viernes, 11 de febrero de 2011

ESPECTROS
Cuando hacemos pasar la luz a través de un prisma óptico se produce el efecto llamado dispersión que consiste en la separación de las distintas longitudes de onda que forman el rayo incidente.
La luz blanca produce al descomponerla lo que llamamos un espectro continuo, que contiene el conjunto de colores que corresponde a la gama de longitudes de onda que la integran.
Sin embargo, los elementos químicos en estado gaseoso y sometido a temperaturas elevadas producen espectros discontinuos en los que se aprecia un conjunto de líneas que corresponden a emisiones de sólo algunas longitudes de onda. El siguiente gráfico muestra el espectro de emisión del sodio:
El conjunto de líneas espectrales que se obtiene para un elemento concreto es siempre el mismo, incluso si el elemento forma parte de un compuesto complejo y cada elemento produce su propio espectro diferente al de cualquier otro elemento. Esto significa que cada elemento tiene su propia firma espectral.
Si hacemos pasar la luz blanca por una sustancia antes de atravesar el prisma sólo pasarán aquellas longitudes de onda que no hayan sido absorbidas por dicha sustancia y obtendremos el espectro de absorción de dicha sustancia. El gráfico siguiente muestra el espectro de absorción del sodio:
Observa que el sodio absorbe las mismas longitudes de onda que es capaz de emitir.
La regularidad encontrada en los espectros discontinuos supone un apoyo muy importante para comprender la estructura de los átomos.
Las técnicas espectroscópicas se empezaron a utilizar en el siglo XIX y no tardaron en dar sus primeros frutos. Así en 1868 el astrónomo francés P.J.C. Janssen se trasladó a la India con el objeto de observar un eclipse de sol y utilizar el espectroscopio, desarrollado ocho años antes, para hacer un estudio de la cromosfera solar.
Como resultado de sus observaciones anunció que había detectado una nueva línea espectroscópica, de tono amarillo, que no pertenecía a ninguno de los elementos conocidos hasta ese momento. En el mismo año, el químico Frankland y el astrónomo Lockyer dedujeron que la citada línea correspondía a un nuevo elemento al que llamaron Helio (del griego helios que significa Sol) por encontrarse en el espectro solar.
Durante más de veinticinco años se pensó que el helio sólo existía en el Sol, hasta que, en 1895 W. Ramsay lo descubriera en nuestro planeta.




Espectros de Absorción
Así como muchos importantes descubrimientos científicos, las observaciones de Fraunhofer sobre las líneas espectrales del sol fue completamente accidental. Fraunhofer no estaba observando nada de ese tipo; simplemente estaba probando algunos modernos prismas que el había hecho. Cuando la luz del sol pasó por una pequeña hendidura y luego a través del prisma, formó un espectro con los colores del arco iris, tal como Fraunhofer   esperaba, pero para su sorpresa, el espectro contenía una serie de líneas oscuras.

¿Líneas oscuras? Eso es lo opuesto de todo lo que hemos venido hablando. Usted me ha dicho que los diferentes elementos crean una serie de líneas brillantes a determinadas longitudes de onda.
Eso es lo que ocurre cuando un elemento es calentado. En términos del modelo de Bohr, el calentar los átomos les dá una cierta energía extra, así que algunos electrones pueden saltar a niveles superiores de energía. Entonces, cuando uno de estos electrones vuelve al nivel inferior, emite un fotón--en una de las frecuencias especiales de ese elemento, por supuesto.
Y esos fotones crean las líneas brillantes en el espectro que usted me mostró.

Exactamente--eso es lo que se llama espectro de emisión. Pero hay otra forma en que un elemento puede producir un espectro. Suponga que en lugar de una muestra calentada de un elemento, usted tiene ese mismo elemento en la forma de un gas relativamente frío. Ahora, digamos que una fuente de luz blanca--conteniendo todas las longitudes de onda visibles--es dirigida al gas. Cuando los fotones de la luz blanca pasan a través del gas, algunos de ellos pueden interactuar con los átomos--siempre que tengan la frecuencia apropiada para empujar un electrón de ese elemento hasta un nivel superior de energía. Los fotones en esas frecuencias particulares son absorbidos por el gas. Sin embargo, como usted lo anotó antes, los átomos son "transparentes" a los fotones de otras frecuencias.
Entonces todas las otras frecuencias saldrían intactas del gas. Así, el espectro de la luz que ha pasado a través del gas tendría algunos "agujeros" en las frecuencias que fueron absorbidas.

