento, mediante efecto Doppler.
3.1.1. Estrellas.
La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de
Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Observó un arco iris
de color, y quizá incluso líneas de absorción. Estas bandas oscuras que
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Espectroscopia atómica
Técnica Excitación Relajación
Espectroscopia de absorción atómica UV-vis Calor
Espectroscopia de emisión atómica Calor UV-vis
Espectroscopia de fluorescencia atómica UV-vis UV-vis
Espectroscopia de rayos X Rayos X Rayos X
Espectroscopia molecular
Técnica Radiación electromagnética
Espectroscopia de resonancia magnética nuclear Radiofrecuencias
Espectroscopia de microondas Microondas
Espectroscopia infrarroja Infrarrojo
Espectroscopia ultravioleta-visible Ultravioleta-visible
Espectroscopia de fluorescencia ultravioleta-visible Ultravioleta-visible
aparecen en el espectro solar las describió por primera vez en detalle Joseph
von Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas dos
características dominantes del espectro solar: emisión en todas las longitudes
de onda del espectro óptico (el continuum) con varias líneas de absorción
discretas superpuestas.
Denominaciones originales de Fraunhofer (1817) para las líneas de absorción
del espectro solar:
Letra Longitud de onda
(nm)
Origen químico
A 759,37 O2 atmosférico
B 686,72 O2 atmosférico
C 656,28 hidrógeno alpha
D1 589,59 sodio neutro
D2 589,00 sodio neutro
E 526,96 hierro neutro
F 486,13 hidrógeno beta
G 431,42 molécula CH
H 396,85 calcio ionizado
K 393,37 calcio ionizado
Fraunhofer y Angelo Secchi estuvieron entre los pioneros de la espectroscopia
del Sol y otras estrellas. Se recuerda especialmente a Secchi por clasificar las
estrellas en tipos espectrales, basándose en el número y fuerza de las líneas
de absorción de su espectro. Más adelante se descubrió que el origen de los
tipos espectrales estaba relacionado con la temperatura superficial de la
estrella: sólo se pueden observar determinadas líneas de absorción dentro de
un cierto rango de temperaturas; porque sólo en ese rango se llenan los
niveles energéticos atómicos relacionados.
Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar para
determinar la composición química de una estrella. Cada elemento es
responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro, a
longitudes de onda que se pueden medir de forma extremadamente fiable
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mediante experimentos en laboratorio. Por tanto, una línea de absorción en
una longitud de onda concreta en un espectro estelar muestra que ese
elemento debe estar presente. Las líneas de absorción del hidrógeno (que se
encuentra en la atmósfera de casi cualquier estrella) son particularmente
importantes. Las líneas del hidrógeno que se encuentran dentro del espectro
visible se denominan líneas de Balmer.
En 1868, Sir Norman Lockyer observó fuertes líneas amarillas en el espectro
solar que no había visto nunca en experimentos en el laboratorio. Dedujo que
debía tratarse de un elemento desconocido, al que llamó helio, del griego
helios (sol). El helio no se detectó de forma concluyente en la Tierra hasta 25
años después.
En la misma década se detectaron líneas de emisión (una verde, en particular)
en el espectro coronal durante los eclipses solares que no se correspondían a
ninguna línea espectral conocida. De nuevo se propuso que esto se debía a un
elemento desconocido, denominado coronio de forma provisional. No fue hasta
la década de 1930 que se descubrió que estas líneas provenían de hierro y
níquel muy ionizados, debiéndose esta ionización a las temperaturas extremas
de la corona solar.
En conjunto con la física atómica y los modelos de evolución estelar, la
espectroscopia estelar se usa actualmente para determinar una multitud de
propiedades estelares: su distancia, edad, luminosidad y tasa de pérdida de
masa se pueden estimar mediante estudios espectrales, y los estudios sobre
efecto Doppler pueden descubrir la presencia de compañeros ocultos tales
como agujeros negros y exoplanetas.
3.1.2. Nebulosas
En los primeros tiempos de la astronomía telescópica, la palabra nebulosa se
usaba para describir cualquier mancha borrosa que no pareciese una estrella.
Muchas de éstas, como la Nebulosa de Andrómeda, tenían espectros que se
parecían mucho a los estelares, y acabaron resultando galaxias. Otras, como
la Nebulosa Ojo de gato, tenía espectros muy diferentes. Cuando William
Huggins observó la Ojo de Gato, no encontró un espectro continuo como el del
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Sol, sino sólo unas pocas líneas de emisión fuertes. Estas líneas no se
correspondían con ningún elemento terrestre conocido, e igual que sucedió
con el helio que se había identificado en el sol, los astrónomos sugirieron que
las líneas se debían a un nuevo elemento, nebulio (llamado ocasionalmente
nebulo o nefelio). En realidad, en la década de 1920 se describió que las líneas
se debeían al oxígeno, un elemento muy familiar. Pero las nebulosas están
normalmente muy rarificadas; son mucho menos densas que el mejor vacío
conseguido en la Tierra. En estas condiciones, los átomos se comportan de
una manera muy diferente y se pueden formar líneas que se suprimen a
densidades normales. Estas líneas se conocen como líneas prohibidas y son
las más potentes en la mayoría de espectros nebulares.
3.1.3. Galaxias
El espectro de las galaxias se parece al estelar, ya que consiste en la luz de
millones de estrellas combinadas. La espectroscopia galáctica ha conducido a
muchos descubrimientos fundamentales. Edwin Hubble descubrió en la década
de 1920 que, aparte de las más cercanas (aquellas en lo que se conoce como
el Grupo Local), todas las galaxias se alejan de la Tierra. Cuanto más lejos
esté una galaxia, más rápido se está alejando (ver la Ley de Hubble). Ésta fue
la primera indicación de que el Universo se creó en un único punto, en un Big
Bang.
