Espectroscopia
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:
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.
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.
El objetivo de la espectroscopia es obtener información acerca de una prueba o de un cuerpo radiante. Por ejemplo:
Por analogía con otras palabras que designan ramas de la ciencia, es frecuente «romper» el diptongo final convirtiendo «espectroscopia» en «espectroscopía» (nótese la tilde sobre la i). Tanto la forma con diptongo (ia), como la forma con hiato (ía) acorde con la pronunciación etimológica griega, son aceptadas por la Real Academia Española.
La luz visible es físicamente idéntica a todas las radiaciones electromagnéticas. Es visible para el ser humano, porque el ojo detecta esta estrecha banda de radiación del espectro electromagnético completo. Esta banda es la radiación dominante que emite el Sol.
Desde la antigüedad, científicos y filósofos han especulado sobre la naturaleza de la luz. La comprensión moderna de la luz comenzó con el experimento del prisma de Isaac Newton, con el que comprobó que cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, se descompone en el espectro del arcoíris (del rojo al violeta). Newton tuvo que esforzarse en demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca. Posteriormente, se pudo comprobar que cada color correspondía a un único intervalo de frecuencias o longitudes de onda.
En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue reforzado 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. Joseph von Fraunhofer, astrónomo y físico, utilizó este espectroscopio inicial para descubrir que el espectro de la luz solar estaba dividido por una serie de líneas oscuras, cuyas longitudes de onda se calcularon con extremo cuidado. Por el contrario, 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 estas bandas era característica del elemento que había sido calentado. Por entonces, surgió la idea de utilizar estos espectros como huella digital de los elementos observados. A partir de ese momento, se desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos.
También se descubrió que, si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente), producía luz blanca continua, un espectro completo de todos los colores, sin ningún tipo de línea o banda oscura en su espectro. En poco tiempo llegó el progreso: se pasó la luz incandescente de espectro continuo por una fina película de un elemento elegido que estaba a temperatura menor. El espectro resultante tenía líneas oscuras, idénticas a las que aparecían en el espectro solar, precisamente en las frecuencias donde el elemento particular producía sus líneas brillantes cuando se calentaba. Es decir, cada elemento emite y absorbe luz a ciertas frecuencias fijas características del mismo.
Las líneas oscuras de Fraunhofer, que aparecían en el espectro solar, son el resultado de la absorción de ciertas frecuencias características por los elementos presentes en las capas más exteriores de nuestra estrella (espectro de absorción). Aún había dudas: en 1868, en el espectro solar se detectaron líneas que no casaban con las de ningún elemento conocido. De ello, los astrónomos predijeron la existencia de un elemento nuevo, llamado helio. En 1895 se descubrió el helio terrestre.
De igual forma que la teoría universal de la gravitación de Newton probó que se pueden aplicar las mismas leyes tanto en la superficie de la Tierra como para definir las órbitas de los planetas, la espectroscopia demostró que existen los mismos elementos tanto en la Tierra como en el resto del universo.
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).
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.