Espectroscopia

Los dos usos principales del análisis espectral se dan en la química y la astrofísica.

El espectro de un elemento determinado es absolutamente característico de ese elemento. Sin embargo, elementos distintos producen en ocasiones líneas que están muy juntas, lo que lleva a posibles errores. Por ejemplo, la línea G de Fraunhofer, situada aproximadamente en 430,8 nm, corresponde a dos líneas diferentes, una debida al calcio, con una longitud de onda de 430,7749 nm, y la otra causada por el hierro, con una longitud de onda de 430,7914 nm (véase Líneas de Fraunhofer). Con un espectroscopio ordinario sería difícil distinguir estas dos líneas. Las otras líneas del calcio, sin embargo, son muy distintas de las otras líneas del hierro. Por tanto, la comparación del espectro completo de un elemento con un espectro conocido simplifica su identificación. Cuando se excita una sustancia desconocida mediante una llama, un arco voltaico, una chispa u otro método apropiado, un análisis rápido con un espectrógrafo suele bastar para determinar la presencia o ausencia de un elemento determinado. Los espectros de absorción son muchas veces útiles para identificar compuestos químicos.

Los espectros situados más allá de la región ultravioleta (rayos X y rayos gamma) se estudian mediante detectores de ionización adecuados. Los espectros de rayos gamma son útiles para el análisis por activación de neutrones. En esta técnica, se irradia una muestra con neutrones en un reactor nuclear; la muestra se vuelve radiactiva y emite rayos gamma. Los espectros de estos rayos gamma sirven para identificar cantidades minúsculas de determinados elementos químicos en la muestra. Esta técnica se emplea en investigaciones policiales, junto con formas más convencionales de espectroscopia.

La espectroscopia Raman, descubierta en 1928 por el físico indio Chandrasekhara Venkata Raman, se ha empleado mucho recientemente en química teórica. Los espectros Raman se forman cuando, en determinadas condiciones, la luz visible o ultravioleta se absorbe y luego se vuelve a emitir a una frecuencia más baja después de provocar la rotación o vibración de las moléculas. Ver Efecto Raman.

Los métodos magnéticos de espectroscopia en la región del espectro de las radiofrecuencias, son muy útiles para proporcionar información química sobre las moléculas y mostrar su estructura detallada. Estos métodos son la resonancia magnética nuclear (RMN) y la resonancia de espín electrónico (REE); esta última técnica también se denomina resonancia paramagnética de electrones. Estos métodos se basan en el hecho de que los electrones y protones giran sobre sí mismos como pequeños trompos. Para alinear los ejes de giro, se coloca la muestra en un campo magnético. Los electrones o protones de la muestra invierten repentinamente sus ejes de giro cuando se suministra la radiofrecuencia adecuada.

La distancia a la que puede situarse un espectroscopio de la fuente de luz es ilimitada. Esto hace que el estudio espectroscópico de la luz solar permita un análisis químico preciso de la composición del Sol (véase Espectroheliógrafo). Las llamadas líneas de Fraunhofer fueron descubiertas a principios del siglo XIX en el espectro solar; más tarde se comprobó que esas mismas líneas podían producirse en la Tierra. El helio se descubrió en el Sol, y de él recibió su nombre mucho antes de que se detectara su presencia en nuestro planeta. Posteriormente, el estudio espectroscópico del Sol proporcionó fuertes indicios indirectos de la presencia de un ion hidrógeno negativo. Por tanto, el estudio espectroscópico de las estrellas ha proporcionado a los científicos importantes conocimientos teóricos, y en la actualidad sigue siendo así, porque las estrellas constituyen unos “laboratorios” en los que se mantienen condiciones inalcanzables en la Tierra, como temperaturas extremadamente elevadas y presiones muy altas o muy bajas. Por ejemplo, durante mucho tiempo se pensó que ciertas líneas halladas en los espectros de las nebulosas correspondían a un elemento no descubierto en la Tierra, al que se llamó provisionalmente nebulio. En la actualidad, los científicos saben que esas líneas son producidas por elementos conocidos en condiciones de vacío muy elevado. El espectroscopio también es muy útil para estudiar objetos del Sistema Solar. Así, el análisis espectral de los anillos que rodean el planeta Saturno ha indicado que están formados en gran parte por amoníaco helado. Nuestro conocimiento de la composición de la atmósfera de los planetas y satélites se deriva en gran medida de las observaciones espectroscópicas.