Los estudios de Fritz Zwicky sobre agrupaciones galácticas mediante efecto
Doppler encontraron que la mayoría de las galaxias se están moviendo más
rápido de lo que parecía posible, por lo que se conocía de la masa de estas
agrupaciones. La hipótesis de Zwicky es que debe existir una gran cantidad de
materia no luminosa en las agrupaciones galácticas: lo que acabó
conociéndose como materia oscura
3.1.4. Cuásares
En la década de 1950 se encontraron algunas potentes fuentes de radio
asociadas a objetos muy tenues que parecían ser muy azules. Se les llamó
Fuentes de radio cuasi-estelares, o cuásares. Cuando se obtuvo el primer
espectro de uno de estos objetos, se encontró algo misterioso, con líneas de
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absorción en longitudes de onda donde no se esperaban. Pronto se entendió
que lo que se estaba viendo era un espectro galáctico normal, pero muy
corrido al rojo. De acuerdo con la Ley de Hubble, esto implicaba que el cuásar
debía ser muy distante, y por tanto muy luminoso. Actualmente se piensa que
los cuásares son galaxias en formación, con su gran emisión energética
alimentada por agujeros negros supermasivos.
3.1.5. Planetas y asteroides
Los planetas y asteroides brillan sólo reflejando la luz del Sol. La luz reflejada
contiene bandas de absorción debido a los minerales presentes en las rocas
de los cuerpos rocosos, o a elementos y moléculas presentes en las
atmósferas de los gigantes gaseosos. Los asteroides se pueden clasificar en
tres tipos principales, de acuerdo a su espectro: los tipo C están compuestos
por materiales carbonáceos; los tipo S consisten principalmente de silicatos; y
los tipo M son 'metálicos'. Los asteroides de tipos C y S son los más comunes.
3.1.6. Cometas
El espectro de los cometas consiste en un espectro solar reflejado en las
nubes de polvo que le rodean, así como en líneas de emisión formadas cuando
el viento solar choca con los gases que rodean al cometa. El análisis de la
composición de los cometas ha mostrado que están hechos de materiales
vírgenes provenientes de los tiempos de formación del sistema solar. Se sabe
que existen muchos compuestos orgánicos en los comentas, y se ha sugerido
que los impactos cometarios pueden haber proporcionado a la Tierra mucha
del agua de sus océanos y los compuestos necesarios para la formación de la
vida. Se ha sugerido que la vida puede haber sido traída a la Tierra por
cometas desde el espacio interestelar (la teoría de la Panspermia)
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3.2. Espectroscopia de absorción atómica (AA)
La espectroscopia de absorción atómica (a menudo llamada AA) es un método
instrumental de la química analítica que determina una gran variedad de
elementos al estado fundamental como analitos.
3.2.1. Descripción
Es un método de química analítica que está basado en la atomización del
analito en matriz líquida y que utiliza comúnmente un nebulizador pre-
quemador (o cámara de nebulización) para crear una niebla de la muestra y un
quemador con forma de ranura que da una llama con una longitud de trayecto
más larga, en caso de que la transmisión de energía inicial al analito sea por el
método "de llama". La niebla atómica es desolvatada y expuesta a una energía
a una determinada longitud de onda emitida ya sea por la dicha llama, o una
lámpara de cátodo hueco construida con el mismo analito a determinar o una
Lámpara de Descarga de Electrones (EDL). Normalmente las curvas de
calibración no cumplen la Ley de Beer-Lambert en su estricto rigor.
La temperatura de la llama es lo bastante alta para que la llama de por sí no
mueran los átomos de la muestra de su estado fundamental. El nebulizador y
la llama se usan para desolvatar y atomizar la muestra, pero la excitación de
los átomos del analito es hecha por el uso de lámparas que brillan a través de
la llama a diversas longitudes de onda para cada tipo de analito.
En AA la cantidad de luz absorbida después de pasar a través de la llama
determina la cantidad de analito existente en la muestra. Hoy día se utiliza
frecuentemente una mufla de grafito (u horno de grafito) para calentar la
muestra a fin de desolvatarla y atomizarla, aumentando la sensibilidad.
El método del horno de grafito puede también analizar algunas muestras
sólidas o semisólidas. Debido a su buena sensibilidad y selectividad, sigue
siendo un método de análisis comúnmente usado para ciertos elementos traza
en muestras acuosas (y otros líquidos).
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3.2.2. Métodos.
3.2.2.1. Atomización con llama
En un atomizador con llama la disolución de la muestra es nebulizada
mediante un flujo de gas oxidante mezclado con el gas combustible y se
transforma en una llama donde se produce la atomización. El primer paso
es la de solvatación en el que se evapora el disolvente hasta producir un
aerosol molecular sólido finamente dividido. Luego, la disociación de la
mayoría de estas moléculas produce un gas atómico.
Como primer paso, naturalmente, es necesario obtener una disolución de la
muestra, por ejemplo mediante fusión con peróxidos o por digestión ácida.
3.2.2.1.1. Tipos de llama
Combustibl
e
Oxidante Temperatur
a
Vel. de Combustión
Gas LP Aire 1700-1900 39-43
Gas LP Oxígeno 2700-2800 370-390
Hidrógeno Aire 2000-2100 300-440
Hidrógeno Oxígeno 2550-2700 900-1400
Acetileno Aire 2100-2400 158-266
Acetileno Oxígeno 3050-3150 1100-2480
Acetileno Óxido nitroso 2600-2800 285
3.2.2.1.2. Estructura de llama
Las regiones más importantes de la llama son la zona de combustión
primaria secundaria y zona interconal, esta última es la zona más rica en
átomos libres y es la más ampliamente utilizada.
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Perfiles de temperatura
La temperatura máxima se localiza aproximadamente 1 cm por
encima de la zona de combustión primaria
Un fotómetro de llama de laboratorio que se utiliza propano o
butano como gas de combustión
El aerosol formado por el flujo del gas oxidante, se mezcla con el
combustible y se pasa a través de una serie de deflectores que
eliminan las gotitas que no sean muy finas. Como consecuencia
de la acción de estas, la mayor parte de la muestra se recoge en
el fondo de una cámara y se drena hacia un contenedor de
desechos. El aerosol, el oxidante y el combustible se queman en
un mechero provisto de una ranura de 1 mm o 2 de ancho por 5
ó 10 mm de longitud. Estos mecheros proporcionan una llama
relativamente estable y larga, estas propiedades aumentan la
sensibilidad y la reproducibilidad.
