Espectroscopia

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Espectro de luz de una llama de alcohol
Luz visible como parte del espectro electromagnético

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, química y biología, entre otras disciplinas científicas.

El análisis espectral se basa en detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, en relación con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.

Existen tres casos de interacción con la materia:

Aspectos generales[editar]

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.

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.

Definición de «espectro»[editar]

En general, se denomina «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.

Objetivo de la espectroscopía[editar]

El objetivo de la espectroscopia es obtener información acerca de una prueba o de un cuerpo radiante. Por ejemplo:

Historia[editar]

La luz puede ser separada en un espectro mediante un prisma. El espectro resultante puede ser entonces analizado
Joseph von Fraunhofer en una demostración del espectroscopio.
Comparación de principios del siglo XX de espectros elementales, solares y estelares

La historia de la espectroscopia comenzó con los experimentos de óptica de Isaac Newton (1666-1672). Desde la antigüedad, los filósofos naturales habían especulado sobre la naturaleza de la luz y su comprensión moderna comenzó con el experimento del prisma: «En 1672, en el primer artículo que envió a la Royal Society, Isaac Newton describió un experimento en el que permitió que la luz del sol pasara a través de un pequeño orificio y luego a través de un prisma, Newton descubrió que la luz del sol, que nos parece blanca, en realidad está formado por una mezcla de todos los colores del arcoíris».[Fr. 1]​ Newton aplicó la palabra «espectro» (spectrum) para describir el arcoíris de colores que se combinan para formar la luz blanca y que se revelan cuando cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, pasa a través de un prisma. Newton tuvo que esforzarse para demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca.

En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue mejorado 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. «En 1802, William Hyde Wollaston construyó un espectrómetro mejorado que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol sobre una pantalla. Al usarlo, Wollaston se dio cuenta de que los colores no se distribuían uniformemente, sino que faltaban parches de colores, que aparecían como bandas oscuras en el espectro».[Fr. 2]Joseph von Fraunhofer, astrónomo y físico, utilizó ese espectroscopio dispersivo inicial para descubrir en 1815 que el espectro de la luz solar estaba dividido por una serie de líneas oscuras —hoy líneas de Fraunhofer—, cuyas longitudes de onda calculó con extremo cuidado.[Fr. 3]

Sin embargo, 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 esas bandas era característica del elemento que se había calentado y fue cuando surgió la idea de utilizar esos espectros como huella digital de los elementos. A partir de ese momento, se desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos: la espectroscopia se convirtió en una técnica científica más precisa y cuantitativa que desempeñó, y sigue desempeñando, un papel importante en la química, la física y la astronomía.

También se descubrió que, si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente), producía una luz blanca continua, con un espectro completo de todos los colores, sin ningún tipo de línea o banda oscura. En poco tiempo se avanzó al hacer pasar esa luz de espectro continuo a través de una fina película a una temperatura menor de un elemento seleccionado. En 1860, el físico Gustav Kirchhoff y el químico Robert Bunsen, tras un laborioso trabajo para obtener muestras puras de los elementos conocidos, ya habían mostrado que las líneas oscuras en el espectro solar correspondían con las líneas brillantes en los espectros de algunos gases conocidos, siendo líneas específicas que correspondían a elementos químicos únicos presentes en la atmósfera del Sol: cada elemento emitía y absorbía luz a ciertas frecuencias fijas que lo caracterizaban.[1]​ Kirchhoff dedujo que las líneas oscuras en el espectro solar eran causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera solar.[2]​ De esta manera se comprobó que los elementos químicos que se encuentran en el Sol y en las estrellas también se encontraban en la Tierra y fue la prueba de que la materia de los objetos celestes era la misma que la de la Tierra. Este descubrimiento también condujo a un nuevo método de análisis indirecto, que permitía conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.

