Los espectros de absorción de los gases

Experientia docet Átomos Artículo 16 de 17

Los muchos cientos de líneas de absorción del espectro solar. Fuente: NOAO

En 1802, William Wollaston vio en el espectro de la luz solar algo que antes se había pasado por alto. Wollaston notó un conjunto de siete líneas [1] oscuras, muy definidas, espaciadas irregularmente, a lo largo del espectro solar continuo. No entendía por qué estaban allí y no investigó más.

Una docena de años después, Joseph von Fraunhofer, utilizando mejores instrumentos, detectó muchos cientos de esas líneas oscuras. A las líneas oscuras más prominentes, von Fraunhofer asignó las letras A, B, C, etc. Estas líneas oscuras se pueden ver fácilmente en el espectro del Sol incluso con espectroscopios modernos bastante simples. Las letras A, B, C,. . . todavía se usan para identificarlas. En los espectros de varias estrellas brillantes von Fraunhofer también encontró líneas oscuras similares. Muchas, pero no todas, de estas líneas estaban en las mismas posiciones que las del espectro solar. Todos estos espectros se conocen como espectros de líneas oscuras o espectros de absorción. [2]

Espectro solar en el que se aprecian las líneas principales de von Fraunhofer. Fuente: Wikimedia Commons

En 1859, Kirchhoff hizo algunas observaciones clave que condujeron a una mejor comprensión tanto de los espectros de los gases, tanto de los de absorción como los de emisión. Ya se sabía que las dos líneas amarillas prominentes en el espectro de emisión del vapor de sodio calentado tenían las mismas longitudes de onda que dos líneas oscuras prominentes vecinas en el espectro solar [3]. También se sabía que la luz emitida por un sólido forma un espectro perfectamente continuo que no muestra líneas oscuras. Esta luz, que contiene todos los colores, es una luz blanca. Kirchhoff hizo algunos experimentos con ella. La luz blanca primero pasó a través de un vapor de sodio a temperatura baja y el resultado por un prisma. El espectro producido mostró el patrón de arco iris esperado, pero tenía dos líneas oscuras prominentes en el mismo lugar en el espectro que las líneas D del espectro del Sol. Por lo tanto, era razonable concluir que la luz del Sol también estaba pasando a través de una masa de gas de sodio. Esta fue la primera prueba de la composición química de la envoltura de gas alrededor del Sol.

El experimento de Kirchhoff se repitió con varios otros gases relativamente fríos, colocados entre un sólido brillante y el prisma. Cada gas produce su propio conjunto característico de líneas oscuras. Evidentemente, cada gas absorbe de alguna manera la luz de ciertas longitudes de onda de la luz que pasa. Además, Kirchhoff mostró que la longitud de onda de cada línea de absorción coincide con la longitud de onda de una línea brillante en el espectro de emisión del mismo gas [4]. La conclusión es que un gas puede absorber solo la luz de esas longitudes de onda que, cuando se excita, puede emitir.

Cada una de las diversas líneas de von Fraunhofer en los espectros del Sol y otras estrellas se ha identificado en el laboratorio como correspondiente a la acción de algún gas. De esta manera, se ha determinado toda la composición química de la región exterior del Sol y otras estrellas. Esto es realmente impresionante desde varios puntos de vista. Primero, es sorprendente que la comunidad científica pueda conocer la composición química de objetos a distancias inimaginables, algo que hasta ese momento, casi por definición, se creía imposible. Es aún más sorprendente que los sustancias químicas fuera de la Tierra resulten ser las mismas que las de la Tierra [5][6]. Finalmente, este resultado lleva a una conclusión sorprendente: los procesos físicos que causan la absorción de luz en el átomo deben ser los mismos en las estrellas y en la Tierra. [7]

Notas:

[1] Ya explicamos aquí (nota 3) por qué son líneas.

[2] Un momento. ¿Espectros de absorción en algo que emite luz? ¿Eso como va a ser? Ello se debe a que las estrellas tienen capas y parte de la luz emitida por las interiores es absorbida por la más externa. Brutamente, las líneas de los espectros de absorción de las estrellas nos dicen qué composición tiene esta capa externa, como explicamos a continuación.

[3] A estas líneas oscuras del espectro solar von Fraunhofer les había asignado la letra D.

[4] Ojo. La recíproca no es cierta, esto es, no todas las líneas de emisión están representadas en el espectro de absorción. Pronto veremos por qué.

[5] Newton asume que esto es así pero sin pruebas, con todo lo que ello supone.

[6] Esto es así porque el espectro más complejo de una estrella puede reproducirse empleando los elementos químicos disponibles en un laboratorio terrícola.

[7] Galileo y Newton asumieron que la física terrestre y la celeste obedecen las mismas leyes. Se había comprobado a nivel macroscópico; he aquí la prueba a nivel microscópico.

Sobre el autor: César Tomé López es divulgador científico y editor de Mapping Ignorance

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