Reguladores de combustibles y oxidantes
Los caudales de oxidante y combustible constituyen variables
importantes que requieren un control preciso es deseable poder
variar cada uno de ellos en un intervalo amplio para poder
encontrar experimentalmente las condiciones óptimas para la
atomización
3.2.2.1.3. Características del funcionamiento de los atomizadores de llama
Señal de salida
La señal del detector aumenta al máximo algunos segundos
después de la ignición y cae rápidamente a cero cuando los
productos de atomización salen fuera.
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3.2.2.2. Atomización en vapor frío
La técnica de vapor frío solamente aplicable a la determinación de mercurio
ya que es el único elemento metálico que tiene una presión vapor
apreciable a temperatura ambiente.
3.2.2.3. Fuentes de radiación
Los métodos analíticos basados en la absorción atómica son
potencialmente muy específicos, ya que las líneas de absorción atómica
son considerablemente estrechas (de 0,002 a 0,0005 nm)y las energías de
transición electrónica son específicas de cada elemento.
3.2.2.4. Lámpara de cátodo hueco
Una lámpara de cátodo hueco consiste en un ánodo de tungsteno y un
cátodo cilíndrico cerradas herméticamente en un tubo de vidrio lleno con
neón / argón a una presión de 1 a 5 torr. El cátodo está constituido con el
metal cuyo espectro se desea obtener, o bien, sirve de soporte para una
capa de dicho metal. Una parte de estos átomos se excitan con la corriente
que pasa a través de ellos y, de este modo, al volver al estado fundamental
emiten su radiación característica, los átomos metálicos se vuelven a
depositar difundiendo de nuevo hacia la superficie del cátodo o hacia las
paredes del vidrio. La configuración cilíndrica del cátodo tiende a
concentrar la radiación en una región limitada del tubo metálico, este
diseño aumenta la probabilidad de que la redepositación sea en el cátodo y
no sobre la pared del vidrio.
3.2.2.5. Nebulizadores
La forma geométrica de los nebulizadores usados en ICP son diversos y
dependen del fabricante, en general son cámaras asociadas al sistema del
inyector, y este esta solidario a la antorcha plasmática y operan por efecto
Venturi cuando el gas argón es introducido a gran velocidad por un tubo
capilar. Las cámaras spray pueden ser de vidrios (ciclónicas-Gemcone)) o
de PVC (cámaras tipo Scott o MEINHARD de flujo cruzado) dependiendo
de la cantidad de sólidos disueltos que presente la matriz del analito.
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3.3. Espectroscopia de fluorescencia
La espectroscopia de fluorescencia , también llamada espectrofotometría o
fluometría; es un tipo de espectroscopia electromagnética, la cual analiza la
fluorescencia de una muestra. Esto involucra el uso de un haz de luz
comúnmente de luz ultravioleta, que excita a los electrones en las moléculas
de ciertos componentes y causa entonces la emisión de luz; típicamente, pero
no necesariamente, luz visible. Su técnica complementaria es el espectro de
absorción . El equipamiento que mide la fluorescencia es llamado fluorómetro o
fluorímetro.
3.3.1. Descripción.
Las moléculas tienen varios estados referidos a los niveles de energía. La
espectroscopia de fluorescencia se preocupa fundamentalmente de estados
electrónicos y vibratorios. Generalmente las especies estudiadas poseen un
estado fundamental electrónico o estado estacionario(un bajo estado
electrónico) de interés, y un estado electrónico excitado de una energía
superior. Dentro de cada uno de estos estados electrónicos hay varios estados
vibratorios. En espectroscopia de fluorescencia, las especies son las primeras
en ser excitadas mediante la absorción de un fotón, desde su de estado
electrónico fundamental, a uno de los diversos estados vibratorios en el estado
electrónico excitado. Las colisiones con otras moléculas causan a la molécula
excitada la perdida de energía vibratoria hasta que alcanza el menor estado
vibratorio del estado electrónico excitado. Este proceso es a menudo
visualizado con el diagrama de Jablonski. La molécula luego vuelve a declinar
a uno de los varios niveles de vibración del estado electrónico fundamental
emitiendo un fotón en el proceso. Como las moléculas pueden decaer en
cualquiera de los varios niveles vibratorios en el estado fundamental, los
fotones emitidos tendrán entonces diferentes energías, y de este modo
diferentes frecuencias. Por tanto, por el análisis de las diferentes frecuencias
de luz emitidas en la espectroscopia de fluorescencia junto con sus
intensidades relativas, la estructura de los diferentes niveles vibratorios puede
ser determinada . Para especies atómicas, el proceso es similar, sin embargo
desde especies atómicas no se poseen niveles vibratorios de energía, los
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fotones emitidos están con frecuencia con la misma longitud de onda que la
radiación incidente. Este proceso de re-emitir el fotón absorbido es llamado
“resonancia de fluorescencia “y aunque es característica de la fluorescencia
atómica, se observa en la fluorescencia molecular.[1] En un experimento típico ,
las diferentes longitudes de onda de luz fluorescente emitidas por una muestra
se miden usando un monocromador , sosteniendo la luz excitada en una
longitud de onda constante . Esto es llamado espectro de emisión . Un
espectro de excitación es lo contrario, en este la luz emitida se mantiene
constante en una longitud de onda , y la luz de excitación es leída a través de
diferentes longitudes de onda ( mediante un monocromador ). Un mapa de
emisión es medido mediante el registro del espectro de emisión resultante de
una gama de excitación de longitudes de onda en la combinación de todas
estas juntas. Esta es una superficie tridimensional de datos: la intensidad de
emisión como una función de la excitación y emisión de longitudes de onda, la
cual es típicamente representada como un mapa de contorno
3.3.2. Instrumentación
Existen dos tipos generales de instrumentos:
Fluorímetro de filtro: El uso de estos filtros sirve para aislar la
incidencia de luz y la fluorescencia de la luz.