Kirchhoff y Bunsen estudiaron el espectro del Sol en 1861, identificando los elementos químicos de la atmósfera solar y descubriendo dos nuevos elementos en el transcurso de sus investigaciones, el cesio y el rubidio.[3]Norman Lockyer también estudió los espectros solares y estelares y en 1868 detectó líneas radiantes y oscuras en los espectros solares. Trabajando con el químico Edward Frankland para investigar los espectros de los elementos a varias temperaturas y presiones, no pudo asociar una línea amarilla del espectro solar con ningún elemento conocido, afirmando que la línea representaba un nuevo elemento, que llamó helio, en honor al griego Helios, la personificación del sol.[4][5]​ En 1895 se descubrió el helio terrestre.

Relación con el estudio de los astros[editar]

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, estos 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, que consiste específicamente en el estudio de una luz previamente descompuesta en radiaciones monocromáticas mediante un prisma o una red de difracción.

Por otra parte las orbitales del átomo de un elemento químico son tan características del mismo como las huellas digitales de un individuo, y siempre diferentes de las de cualquier otro elemento. Es así como los físicos han podido catalogar el conjunto de las radiaciones luminosas que emite cada uno de los elementos cuando se halla en estado de incandescencia.

La luz que recibimos de una estrella, por ejemplo, consiste en una mezcla de radiaciones, algunas de las cuales provienen de átomos de hidrógeno, de helio, de hierro, etc. Si a esa luz se la hace pasar por una rendija para obtener un haz largo y estrecho, y si este atraviesa un prisma, las distintas radiaciones quedarán clasificadas, ya que el prisma desvía hacia un extremo las de longitud de onda más larga (correspondientes a la luz roja) y hacia el otro las de longitud de onda más corta (luz violeta); entre ambos extremos se ordenarán las ondas de longitud intermedia: anaranjado, amarillo, verde, azul y añil. En suma, así se obtiene un espectro continuo cuyo aspecto es el de una estrecha franja transversal de arcoíris.

Entre la emisión de ese espectro por los átomos excitados por el calor de la estrella y su recepción en la Tierra interviene otro fenómeno que es el que permite el análisis espectral. Cada vez que una radiación emitida encuentra, durante su propagación en la misma atmósfera de la estrella, un vapor que contiene átomos del mismo elemento, es absorbida por uno de estos. Por consiguiente, en el espectro de aquella estrella que se obtendrá en la Tierra cada uno de los puestos correspondientes a las longitudes de onda interceptadas quedará falto de luz y en él aparecerá una raya oscura. Así, en lugar del espectro de emisión se obtendrá un espectro de absorción que contendrá en forma de rayas las huellas de todos los elementos químicos existentes en el astro.

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).

Aplicaciones[editar]

En el espectro de las estrellas siempre existe una zona de radiaciones más intensas que las demás. Esa preponderancia es independiente de la composición química del astro y resulta de la temperatura superficial de este. Sabemos por experiencia que, si a un metal se le calienta progresivamente, este empieza por tener una incandescencia de color rojo oscuro que va volviéndose cada vez más claro y acaba por dar una luz blanca. Así, las estrellas rojas son menos calientes que las anaranjadas, y estas de las amarillas y así en más. Partiendo de los espectros, los astrónomos han podido averiguar la temperatura superficial de las estrellas y clasificarlas en grupos (diagrama de Hertzsprung-Russell).

Por otra parte, al comparar las rayas del espectro de una estrella con las de una luz terrestre, se observa que en el espectro estelar las rayas se encuentran corridas ligeramente hacia el extremo rojo del espectro o hacia el color violeta. Ese fenómeno, debido al efecto Doppler-Fizeau, permite calcular la velocidad radial con la que la estrella se aleja o se acerca a la Tierra. En particular, ha permitido descubrir que todas las galaxias se alejan unas de otras, lo cual constituye una prueba de la expansión del universo.

Finalmente, gracias al análisis espectral se descubrió el helio en 1868 tras identificar las rayas obtenidas en un espectro después de que tuviese lugar un eclipse solar. Desde entonces, el análisis espectral de los cuerpos celestes ha revelado que todos se componen de los elementos que conocemos en la Tierra y que figuran en la tabla periódica de Mendeleiev.

