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 1

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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

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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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Page 14: Espectroscopia General

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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Page 15: Espectroscopia General

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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Page 17: Espectroscopia General

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

17

Page 18: Espectroscopia General

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

Page 19: Espectroscopia General

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

Page 20: Espectroscopia General

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

Page 21: Espectroscopia General

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

Page 22: Espectroscopia General

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

Page 23: Espectroscopia General

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

Page 24: Espectroscopia General

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

Page 25: Espectroscopia General

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

Page 26: Espectroscopia General

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

Page 27: Espectroscopia General

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

Page 28: Espectroscopia General

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

Page 29: Espectroscopia General

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

Page 30: Espectroscopia General

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

Page 31: Espectroscopia General

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

Page 32: Espectroscopia General

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

Page 33: Espectroscopia General

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

Page 34: Espectroscopia General

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