Espectrofluorómetros: Utiliza una red de difracción de
monocromador es para aislar la incidencia de la luz y la
florescencia de la luz.
Ambos tipos de filtros usan el siguiente esquema:
La luz procedente de una fuente de excitación pasa a través de un filtro o
un monocromador y golpea la muestra. Una porción de la luz incidente es
absorbida por la muestra y algunas de las moléculas en la muestra
fluorescente. La luz fluorescente es emitida en todas las direcciones.
Algunas de estas luces fluorescentes pasan a través de un segundo filtro o
un monocromador y alcanzan un detector, el cual es usualmente colocado
a noventa grados de la incidencia del haz de luz para minimizar el riesgo de
la transmisión o reflejo de la incidencia de la luz buscada en el detector.
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3.3.3. Aplicaciones
La espectroscopia de fluorescencia es usada en los campos de investigación
como el bioquímico, médico y químico, entre otros, para el análisis de
compuestos orgánicos. Su uso también ha sido reportado en la diferenciación
de tumores malignos y benignos en la piel. Las técnicas de espectroscopia
atómica de fluorescencia son practicadas en otros tipos de análisis, y medición
de un compuesto presente en el aire, en el agua o en otro medio, como
CVAFS que es usado para la detección de metales pesados, como el mercurio.
También puede ser usado para re direccionar fotones.
3.4. Espectroscopia de rayos X
Cada punto (reflexión) en este patrón de difracción se forma por la interferencia
de la dispersión de rayos X pasando por un cristal. Los datos obtenidos
pueden utilizarse para determinar la estructura cristalina.
La espectroscopia de rayos X es un nombre genérico que abarca todas
aquellas técnicas espectroscópicas utilizadas para determinar la estructura
electrónica de los materiales mediante excitación por rayos X. La
espectroscopia de rayos X tiene una amplia gama de aplicaciones, en especial
en la determinación de estructuras cristalinas y muestras sólidas.
Los rayos X son un tipo de radiación electromagnética con una energía muy
superior a la radiación ultravioleta que permite su absorción por los electrones
de core. Los rayos X son especialmente capaces de penetrar estructuras
cristalinas: su longitud de onda, de un orden de magnitud igual al de las
distancias interatómicas, hace que se difracten, produciendo los patrones de
difracción del cristal.
3.4.1. Técnicas espectroscópicas de rayos X
La absorción, difracción, emisión, fluorescencia y dispersión de los rayos X se
utilizan en muchas técnicas espectroscópicas que nos aportan información
sobre la estructura y la composición de la materia:
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1. La difracción de rayos X en materiales cristalinos se utiliza para
obtener su estructura cristalina.
2. La fluorescencia de rayos X nos aporta información sobre la
superficie de la muestra.
3. Emisión electrónica Auger.
3.5. Espectroscopia de resonancia magnética nuclear
La espectroscopia de resonancia magnética nuclear (RMN) es una técnica
empleada principalmente en la elucidación de estructuras moleculares, aunque
también se puede emplear con fines cuantitativos y en estudios cinéticos y
termodinámicos.
Algunos núcleos atómicos sometidos a un campo magnético externo absorben
radiación electromagnética en la región de las frecuencias de radio o
radiofrecuencias. Como la frecuencia exacta de esta absorción depende del
entorno de estos núcleos, se puede emplear para determinar la estructura de
la molécula en donde se encuentran éstos.
Para que se pueda emplear la técnica los núcleos deben tener un momento
magnético distinto de cero. Esta condición no la cumplen los núcleos con
número másico y número atómico par (como el 12C, 16O, 32S). Los núcleos más
importantes en química orgánica son: 1H, 13C, 31P, 19F y 15N. Otros núcleos
importantes: 7Li, 11B, 27Al, 29Si, 77Se, 117Sn, 195Pt, 199Hg, 203Tl, 205Tl, 207Pb
Se prefieren los núcleos de número cuántico de espín nuclear igual a 1/2, ya
que carecen de un momento cuadrupolar eléctrico que produce un
ensanchamiento de las señales de RMN. También es mejor que el isótopo sea
abundante en la naturaleza, ya que la intensidad de la señal dependerá de la
concentración de esos núcleos activos. Por eso, uno de los más útiles en la
elucidación de estructuras es el 1H, dando lugar a la espectroscopia de
resonancia magnética nuclear de protón. También es importante en química
orgánica el 13C, aunque se trata de un núcleo poco abundante y poco sensible.
La técnica se ha empleado en química orgánica, química inorgánica y
bioquímica. La misma tecnología también ha terminado por extenderse a otros
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campos, por ejemplo en medicina, en donde se obtienen imágenes por
resonancia magnética.
3.5.1. Tipos de RMN
3.5.1.1. Espectroscopia de RMN con Onda Continua (CW: Continuous Wave)
Desde sus comienzos hasta finales de los 60, la espectroscopia de RMN
utilizó una técnica conocida como espectroscopia de onda continua (CW).
La manera de registrar un espectro de RMN en el modo de CW era, bien
mantener constante el campo magnético e ir haciendo un barrido de
frecuencias con un campo oscilante, o bien, lo que era usado más a
menudo, se mantenía constante la frecuencia del campo oscilante, y se iba
variando la intensidad del campo magnético para encontrar las transiciones
(picos del espectro). En la RMN de CW las señales del espectro se
registran como señales en resonancia.