Tipos de espectroscopia[editar]

Los principales fenómenos utilizados son:

Estos fenómenos pueden hacer intervenir:[6]

La siguiente tabla presenta una ilustración de las diferentes técnicas de espectroscopia en función del dominio de longitud de onda.

Técnicas de espectroscopia electromagnética por dominio de longitud de onda
Dominio de longitud de onda Longitud de onda Tipo de espectroscopia Comentarios
Radiofrecuencia > 100 µm Espectroscopía de resonancia magnética nuclear Enlace químico, conformación molecular, distancias interatómicas
Resonancia paramagnética electrónica entidades paramagnéticas (radicales, especies transitorias…)
Resonancia ferromagnética Magnetización materiales ferromagnéticos
Microondas > 30 µm Espectroscopía rotacional Estructura de pequeñas moléculas (agua, ozono, cloruro de hidrógeno gaseoso, etc.) con alta precisión
Infrarrojo 1-20 µm Espectroscopia infrarroja agrupamientos funcionales de una molécula orgánica, enlaces químicos, estructura de la molécula
Espectroscopia del infrarrojo cercano
Espectroscopia vibracional
Visible y ultravioleta ×102 nm Espectroscopia ultravioleta-visible Dosificación de compuestos orgánicos conjugados y metales de transición
Espectrofotometría
Espectroscopia Raman frecuencias de modos de vibración del cristal/molécula, energía de ondas de espín
Espectroscopia de fluorescencia moléculas fluorescentes, entorno local de la molécula (conformación e interacciones)
Espectroscopia de correlación de fluorescencia
Espectroscopia Brillouin constantes elásticas y características magnéticas de un material (magnetización, intercambio, etc.)
Rayos X < 100 nm Espectroscopia de absorción de rayos X (EXAFS y XANES) EXAFS: entorno local de un átomo, distancias con vecinos más cercanos

XANES: estado de oxidación, coordinación
XPS: composición química en la superficie de un material (estado de oxidación, cuantificación de elementos, etc.)

Espectroscopia de fotoelectrones emitidos por rayos X (XPS)
Espectroscopia de Fluorescencia de rayos X clásica y en reflexión total Cuantificación de elementos químicos
Microsonda de Castaing cuantificación de elementos químicos (análisis local del orden de 1 µm3)
Rayos gamma 0.01 nm Espectroscopia gamma elementos radiactivos
Espectroscopia Mössbauer estado de oxidación, orden magnético

Otras técnicas de espectroscopia[editar]

Espectrometría de masas[editar]

Espectrometría electrónica[editar]

Espectroscopia de resonancia[editar]

Otros[editar]

La espectroscopia en astronomía[editar]

La espectroscopia es una técnica muy utilizada en astronomía, principalmente en el UV, óptica e infrarrojo. Se distingue:

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. Kirchhoff, Gustav (1860), «Ueber die Fraunhofer'schen Linien», Annalen der Physik 185 (1): 148-150, Bibcode:1860AnP...185..148K, doi:10.1002/andp.18601850115 .
  2. Kirchhoff, Gustav (1860), «Ueber das Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absorptionsvermögen der Körper für Wärme und Licht», Annalen der Physik 185 (2): 275-301, Bibcode:1860AnP...185..275K, doi:10.1002/andp.18601850205 .
  3. «Gustav Robert Kirchhoff». MacTutor History of Mathematics archive (en inglés). 
  4. Cortie, A. L. (1921), «Sir Norman Lockyer, 1836 – 1920», The Astrophysical Journal 53: 233-248, Bibcode:1921ApJ....53..233C, doi:10.1086/142602 .
  5. Jensen, William B. (2004), «Why Helium Ends in "-ium"», Journal of Chemical Education 81 (7): 944-945, Bibcode:2004JChEd..81..944J, doi:10.1021/ed081p944 .
  6. Gaston Charlot, cours de chimie analytique générale - tome 2 : méthodes électrochimiques et absorptiométriques, chromatographie, Éditions Masson, 1971

Enlaces externos[editar]


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