Espectro atómico

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El espectro en física es el patrón de difracción creado por la descomposición de la luz o, más generalmente, por el de la radiación electromagnética proveniente de una fuente en función de la longitud de onda (o, lo que es equivalente, de la frecuencia o número de 'onda ) pasando a través de un prisma de vidrio o una rejilla de difracción . La rama de la física que se ocupa del estudio de los espectros y las técnicas para realizarlos se denomina espectroscopia . El estudio de los espectros permite identificar de forma única una determinada especie química ; de hecho, el modelo atómico de Bohr predice que un átomo puede absorber o emitir radiación electromagnética de una longitud de onda bien determinada que cambia según el elemento o ión que se observe.

Espectro de emisión de nitrógeno
Espectro de emisión de hierro .

Espectros atómicos entre la física clásica y moderna

El problema de la correcta interpretación de los espectros atómicos ha representado históricamente un problema de fundamental importancia para la superación de la física clásica . Su solución, a través de la cuantificación de la energía de las órbitas de los electrones en el modelo atómico de Bohr del átomo de hidrógeno, constituyó, junto con el problema de emisión de cuerpo negro resuelto por Planck y el efecto fotoeléctrico explicado por Einstein , otro ladrillo para el nacimiento de la cuántica. teoría o mecánica cuántica y, más en general, de toda la física moderna posterior.

Realización de un espectro

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: espectroscopia y espectroscopio .

Para obtener un espectro, se utiliza el siguiente sistema. La luz emitida por la estrella (o más generalmente por cualquier fuente de luz) pasa a través de una ranura delgada en el plano focal de una lente . El conjunto de lente de hendidura constituye el colimador . Un rayo de rayos paralelos emerge de la lente que afecta ortogonalmente a la red. Los rayos transmitidos por la rejilla en una determinada dirección θ son enfocados por un sistema de dos lentes, que componen el telescopio , y se pueden observar directamente con el ojo. Las líneas características se observan solo en ciertos ángulos, como predice la relación:

Donde d representa el paso de rejilla, es decir, la distancia entre dos rendijas, m es cualquier número entero, λ es la longitud de onda y θ el ángulo formado por el telescopio. A esta línea se le da el nombre de la línea espectral . El conjunto de líneas espectrales forma el espectro de emisión de la sustancia que constituye la fuente, que es nuestra estrella. Los espectros de emisión se dividen en:

  • espectros de líneas : correspondientes a una sucesión discreta de longitudes de onda y, por tanto, de líneas espectrales
  • espectros de banda : en el que las líneas se engrosan continuamente alrededor de ciertas longitudes de onda, formando bandas separadas
  • espectro continuo : consistente en una sucesión continua de longitudes de onda dentro de un rango relativamente amplio.

Los espectros de línea y de banda son emitidos por gases y vapores a una presión no demasiado alta. Los primeros se deben a átomos aislados, los segundos a moléculas diatómicas o pluriatómicas. Son característicos de los elementos que los emiten; no hay espectros comunes para dos elementos y ni siquiera líneas simples. Esto se debe a las diferencias de energía entre los orbitales de los distintos átomos. Cuando un electrón excitado desciende por uno o más orbitales, emite un fotón cuya energía viene dada por:

donde h es la constante de Planck y ν la frecuencia de la radiación. En el átomo de hidrógeno , los saltos cuánticos de un electrón entre orbitales se describen mediante la ecuación de Rydberg:

con n i > n f representando los niveles de energía inicial y final, m e ye respectivamente la masa y la carga del electrón, c la velocidad de la luz , h la constante de Planck y la constante dieléctrica en el vacío. En el espectro del hidrógeno, esta relación explica perfectamente la presencia de algunas series de líneas, llamadas líneas de Lyman , Balmer y Paschen . La serie Balmer es la única que cae en lo visible, y corresponde al paso de los niveles más enérgicos al nivel 2; la línea más importante de esta serie se llama H α , su longitud de onda es de aproximadamente 6563 Å, que corresponde a la radiación roja, y está dada por la transición del electrón entre los niveles 3 y 2. El hecho de que no hay átomos con espectros iguales es la base de la espectroscopia .

Los espectros continuos, en cambio, son emitidos por sólidos y líquidos llevados a altas temperaturas, como es el caso de una bombilla, o por el plasma del que están hechas las estrellas. Las características de los espectros de emisión dependen de la temperatura de equilibrio, y se puede decir que con una buena aproximación a la misma temperatura todos los cuerpos tienen el mismo espectro de emisión. Los espectros de emisión son los que provienen de nebulosas o de nubes de gas interestelares.

Espectro del sol, con líneas de absorción.

El espectro de una estrella, como se mencionó anteriormente, parece ser continuo. Sin embargo, en 1814, el astrónomo alemán Fraunhofer detectó varias líneas negras en diferentes longitudes de onda en el espectro del Sol. Provienen de los elementos presentes en la atmósfera de la estrella: cada átomo absorbe la misma radiación que es capaz de emitir, restando así longitudes de onda del espectro del Sol. Al igual que con la emisión, no hay dos espectros de absorción iguales. El mecanismo se refleja en el de la emisión: un electrón no excitado del átomo absorbe un fotón de determinada energía y "salta" a un orbital más energético. A partir de la longitud de onda de las líneas, es posible reconocer el elemento que las generó. Con este método se logró comprender cuál es la composición de las atmósferas estelares y al mismo tiempo promete estudiar la composición de los exoplanetas que se van descubriendo paulatinamente.

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