La espectroscopia CW está limitada por su baja sensibilidad, ya que cada
señal se registra una sola vez por cada barrido y la técnica de resonancia
magnética nuclear ya es de por sí no demasiado sensible; esto quiere decir
que la técnica sufre de una baja relación señal-ruido. Afortunadamente, en
RMN es posible mejorar la relación señal-ruido mediante el promediado de
señal. El promediado de señal consiste en repetir la adquisición del
experimento e ir sumando los espectros que se obtienen. De esta manera,
las zonas del espectro en que existen señales se suman de manera
constructiva, mientras que, por su parte, las zonas en que hay ruido, por su
carácter aleatorio, se acumula más lentamente que la señal. Mediante el
promediado de señal se incrementa la relación señal-ruido en un valor que
es la raíz cuadrada del número de espectros que se han acumulado. Esta
relación se cumple con espectros de RMN en los que intervienen un sólo
tipo de núcleos, por ejemplo, sólo 1H, 13C, etc., también llamados espectros
homonucleares.
18
3.5.1.2. Espectroscopia de RMN de pulsos y Transformada de Fourier
La técnica de RMN con transformada de Fourier (FT-NMR) es la que se
utiliza en los espectrómetros actuales. Uno de los pioneros en este campo
es Richard R. Ernst, que la desarrolló a partir del año 1966 y por la que fue
galardonado con el Premio Nobel de Química en 1991.
FT-NMR permite disminuir drásticamente el tiempo que requiere adquirir
una acumulación (scan) del espectro completo de RMN. En vez de realizar
un barrido lento de la frecuencia, una en cada instante, esta técnica explora
simultánea e instantáneamente todo un rango de frecuencias. Dos
desarrollos técnicos fueron fundamentales para poder hacer realidad la
técnica FT-NMR: ordenadores capaces de llevar a cabo las operaciones
matemáticas necesarias para pasar desde el dominio de tiempo al de la
frecuencia, es decir, para obtener el espectro; y el conocimiento sobre
cómo poder excitar simultáneamente todo un rango de frecuencias.
La FT-NMR funciona con la muestra (espines nucleares) sometida a un
campo magnético externo constante. Se irradia la muestra con un pulso
electromagnético de muy corta duración en la región de las
radiofrecuencias. La forma que suele usarse para este pulso es
rectangular, es decir, la intensidad de la radiofrecuencia oscila entre un
máximo y un mínimo que es constante mientras dura el pulso. Un pulso de
corta duración tiene una cierta incertidumbre en la frecuencia (principio de
indeterminación de Heisenberg). La descomposición de fourier de una onda
rectangular contiene contribuciones de una de todas las frecuencias. El
pulso que se genera es por tanto policromático y cuanto más corto sea, es
capaz de excitar un mayor rango de frecuencias.
19
La señal que se detecta FID (Free Induction Decay) es una señal oscilante
que contiene todas las señales del espectro y decae hasta hacerse cero.
La FID es una onda que contiene todas las señales del espectro en una
forma que es dependiente del tiempo. Esta onda puede convertirse en un
espectro de señales en función de su frecuencia. Para ello se utiliza una
función matemática conocida como Transformada de Fourier. El resultado
es lo que se conoce como un espectro de RMN (espectro de frecuencias).
3.5.1.3. RMN Multidimensional
La posibilidad de excitar la muestra con uno o más pulsos de
radiofrecuencia (RF), cada uno de ellos aplicado con una potencia,
duración, frecuencia, forma y fase particulares, e introducirlos en momentos
específicos de tiempo durante el experimento de RMN, generalmente antes
de que el sistema haya regresado al equilibrio por relajación, permite
diseñar toda una gama de secuencias de pulsos de las que se puede
extraer información molecular muy variada.
Una secuencia de pulsos es una distribución en el tiempo de alguno o
varios de los siguientes elementos: i) un cierto número de pulsos de RF que
afectén a uno o más tipos de núcleos, ii) tiempos de espera en los que no
se hace nada sino esperar a que el sistema evolucione de una determinada
forma. Estos tiempos de espera pueden ser fijos o bien incrementables si
su duración se va aumentando a medida que se repite el experimento. iii)
gradientes de campo magnético y iv) una etapa final en la que se adquiere
la FID.
20
Grosso modo, las interacciones que pueden detectarse por RMN se
pueden clasificar en dos tipos:
1. Las interacciones a través de enlaces se basan en el
acoplamiento escalar
2. Las interacciones a través del espacio se basan en el
acoplamiento dipolar. En el caso de muestras en disolución, el
acoplamiento dipolar se manifiesta como efecto Overhauser
nuclear que permite determinar la distancia entre los átomos.
Richard Ernst en 1991 y Kurt Wüthrich en el 2002 fueron galardonados con
el premio Nobel de Química por su contribuciones al desarrollo de la RMN
de 2-dimensiones y multidimensional con transformada de Fourier. Los
avances conseguidos por ellos y por otros grupos de investigadores han
expandido la RMN a la bioquímica, y en particular a la determinación de la
estructura en disolución de biopolímeros como proteínas o incluso ácidos
nucleicos de tamaño pequeño.
3.5.2. Instrumentación en Resonancia Magnética Nuclear: el espectrómetro
Un espectrómetro de RMN consta de las siguientes partes fundamentales:
Un imán que genere un campo magnético estable, el cual
puede ser de una intensidad variable, definiendo la
frecuencia de resonancia de cada núcleo. Generalmente se
identifica cada espectrómetro por la frecuencia de
resonancia del protón, así en un imán de 7.046 Tesla, los
núcleos de 1H resuenan a 300 MHz, y por tanto sería un
espectrómetro de 300 MHz. Por el momento el imán de
mayor campo magnético del mundo lo ha instalado Bruker en
la Unviersiad de ciencia y tecnología Rey Abdullah en Arabia
Saudita, de 950 MHz (22.3 Tesla).[
Una sonda, que se sitúa dentro del imán, en la que se
introduce la muestra y que consta de las bobinas
responsables de emitir y recibir las radiofrecuencias (RF). El
21
número de bobinas y su disposición determinan el tipo y las
aplicaciones de cada sonda.
Una consola en la que se generan los pulsos de RF y se
controla el resto de la parte electrónica del espectrómetro
Un ordenador que sirve de interfaz con el espectrómetro y
con el que se analiza toda la información obtenida.