Cuando la fuente de radiación se acerca al observador o se aleja de él, se produce un desplazamiento de la posición de las líneas espectrales. Este desplazamiento de las longitudes de onda, conocido como efecto Doppler, permite medir con bastante precisión la velocidad relativa de cualquier fuente de radiación. En general, si todas las líneas del espectro de una estrella se desplazan hacia el rojo, la estrella se está alejando de la Tierra, y la velocidad de alejamiento puede calcularse a partir de la magnitud del desplazamiento de las líneas. Por el contrario, si la estrella se está acercando a la Tierra, su espectro se desplaza hacia el violeta. El desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias indica que el Universo se está expandiendo. (Ver Cosmología).

Las líneas espectrales de algunas estrellas distantes se duplican periódicamente. Este fenómeno se debe a la presencia de dos estrellas que forman una estrella doble o binaria, llamada espectroscópica, porque ambas estrellas no pueden resolverse con un telescopio, y sólo su espectro indica que es una binaria. Las dos estrellas giran una en torno a la otra. Cuando una de ellas se mueve hacia la Tierra y la otra se aleja de nuestro planeta, todas las líneas del espectro de la primera se desplazan hacia el violeta, y todas las de la segunda se desplazan hacia el rojo. Cuando las dos estrellas se mueven en dirección transversal con respecto a la línea de visión desde la Tierra, los espectros de ambas coinciden.

Todas las moléculas de un gas están en movimiento constante, por lo que en un instante determinado algunas se mueven hacia el espectroscopio y otras se alejan de él. Las longitudes de onda de algunos de los fotones son más cortas, y las de otros más largas, que si todos los átomos estuvieran en reposo. Debido a esta variabilidad de la longitud de onda, cada línea del espectro se ensancha ligeramente. Si se aumenta la temperatura, la velocidad media de las moléculas se hace mayor, y las líneas se ensanchan aún más. Por tanto, la medida del ancho de determinadas líneas espectrales proporciona una indicación de la temperatura de la fuente, por ejemplo del Sol. En muchos casos, el interior de una fuente está a mayor temperatura que el exterior. El interior produce un espectro de emisión de líneas anchas, y en el exterior se genera un espectro de absorción, con líneas más estrechas al estar más frío. El resultado global para cada línea es una zona brillante con un centro oscuro. Este fenómeno se conoce como autoinversión.

Un fenómeno relacionado con el efecto Doppler es el efecto Mössbauer, cuyo descubrimiento anunció en 1958 el físico alemán Rudolf Mössbauer. En un experimento de efecto Mössbauer se mide la emisión sin retroceso de rayos gamma por un núcleo y su absorción por un segundo núcleo similar. Para que se produzca absorción, el espectro de energías de los rayos gamma del núcleo emisor debe coincidir de forma muy precisa con el espectro de las posibles energías de excitación del núcleo absorbente. El mínimo cambio en el movimiento del núcleo absorbente con respecto al emisor hace que varíe la energía aparente de los rayos gamma que “ve” el núcleo absorbente. Moviendo el núcleo emisor o el núcleo absorbente, los científicos pueden clasificar las energías de los rayos gamma con una precisión muy alta. Esta información es valiosa en estudios de los campos eléctricos y magnéticos en torno a los núcleos de un sólido. El efecto también proporciona una medida precisa del movimiento relativo, que puede aplicarse, por ejemplo, en el acoplamiento de vehículos espaciales. Ver Astronáutica.

En física nuclear se emplea espectroscopia de alta resolución para estudiar la influencia del tamaño y la forma del núcleo sobre la estructura atómica externa. Por otra parte, cuando se coloca una fuente de luz en un campo magnético o eléctrico, las líneas espectrales se dividen o ensanchan en muchos casos, con lo que proporcionan importante información sobre la estructura atómica de la fuente o sobre los campos, que no podría obtenerse de otra forma. El físico holandés Pieter Zeeman descubrió en 1896 que cuando se coloca una fuente de luz en un campo magnético, las líneas espectrales se ensanchan o incluso se duplican. Este fenómeno se conoce como efecto Zeeman. El llamado efecto Stark se llamó así en honor al físico alemán Johannes Stark, que en 1913 consiguió dividir las líneas espectrales en varios componentes mediante un campo eléctrico intenso.