ESPECTROSCOPIAOBJETIVOS: Hacer un estudio cuantitativo y cualitativo de algunos espectros producidos por tubos llenos de un gas (mercurio, helio, nitrógeno e hidrogeno). MATERIAL Y EQUIPO Fuente de poder Tubos de gases Espectrógrafo Rejilla ( con 300 divisiones por milímetro) Lámpara “DESARROLLO TEORICO” Luz visible como parte del espectro electromagnético.La espectroscopia o espectroscopia es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia. Existen tres casos de interacción con la materia: 1. . Espectro de luz de una llama de alcohol. la difracción de electrones y la difracción de neutrones. entre otras disciplinas científicas. El análisis espectral se basa en detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda y se relacionan con los energía implicados en una transición cuántica. Ejemplos son los rayos X. Tiene aplicaciones en astronomía. Choque elástico: existe sólo un cambio en el impulso de los fotones. química y biología. con absorción o emisión de energía radiante. física. Choque inelástico: por ejemplo la espectroscopia Raman. y por eso este método proporciona información importante para astrónomos. El mecanismo por el cual la materia emite radiación electromagnética es el dominio de la espectroscopia. 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. La energía de un fotón (un cuanto de luz) de una onda electromagnética o su correspondiente frecuencia. Los espectros se diferencian considerablemente de elemento a elemento. físicos. La radiación electromagnética se atribuye a las diferencias de energía en las transiciones de los electrones de unos niveles atómicos a otros.2. 3. reflejada o emitida en función de la frecuencia o de la longitud de onda). equivale a la diferencia de energía entre dos estados cuánticos de la sustancia estudiada: ΔE=h∗v Donde: h=es la constante de Planck. Absorción o emisión resonante de fotones. Estudia en qué frecuencia o longitud de onda una sustancia puede absorber o emitir energía en forma de un cuanto de luz. químicos y biólogos. v= es la frecuencia del haz de luz u onda electromagnética asociada a ese cuanto de luz y es la diferencia de energía. . Por medio de un espectrofotómetro se mide el espectro de la luz (intensidad de la luz absorbida. La espectroscopia se relaciona en la mayoría de los casos con la tercera interacción. Desde la antigüedad. se denota como espectro a la distribución de la intensidad en función de la frecuencia o de la longitud de onda. sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca. El objetivo de la espectroscopia es obtener información acerca de una prueba o de un cuerpo radiante. utilizó este . la espectroscopia cubre hoy en día una gran parte del espectro electromagnético.En general. que va de los infrarrojos hasta los rayos gamma. no necesariamente procedente del Sol. Además de la luz visible. científicos y filósofos han especulado sobre la naturaleza de la luz. se descompone en el espectro del arco iris (del rojo al violeta). se pudo comprobar que cada color correspondía a un único intervalo de frecuencias o longitudes de onda. el prisma usado para descomponer la luz fue reforzada 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. Es visible para nosotros porque nuestros ojos detectan esta estrecha banda de radiación del electromagnético completó. Newton tuvo que esforzarse en demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma. con el que comprobó que cualquier haz incidente de luz blanca. Nuestra comprensión moderna de la luz comenzó con el experimento del prisma de Isaac Newton. astrónomo y físico. Por ejemplo: La estructura interna o la temperatura (por ejemplo de estrellas) La composición o la cinética de una reacción química La espectroscopia analítica identifica átomos o moléculas por medio de sus espectros ORIGEN La luz visible es físicamente idéntica a todas las radiaciones electromagnéticas. En los siglos XVIII y XIX. Joseph von Fraunhofer. Posteriormente. Esta banda es la radiación dominante que emite el Sol. El espectro resultante tenía líneas oscuras. surgió la idea de utilizar estos espectros como huella digital de los elementos observados. 