3.5.3. Información obtenida mediante RMN
La aplicación fundamental de la espectroscopia de RMN es la determinación
estructural, ya sea de moléculas orgánicas, organometálicas o biológicas. Para
ello es necesario la realización de diferentes tipos de experimentos de los
cuales se obtiene una determinada información.
Para la elucidación estructural de moléculas orgánicas y organometálicas los
experimentos más utilizados son los siguientes:
Espectro monodimensional de 1H: Da información del número y tipo
de hidrógenos diferentes que hay en la molécula. La posición en el
espectro (desplazamiento químico) determina el entorno químico del
núcleo, y por tanto da información de grupos funcionales a los que
pertenecen o que están cerca. La forma de la señal da información
de los protones cercanos acoplados escalarmente.
Ejemplo de un espectro 1H de RMN.
22
Espectro monodimensional de 13C: Al igual que en 1H el
desplazamiento químico da información de los grupos funcionales.
Dependiendo del tipo de experimento realizado se puede obtener
información del número de hidrógenos unidos a cada carbono.
Ejemplo de un espectro APT, un tipo de experimento de 13C.
Espectros bidimensionales homonucleares: Los experimentos
COSY y TOCSY dan información de las relaciones entre los
protones de la molécula, por acomplamiento escalar o dipolar
(NOESY)
Espectros bidimensionales heteronucleares: Los experimentos
HMQC y HSQC indican qué hidrógenos están unidos a qué
carbonos. El experimento HMBC permite determinar relaciones
entre protones y carbonos a mayor distancia (2 o 3 enlaces)
Experimentos con otros núcleos: Si la molécula posee otros núcleos
activos en RMN es posible su medida a través de experimentos
monodimensionales o bidimensionales (por detección indirecta)
Ejemplo de un espectro COSY.
23
3.6. Espectroscopia infrarroja
Espectroscopia infrarroja (Espectroscopia IR) es la rama de la espectroscopia
que trata con la parte infrarroja del espectro electromagnético. Esta cubre un
conjunto de técnicas, siendo la más común una forma de espectroscopia de
absorción. Así como otras técnicas espectroscópicas, puede usarse para
identificar un compuesto e investigar la composición de una muestra. Esta se
puede dividir según el tipo de la radiación que se analiza, en:
Espectroscopia del Infrarrojo cercano
Espectroscopia del infrarrojo medio
Espectroscopia del infrarrojo lejano
3.6.1. Espectroscopia del infrarrojo cercano
La región espectral del infrarrojo cercano (NIR) se extiende desde el extremo
de las longitudes más altas del visible (alrededor de 780ηm) hasta los 3000ηm
(13 000 cm-1 hasta 3300 cm-1). Las bandas de absorción en esta zona son
sobretonos o combinaciones de las bandas vibracionales de tensión que se
producen en la región de 3000 a 1700 cm-1. Los enlaces implicados por lo
general son:
C-H
N-H
O-H
Debido a que las bandas son sobre tonos o combinaciones, sus absorbancias
molares son pequeñas y los límites de detección son del orden del 0.1%.
3.6.1.1. Instrumentación y Técnicas
La instrumentación utilizada en la región del IR (Infrarrojo) cercano es
semejante a la que se emplea para la espectroscopia de absorción
ultravioleta/visible. Como fuentes se utilizan las lámparas de tungsteno, y
por lo general, las celdas son de cuarzo o sílice fundida como las que se
utilizan en el intervalo de 200 a 770 μm. La longitud de las celdas varia de
0.1 a 10 cm. Los detectores normalmente son fotoconductores de sulfuro
24
de plomo. Algunos espectrofotómetros comerciales se han diseñado para
trabajar desde 180 a 2500 μm, y de este modo se puede utilizar para
obtener espectros de IR cercano. En la Figura 12-24 se relacionan algunos
de los disolventes más utilizados en el IR cercano. Obsérvese que el
tetracloruro de carbono y el disulfuro de carbono son los únicos disolventes
transparentes en toda la región de IR cercano.
3.6.1.2. Aplicaciones
En contraste con la espectroscopia de IR medio, la de IR cercano es menos
útil para la identificación, y más útil para el análisis cuantitativo de
compuestos que contengan agrupaciones funcionales con hidrógenos
unidos a carbonos, nitrógenos y oxígenos. Estos compuestos se pueden
determinar a menudo con exactitudes y precisiones más semejantes a las
de espectroscopia UV/visible que a las de espectroscopia de IR medio.
Algunas aplicaciones incluyen la determinación de agua en una variedad de
muestras como glicerol, hidrazina, películas orgánicas, y ácido nítrico
fumante. La determinación cuantitativa de fenoles, alcoholes, ácidos
orgánicos e hidroperoxidos se basa en el primer sobretono de la vibración
de la tensión O-H que absorbe alrededor de 7100 cm-1 (1.4 μm); la
determinación de esteres, cetonas y ácidos carboxílicos se basa en su
absorción en la región de 3300 a 3600 cm-1 (2.8 a 3.0 μm). En este caso la
absorción corresponde al primer sobretono de la vibración de tensión del
carbonilo.
La espectrofotometría en el IR cercano también es una valiosa técnica para
la identificación y determinación de aminas primarias y secundarias en
presencia de aminas terciarias en mezclas. Los análisis por lo general se
llevan a cabo en disoluciones de tetracloruro de carbono y en celdas de 10
cm. Las aminas primarias se determinan directamente midiendo la
absorbancia de una combinación de la banda de tensión N-H alrededor de
5000 cm-1 (2.0 μm); en esta región no absorben ni las aminas secundarias
ni las terciarias, estas tienen varias bandas de absorción superpuestas en
la zona de 3300 a 10000 cm-1 (1 a 3 μm), debido a las vibraciones de
25
tensión N-H y sus sobretonos, mientras que las aminas terciarias no
pueden presentar estas bandas. De este modo, una de esas bandas
permite hallar concentración de la amina secundaria después de de corregir
la absorción por la amina primaria.
