Las Franjas de Fraunhofer Concepto de Espectroscopia



Significado de las Franjas de Fraunhofer-Concepto de Espectroscopia

Las llamadas Líneas de Fraunhofer, son líneas oscuras identificables en el espectro de absorción del Sol, que William H. Wollaston observó por primera vez en 1802; más tarde, Joseph von Fraunhofer las describió detalladamente.

De las 25.000 líneas del espectro solar, Fraunhofer llegó a contar 576, asignando letras para identificar las más destacadas.Las líneas son el resultado de la absorción de ciertas longitudes de onda de luz por átomos de gas de la atmósfera del Sol.

Espectro con las Líneas de Fraunhofer
Espectro con las Líneas de Fraunhofer

Introducción a la Espectroscopia

El descubrimiento del espectro solar y de la compleja naturaleza de la luz estimuló poderosamente a los científicos a proseguir siempre adelante en el camino abierto por Newton.

Los estudios sobre las luces monocromáticas y sobre el fenómeno de la dispersión óptica se multiplicaron con gran rapidez, llegándose muy pronto a resultados fundamentales.

Espectroscopio y espectros

El instrumento básico de todas estas investigaciones fue el espectroscopio.

Está formado esencialmente por un prisma colocado entre dos tubos debidamente orientados, cada uno de los cuales contiene una o varias lentes.

espectroscopio
Espectroscopio

La luz entra en el primer tubo por una hendidura muy fina; de allí, a través de una lente que hace los rayos paralelos, llega al prisma y es refractada.

Los rayos refractados entran en el segundo tubo y, concentrados por la lente del mismo, quedan por último recogidos en una pantalla donde forman la imagen de la hendidura de entrada.

En algunos espectroscopios, en lugar de prisma se emplea un retículo de difracción, que está formado por una lámina transparente en la cual se trazan rayas muy finas y espesas.

El retículo funciona con arreglo al principio de interferencia y provoca la descomposición de la luz blanca en los varios colores que la componen.



Si a la hendidura del espectroscopio llega luz procedente directamente de una fuente luminosa, la imagen que se forma en la pantalla toma el nombre de espectro de emisión.

esquema funcionamiento espectroscopio

La experiencia demuestra que los espectros de emisión son continuos, esto es, sin intervalos de ningún espacio oscuro, si la fuente luminosa está constituida por cuerpos sólidos o líquidos incandescentes (carbón encendido, alcohol ardiendo, etc.), discontinuos, o sea formados únicamente por rayas luminosas, más o menos numerosas, sobre el fondo oscuro, si la fuente luminosa está constituida por cuerpos en estado de gas o de vapor (hidrógeno, oxígeno, vapores de sodio, etc.).

Además, y esta es una prueba de importancia fundamental, toda sustancia luminosa en estado de gas emite un espectro (de rayas o grupos de rayas que alternan con los espacios oscuros en la formación del espectro discontinuo) característico e inconfundible.

Esto significa que con el espectroscopio se puede efectuar el análisis químico (de emisión) de una sustancia; para ello bastará con evaporar una determinada cantidad en una llama para reconocer inmediatamente, por el examen de las rayas del espectro emitidas por la misma, qué elementos se hallan contenidos en ella.

Cuando se reflexiona sobre los muchos elementos (cesio, rubidio, etc.) que han sido descubiertos mediante el análisis espectroscópico de emisión, se comprende fácilmente la importancia de esta técnica tan preciosa para la investigación científica.

Pero además, la espectroscopia ha conseguido otros valiosos resultados, pues gracias a ella la ciencia ha podido penetrar donde ningún telescopio lo hubiera logrado: en el interior del Sol y de las estrellas más alejadas, revelándose de esta manera como uno de los más poderosos instrumentos de investigación que el hombre jamás tuvo a su disposición.

Espectro de luz blanca
Espectro de luz blanca

Las Rayas de Fraunhofer

En 1802, el físico inglés William H. Wollaston (1766-1828), mientras estudiaba el espectro solar recogido en una pantalla, notó que aparecían unas rayas oscuras muy finas.

Trece años más tarde, en 1815, el físico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826), estando observando cuidadosamente el espectro solar, no sólo confirmó el descubrimiento de Wollaston, sino que comprobó que las rayas oscuras eran muy marcadas y numerosas.

Este experimento, repetido y confirmado por otros científicos en años posteriores, valiéndose de instrumentos de observación cada vez más perfeccionados y potentes, permitió llegar a la conclusión de que -se trataba no de un fenómeno pasajero sino de una auténtica característica del espectro solar. La cosa tuvo una gran resonancia.

¿Qué eran las rayas de Fraunhofer? ¿Qué significado podía tener aquel fenómeno?.



La respuesta llegó años más tarde, o sea cuando Gustavo R. Kirchhoff (1824-1887), junto con Robert W. Bunsen (1791-1860) idearon y perfeccionaron lo que bien puede llamarse el prototipo del espectroscopio moderno.

Kirchhoff, en una célebre memoria publicada en 1859 enunció una teoría, confirmada luego por innumerables experimentos, que permitía explicar de modo coherente y riguroso el origen y el significado de las rayas oscuras del espectro solar y la coincidencia de éstas con las rayas claras del espectro de las sustancias terrestres.

Además, esta teoría permitió definir e interpretar otro tipo de espectro fundamental: el espectro de absorción.

Supongamos que tenemos una fuente luminosa (por ejemplo, una lámpara eléctrica corriente) que da un espectro continuo.

Interpongamos entre ella y la hendidura del espectroscopio una sustancia en estado gaseoso, por ejemplo vapores de mercurio; entonces podremos ver que nuestro espectro continuo aparece surcado por unas rayas negras, como si los vapores de mercurio, al interferir con los rayos luminosos de la lámpara, interceptaran y anularan cierto número de ellos.