Es correcto. El espectro con estas frecuencias faltantes se llama espectro de absorción. (Note que las líneas oscuras en un espectro de absorción aparecen en las mismas exactas frecuencias de las líneas brillantes en el correspondiente espectro de emisión.)
¿Y eso fué lo que vio Fraunhofer?
Si. Bajo un cuidadoso examen, el espectro "continuo" del sol resultó ser un espectro de absorción. Para llegar a la tierra, la luz del sol necesita pasar a través de la atmósfera del sol, que está mucho más fría que la parte del sol en que la luz es emitida. Los gases en la atmósfera del sol absorben ciertas frecuencias, creando las cerca de 600 líneas oscuras que Fraunhofer observó. (Se llaman líneas de Fraunhofer, en su honor.) Sin embargo, Fraunhofer nunca supo de todo esto. Nadie pudo ofrecer una explicación de las líneas espectrales hasta algunas décadas más tarde.













Espectroscopio
Es un instrumento adecuado para descomponer la luz en su espectro, por medio de un retículo de difracción o de un prisma. Antes el análisis con el espectroscopio, esto se hacía a simple vista, pero con la invención de la fotografía los espectros se captan sobre una emulsión fotográfica.

La dispersión se puede realizar por refracción (espectroscopio de prisma) o por difracción (espectroscopio de red).

El espectroscopio de prisma está formado por una rendija por la que penetra la luz, un conjunto de lentes, un prisma y una lente ocular. La luz que va a ser analizada pasa primero por una lente colimadora, que produce un haz de luz estrecho y paralelo, y después por el prisma, que separa este haz en las distintas radiaciones monocromáticas (colores) que lo componen. Con la lente ocular se enfoca la imagen de la rendija. Las líneas espectrales que constituyen el espectro no son en realidad sino una serie de imágenes de la rendija.

El espectroscopio de red dispersa la luz utilizando una red de difracción en lugar de un prisma. Una red de difracción es una superficie especular de metal o vidrio sobre la que se han dibujado con un diamante muchas líneas paralelas muy finas. Tiene mayor poder de dispersión que un prisma, por lo que permite una observación más detallada de los espectros.


Espectroscopía
En astronomía, la espectroscopía es el estudio de los espectros emitidos por los cuerpos celestes.

Cuando por medio del espectroscopio se descompone la luz proveniente de un cuerpo celeste, se obtienen tres tipos fundamentales de espectros:

1.- El espectro continuo, típico de los sólidos, los líquidos y los gases llevados a la incandescencia y a altas temperaturas y presiones. Está caracterizado por una emisión continua en todas las longitudes de onda y no presenta líneas.

2.- El espectro de emisión, típico de los gases luminosos a baja presión y temperatura. Está constituido por líneas de longitud de onda definida, característica de cada especie atómica y molecular.

3.- El espectro de absorción, que es una combinación de los dos primeros tipos. Se obtiene cuando se hace pasar a través de un gas la luz de un cuerpo llevado a la incandescencia y está caracterizado por líneas negras, llamadas líneas de absorción, que acompañan al espectro en la misma posición en la que el propio gas habría producido las líneas de emisión.

El Sol y las estrellas presentan espectros de absorción y por la posición de las líneas se pueden establecer cuáles son los elementos presentes en el astro. Por ejemplo el Sol, en la parte amarilla del espectro, presenta dos líneas que ocupan la misma posición de las que aparecerían en el espectro producido por vapores de sodio llevados a la incandescencia. De esta manera se puede establecer que el sodio es uno de los elementos presentes en nuestra estrella.

Los planetas y los cuerpos opacos en general, no emiten luz propia sino que reflejan la del Sol, presentando un espectro de absorción idéntico al solar, que no nos da informaciones particulares sobre la naturaleza del planeta. Sin embargo, en los planetas con envolturas gaseosas consistentes, el análisis espectroscópico puede proporcionar informaciones acerca de su composición química.







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