3.6.2. Espectroscopia del infrarrojo medio
La espectroscopia del infrarrojo medio se refiere a la espectroscopia del
infrarrojo medio, una región de frecuencia dividida en las frecuencias de grupos
(2.5- 8µm), y la región de huellas dactilares (8-15.4µm)
En la región de frecuencia de grupos, las bandas principales de absorción
pueden asignarse a unidades de vibración de una molécula, esto es, unidades
que solo dependen en mayor o menor grado del grupo funcional que produce
la absorción y no de la estructura completa de la molécula.
Las influencias estructurales aparecen en si mismas como desplazamientos de
las bandas de absorción de un compuesto a otro. El intervalo de (2.5-4.0µm) la
absorción es característica de vibraciones de estiramiento del H con elementos
de masa 19 o menos.
Cuando están acopladas con masa más pesadas, las frecuencias se
superponen en la región de enlace triple. (4.0-5.0µm) Las frecuencias de
enlaces dobles quedan en la región entre (5.0-6.5µm)
3.6.3. Espectroscopia del infrarrojo lejano
La Espectroscopia del infrarrojo lejano corresponde al análisis espectral en la
región comprendida entre 15 A 1000µm de longitud de onda que contiene las
vibraciones de flexión de Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, y Flúor con masa
superior a 19 y vibraciones moleculares adicionales de sistemas cíclicos o
insaturados.
Las vibraciones moleculares de baja frecuencia en el infrarrojo lejano son muy
sensibles a los cambios de conformación de estructura de la molécula.
26
3.6.3.1. Aplicaciones
Cuando se estudia la conformación de una molécula en su totalidad, las
bandas del infrarrojo lejano difieren en forma predecible a los diferentes
isómeros de un mismo compuesto básico.
Las frecuencias del infrarrojo lejano para compuestos organometálicos
suelen ser sensibles al ion a átomo metálico y esto también puede utilizarse
en el estudio de enlaces de coordinación.Esta región es muy adecuada
para el estudio de los compuestos inorgánicos, cuyos átomos sean
pesados y con enlaces tendientes a ser débiles.
Las moléculas diatómicas simples tienen solamente un enlace, el cual se
puede estirar. Moléculas más complejas pueden tener muchos enlaces, y
las vibraciones pueden ser conjugadas, llevando a absorciones en el
infrarrojo a frecuencias características que pueden relacionarse a grupos
químicos. Los átomos en un grupo CH2, encontrado comúnmente en
compuestos orgánicos pueden vibrar de seis formas distintas, estiramientos
simétricos y asimétricos, flexiones simétricas y asimétricas en el plano
(scissoring o tijereteo y rocking o balanceo, respectivamente), y flexiones
simétricas y asimétricas fuera del plano (wagging o aleteo y twisting o
torsión, respectivamente); como se muestra a continuación:
estiramiento simétrico (νs) scissoring o tijereteo
(δ)wagging o aleteo (ω)
27
estiramiento asimétrico
(νas)
rocking o balanceo (ρ) twisting o torsión (τ)
Resumen de absorciones de enlaces en moléculas orgánicas
Tabla de correlaciones en espectroscopia infrarroja.
Las absorciones se expresan en cm-1.
3.7. Espectroscopia ultravioleta-visible
Visible o espectrofotometría ultravioleta-visible (UV/VIS) es una espectroscopia
de emisión de fotones y una espectrofotometría. Utiliza radiación
electromagnética (luz) de las regiones visible, ultravioleta cercana (UV) e
infrarroja cercana (NIR) del espectro electromagnético, es decir, una longitud
de onda entre 380nm y 780nm. La radiación absorbida por las moléculas
desde esta región del espectro provoca transiciones electrónicas que pueden
ser cuantificadas.
La espectroscopia UV-visible se utiliza para identificar algunos grupos
funcionales de moléculas, y además, para determinar el contenido y fuerza de
una sustancia.
Se utiliza de manera general en la determinación cuantitativa de los
componentes de soluciones de iones de metales de transición y compuestos
orgánicos altamente conjugados.
Se utiliza extensivamente en laboratorios de química y bioquímica para
determinar pequeñas cantidades de cierta sustancia, como las trazas de
metales en aleaciones o la concentración de cierto medicamento que puede
llegar a ciertas partes del cuerpo.
28
Longitud de onda: se define como la distancia entre los picos
adyacentes y puede ser medida en metros, centímetros, o
nanometros ( meters).
Frecuencia: es el número de ondas por ciclos usualmente sus
unidades están dadas en Hertz que son ciclos por segundos (Hz).
La luminiscencia ocurre debido a la emisión de luz por una sustancia
determinada y esto ocurre cuando un electrón regresa a su estado inicial
después de haber sido excitado y libera una energía como un fotón.
Podemos encontrar tres tipos de nombres para la espectroscopia de
luminiscencia, para diferentes técnicas:
Espectroscopia de fluorescencia molecular
Espectroscopia de fosforescencia molecular
Espectroscopia de quimiluminiscencia
3.7.1. El espectrofotómetro ultravioleta-visible
El espectrofotómetro es un instrumento que permite comparar la radiación
absorbida o transmitida por una solución que contiene una cantidad
desconocida de soluto, y una que contiene una cantidad conocida de la misma
sustancia.
Todas las sustancias pueden absorber energía radiante. El vidrio, que parece
ser completamente transparente, absorbe longitudes de onda que pertenecen
al espectro visible; el agua absorbe fuertemente en la región del IR. La
absorción de las radiaciones UV, visibles e IR depende de la estructura de las
moléculas, y es característica para cada sustancia química. El color de las
sustancias se debe a que absorben ciertas longitudes de onda de la luz blanca
que incide sobre ellas y sólo dejan pasar a nuestros ojos aquellas longitudes
de onda no absorbida.
Esta espectrofotometría utiliza radiaciones del campo UV de 80 a 400 nm,
principalmente de 200 a 400 nm (UV cercano) y de luz visible de 400 a 800
nm, por lo que es de gran utilidad para caracterizar las soluciones en la región
ultravioleta-visible del espectro. Se rige por una ley muy importante: la
ecuación de Beer-Lambert.