Tratemos de obtener con otro espectroscopio el espectro de emisión de los vapores de mercurio; como se trata de una sustancia en estado gaseoso, su espectro será, como ya se ha dicho antes, discontinuo, es decir, constituido por cierto número de rayas brillantes separadas por espacios oscuros.

Fotografiemos el primer espectro y el espectro de emisión de los vapores de mercurio y comparémoslos entre sí. Podremos constatar que las rayas negras del primer espectro coinciden perfectamente con las rayas brillantes del segundo.

Nos hallamos ante un hecho importantísimo que, traducido en palabras, se puede expresar de la manera siguiente: iodo cuerpo es capaz de absorber las mismas radiaciones que es capaz de emitir.

Por tanto, el espectro de absorción es el espectro continuo de una fuente luminosa a la que se superpone el espectro discontinuo de una sustancia en estado gaseoso, es decir, un espectro continuo luminoso surcado por rayas negras.

Una vez comprendido el significado de las rayas oscuras que surcan el espectro solar, los físicos se dieron inmediatamente cuenta de las enormes posibilidades de investigación que podía proporcionar un modesto espectroscopio.



Bastaría determinar con exactitud los espectros de emisión de todos los elementos químicos conocidos en la Tierra y compararlos con las rayas negras del espectro solar, para establecer cuáles y cuántos de ellos se hallaban contenidos en la atmósfera del Sol.

El único obstáculo para el logro de este propósito consistía en la perturbación producida por el gas y por los vapores que forman la atmósfera terrestre. Pero pronto se llegó a solucionar este problema.

La historia de las conquistas científicas debidas al análisis espectroscópico es historia reciente y la simple enumeración de todos los datos conseguidos hasta ahora constituye una cosecha de resultados cuya importancia y significado son difíciles de valorar en toda su extensión.

Se han podido reconocer en el Sol gran número de elementos ya conocidos en la Tierra.

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Elementos cuya existencia en algunos casos se sospechaba, pero que todavía no se había logrado su identificación, fueron descubiertos en el Sol antes que en la superficie terrestre (como por ejemplo, el helio).

Además, la investigación espectroscópica dirigida a las estrellas (incluidas las más alejadas de nosotros), ha permitido descubrir que son muy parecidas a nuestro Sol, confirmándose así las hipótesis formuladas por los astrónomos respecto a la constitución del universo.

Finalmente, el examen espectroscópico, con sus consideraciones de índole muy diversa, ha abierto a la ciencia nuevos horizontes en un campo totalmente nuevo y de enorme interés, el campo de las reacciones termonucleares.

Uno de los aspectos más interesantes de la espectroscopia es, sin duda alguna, haber contribuido de manera eficaz a la determinación de la estructura del átomo e incluso al modo de lograr este descubrimiento.

Desde los primeros pasos de la espectroscopia, cuando todavía no se conocía bien qué podían ser las rayas que se observaban en los espectros, los científicos iban recogiendo gran cantidad de datos, catalogaban cada línea nueva que descubrían, organizaban en serie las diversas rayas basándose en su aspecto y archivaban grandes catálogos con todos los espectros conocidos.

Cuando se formularon las primeras teorías sobre la estructura atómica y se consideró que las rayas espectrales eran de origen atómico, todo el trabajo de los precursores apareció, de pronto, como algo esencial.

Los datos recogidos permitían apreciaciones precisas sobre el valor de las diversas teorías.

Y no sólo esto, sino que los nuevos descubrimientos que se iban logrando poco a poco (descubrimiento de nuevas rayas, algunas de las cuales eran dobles y triples, etc.), permitían someter a una prueba ulterior las diversas teorías atómicas, de modo que, si conseguían explicar los nuevos efectos descubiertos, podían ser consideradas como válidas; en caso contrario, habría que abandonarlas sin remedio.

Este método de investigar, que hemos explicado a propósito de la espectroscopia es característico de la investigación científica.

A esto hay que añadir que, junto a la espectroscopia óptica, existen otras ramas del saber que no estudian la luz, sino otros fenómenos electromagnéticos análogos a ella, aunque no producen fenómenos luminosos.

Se trata de las radioondas, de los rayos X y de los rayos gamma, a cada uno de los cuales corresponde una rama determinada de la espectroscopia.

Todas estas clases de radiaciones están vinculadas a la estructura de los átomos y de los núcleos y proporcionan nuevos informes sobre la materia que amplían y completan los facilitados por la espectroscopia «clásica». Por ejemplo, el estudio de las radioondas ha dado origen a una nueva rama de la astronomía, la radioastronomía.

De todas las conquistas que la espectroscopia ha hecho posibles, todo lo dicho no es más que un breve esbozo; otras muchas metas, muy importantes, se han logrado hasta ahora y podrán lograrse en adelante.

De todas formas, el resultado más importante, el de mayor significado no sólo para la ciencia sino sobre todo para el hombre es éste: que en el Sol, en las estrellas, en el punto más remoto del universo, la materia está constituida por los mismos elementos de que está hecha la Tierra, y donde quiera que pueda llegar la mirada del hombre merced a los más potentes telescopios, las transformaciones químicas y físicas ocurren exactamente como en la superficie terrestre, igual que podemos reproducirlas artificialmente en nuestros laboratorios.

En resumen, el Universo es un todo único, constituido siempre por los mismos elementos.

Fuente Consultada:Biblioteca Temática Uteha El Mundo Que Nos Rodea Tomo X – Los Espectros de Luz – Editorial Hispano America

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