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). producía luz blanca continua. cada elemento emite y absorbe luz a ciertas frecuencias fijas características del mismo. Es decir. La longitud de onda de cada una de estas bandas era característica del elemento que había sido calentado. Por el contrario. se desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos. Aún había dudas: en 1878. los astrónomos predijeron la existencia de un elemento nuevo. cuyas longitudes de onda se calcularon con extremo cuidado.espectroscopio inicial para descubrir que el espectro de la luz solar estaba dividido por una serie de líneas oscuras. De ello. A partir de ese momento. coloreadas y brillantes sobre un fondo oscuro. metales y sales mostraba una serie de líneas estrechas. llamado helio. Por entonces. En 1895 se descubrió el helio terrestre. Las líneas oscuras de Fraunhofer. la espectroscopia demostró . en el espectro solar se detectaron líneas que no casaban con las de ningún elemento conocido. 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. la luz generada en laboratorio mediante el calentamiento de gases. 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. También se descubrió que si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente). un espectro completo de todos los colores. idénticas a las que aparecían en el espectro solar. sin ningún tipo de línea o banda oscura en su espectro. precisamente en las frecuencias donde el elemento particular producía sus líneas brillantes cuando se calentaba. 8°.6°.Después visualizamos el espectro del gas del helio en donde se observaron los siguientes colores como el morado con un ángulo de 7..Y para finalizar lo que realizamos fue calcular el valor de λ con la ayuda de la regla de Bragg.5°. 2..5° y el color amarillo-verde con un ángulo de 10°.1°. el azul –verde con un ángulo de 8. 3. 2 d senθ=λn En donde despejando λ la ecuación queda de la siguiente manera . 4. el verde-amarillo con un ángulo de 9.que existen los mismos elementos tanto en la Tierra como en el resto del Universo. DESARROLLO EXPERIMENTAL 1-.8° el verde con ángulo de 9.5°.2°. el amarillo con un ángulo de 10° y el color rojo con un ángulo de 11. posteriormente visualizamos los espectro del gas del nitrógeno en donde se pudieron observar seis colores como fueron el morado con un ángulo de 7. el amarillo con un ángulo de 10°.4° y por el ultimo el color violeta con un ángulo de 11.5°. 5. el naranja con un ángulo de 10. el azul con un ángulo de 8°. el azul-verde con un ángulo de 9. Primero lo que hicimos en el laboratorio fue obtener los espectro de colores de cada gas y sus diferentes ángulos en cada color visualizado el primer gas que observamos fue el neón en donde solo se encontraron tres colores que fueron el color amarillo con un ángulo de 9° el color naranja con un ángulo de 10° y el color rojo con un ángulo de 11°..Y por últimos observamos el espectro del gas del mercurio en donde se observaron los colores violeta con un ángulo de 7. 2° 9.4.04x104 5.6° 8° 8.894x10-4 2.4064x10-4 2.2 d senƟ =λ n en donde d= 1 cm 300 y n=1.1401x10-4 Nitrógeno n Color Ɵ λ 1 2 3 4 5 6 Morado Verde Verde-amarillo Amarillo Naranja violeta 7.2.73x10-4 4.5.092x10-7 5. TABLA DE RESULTADOS Neón n 1 2 3 Color Amarillo Naranja Rojo Ɵ 9° 10° 11° λ 1.8° 9.815x10-4 Ɵ 7° 8° λ 8.3.124x10-4 4.7507x10-4 2.5° 10° 11.1° 9.817x10-4 4.782x10-4 2.8° 10° 10.639x10-4 Mercurio n 1 2 Color Violeta Verde-pasto .1391x10-3 n 1 2 3 4 5 Color Morado Azul Azul-verde Amarillo Rojo Helio Ɵ 7.5° λ 8.329x10-4 3.476x10-4 2.4° 11.6391x10-4 3. 3 4 5 Verde fosforescente Amarillo Rojo 9° 9.5° 10° 3.976x10-4 2. .mercurio.nitrógeno y helio en donde observamos sus diferentes colores de espectrales con sus diferentes ángulos y que pudimos calcular el valor de la ʎ de cada una de los colores gracias a la regla de bragg en donde a mi parecer salieron unos resultados algo raros y creo que esta práctica posiblemente nos pueda servir en una etapa de nuestra carrera si nos dedicamos algo que tenga que ver con los fenómenos espectrales.750x10-4 2.315x10-4 CONCLUSION En conclusión podemos decir que esta práctica fue de gran ayuda ya que gracias a esta pudimos entender con mayor claridad el efecto de la espectroscopia en los diferentes gases como el neon. W. 76. J. Shore. 2. Haken and H. 5. R. Springer 1994. Chem. “A Procedure to Obtain the Effective Nuclear Charge from the Atomic Spectrum of Sodium”. 2. H. 1968.BIBLIOGRAFIA 1. 4. Menzel. The Physics of Atoms and Quanta. Wolf. D. B. Wiley. 2001. Ed. 1269-1271 (1999) . H. 2001. 3. Eisberg Fundamentos de física moderna. CRC Handbook of Chemistry and Physics. FL . Principles of atomic spectra. CRC Press: Boca Raton. Wiley. Da Piedade et al.