29
Ley de Beer-Lambert
Una expresión para la ecuación de Beer-Lambert es la siguiente:
Donde:
= es el rango de luz captado por el tubo de
fotocolorimetría,
= es el rango de luz que sale del tubo de fotocolorimetría y
que va a llegar a la celda fotoeléctrica donde es captada y
medida
= es la capacidad de captación del haz del campo
electromagnético,
= es la longitud del tubo de fotocolorimetría, en cm.
= es la concentración de la muestra ya ubicada en el tubo
de fotocolorimetría.
La ley de Beer permite cuantificar la concentración de una muestra
por UV, también puede ser expresada de la siguiente manera:
donde:
es la Absorbancia
es el Coeficiente de extinción (Característico de cada sustancia).
es el Largo del paso de la cuba (cm).
es la Concentración (moles/l).
3.7.2. Características del sistema
Las muestras en solución se ponen en una pequeña celda de Si.
30
Se utilizan dos lámparas: una de H o deuterio para la región UV, y una de
W / halógeno para la región visible
Se utiliza también una celda de referencia que contiene sólo solvente.
La luz pasa simultáneamente por la celda de muestra y la celda de
referencia.
El espectrómetro compara la luz que pasa por la muestra con la que pasa
por la celda de referencia.
La radiación transmitida es detectada y el espectrómetro obtiene el
espectro de absorción al barrer la longitud de onda de la luz.
3.7.3. Tipos de Espectrofotómetros
Espectrofotómetro de doble haz: es aquel que cuenta con dos compartimientos
para celdas de muestra que le permite medir simultáneamente la cantidad de
energía radiante absorbida por una matriz (blanco) y la energía absorbida por
la muestra compuesta por la matriz y la especie de interés. Espectrofotómetro
de haz simple: cuenta con un único compartimiento de celda con lo cual se
debe realizar la medida de absorción del “blanco” para poder registrar un cero
(o referencia) y luego medir la absorción de la muestra.
3.8. Espectroscopia de “Reflectancia Difusa” (DRIFTS)
La reflectancia difusa tiene lugar en todas las direcciones como consecuencia
de los procesos de absorción y dispersión como se muestra en la figura, y
predomina cuando los materiales de la superficie reflectante son débiles
absorbentes a la longitud de onda incidente y cuando la penetración de la
radiación es grande en relación a la longitud de onda.
3.8.1. Ventajas y desventajas del DRIFTS
Ventajas
Preparación mínima muestra.
Posibilidad análisis mayoría materiales no reflectores,
incluyendo materiales muy opacos o poco absorbentes.
31
Análisis de superficies irregulares y materiales duros.
Alta sensibilidad (pocos ppm).
Desventajas
Además de los problemas de la reflexión en la superficie nos
encontramos con otros problemas:
Está limitada principalmente a muestra en polvo.
Si la muestra contiene agua y debido al calentamiento
producido por el rayo de luz infrarrojo, ésta se puede
evaporar dando lugar a vapor de agua que causa fuertes
interferencias en el espectro.
El llenado de la celda es poco reproducible sobre todo
cuando se quiere trabajar en análisis cuantitativo.
INDICEEspectroscopia General......................................................................................................................1
32
1. Aspectos generales.....................................................................................................................1
2. Etimología..................................................................................................................................2
2.1. Origen.................................................................................................................................2
2.1.1. Relación con el estudio de los astros..........................................................................4
3. Campos de estudio.....................................................................................................................5
3.1. Espectroscopia astronómica...............................................................................................5
3.1.1. Estrellas......................................................................................................................5
3.1.2. Nebulosas...................................................................................................................7
3.1.3. Galaxias......................................................................................................................8
3.1.4. Cuásares.....................................................................................................................8
3.1.5. Planetas y asteroides..................................................................................................9
3.1.6. Cometas......................................................................................................................9
3.2. Espectroscopia de absorción atómica (AA)..........................................................................10
3.2.1. Descripción...............................................................................................................10
3.2.2. Métodos...................................................................................................................11
3.3. Espectroscopia de fluorescencia..........................................................................................14
3.3.1. Descripción...................................................................................................................14
3.3.2. Instrumentación...........................................................................................................15
3.4. Espectroscopia de rayos X....................................................................................................16
3.4.1. Técnicas espectroscópicas de rayos X..........................................................................16
3.5. Espectroscopia de resonancia magnética nuclear................................................................17
3.5.1. Tipos de RMN...............................................................................................................18
3.5.1.1. Espectroscopia de RMN con Onda Continua (CW: Continuous Wave).................18
3.5.1.2. Espectroscopia de RMN de pulsos y Transformada de Fourier.............................19
3.5.1.3. RMN Multidimensional.........................................................................................20
3.5.2. Instrumentación en Resonancia Magnética Nuclear: el espectrómetro.......................21
3.5.3. Información obtenida mediante RMN..........................................................................22
3.6. Espectroscopia infrarroja.....................................................................................................24
3.6.1. Espectroscopia del infrarrojo cercano..........................................................................24
3.6.1.1. Instrumentación y Técnicas..................................................................................24
3.6.1.2. Aplicaciones..........................................................................................................25
3.6.2. Espectroscopia del infrarrojo medio.............................................................................26
33
3.6.3. Espectroscopia del infrarrojo lejano.............................................................................26
3.6.3.1. Aplicaciones..........................................................................................................27
Resumen de absorciones de enlaces en moléculas orgánicas......................................................28
3.7. Espectroscopia ultravioleta-visible.......................................................................................28
3.7.1. El espectrofotómetro ultravioleta-visible.....................................................................29
3.7.2. Características del sistema...........................................................................................31
3.7.3. Tipos de Espectrofotómetros.......................................................................................31
3.8. Espectroscopia de “Reflectancia Difusa” (DRIFTS)................................................................31
3.8.1. Ventajas y desventajas del DRIFTS................................................................................31
34