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Estructura de la materia
Temas de Química y su enseñanza III
Dr. Víctor Manuel Ugalde Saldívar
1
Sesión # 3
El origen de los elementos
2
Estructura de la materia
La naturaleza de los electrones
3
NATURALEZA ONDULATORIA DE
LA LUZ
¿Porqué estudiar la luz?
INFORMACIÓN SOBRE LA LUZ
Los elementos que existen en las estrellas
pueden identificarse gracias a la luz que emiten
éstos cuerpos celestes y que viaja a través del
espacio hasta llegar a nuestro planeta.
Para identificar a los elementos, es necesario
comprender los fenómenos de emisión y de
absorción de la radiación electromagnética, que
es con este nombre como se conoce a la luz.
Fuentes de espectros continuo, emisión y absorción
INFORMACIÓN SOBRE LA LUZ
Espectro continuo:
Se llama así, a la radiación que emite un cuerpo caliente y que al difractar dicha
radiación con un prisma de Nicholson*, se pueden observar TODAS las longitudes de
onda que conforman la radiación.
Espectro de emisión:
Se llama así, a la radiación que emite un cuerpo caliente y que al difractar dicha
radiación con un prisma de Nicholson*, se pueden observar las longitudes de onda que
conforman la radiación, también llamadas líneas de emisión. No necesariamente, un
espectro de emisión contiene TODAS las longitudes de onda de un espectro continuo.
Espectro de absorción:
Se llama así, a la radiación que absorbe un cuerpo frio cuando se le hace pasar a través
de éste, la radiación de un espectro continuo. Al difractar la radiación resultante con un
prisma de Nicholson*, se pueden observar las longitudes de onda complementarias, es
decir las que no se absorben. Un espectro de absorción siempre carecerá de al menos
UNA longitud de onda del espectro continuo.
* La difracción también puede realizarse con una rejilla, que es un dispositivo con un
ranurado muy fino, como el que se emplea para grabar discos compactos. ¿Han
observados que se ven colores en un CD cuando le da la luz?
LUZ:
ONDA ELECTROMAGNÉTICA
Componente
eléctrica (E)
Componente
magnética (H)
La luz, contiene dos
componentes que viajan
en posición
perpendicular una de
otra y al mismo tiempo
rotan sobre el eje de la
dirección de la radiación.
La luz polarizada se
obtiene cuando
seleccionamos la
radiación sobre un plano
en específico
Espectro electromagnético
http://www.astroseti.org/vernew.php?codigo=984
INFORMACIÓN SOBRE EL
ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO
Espectro electromagnético:
Contiene desde la ondas de mayor longitud de onda como las ondas de radio (radio waves),
hasta las de menor longitud de onda como los rayos gama (gamma rays).
Longitud de onda:
En la primera escala de la última diapositiva, se muestra la variación de la longitud de onda
(wavelength) en el espectro electromagnético. Los tamaños de las onda se representan con
objetos que están colocados justo debajo de la escala. Así los rayos “X” pueden tener una
longitud equivalente al tamaño de una molécula de agua, los rayos ultravioleta al de un virus y las
ondas de radio al de una pelota de beisbol.
Fuentes:
La segunda hilera de imágenes, representa las fuentes (sources), que son los instrumentos u
objetos que emiten cada tipo de radiación.
Frecuencia:
La segunda escala, contiene los valores de frecuencia (frecuency), que representa la velocidad en
ondas por segundo, que tiene cada tipo de radiación.
Energía:
La tercera y última escala, contiene los valores de energía en electrón volts (energy), que poseen
cada tipo de radiación.
ONDAS Y LUZ
Las características más importantes de
una onda, son su longitud de onda (), su
frecuencia () y su energía (E).
Estas variables estan relacionadas por la
expresión siguiente:
hc
E  hν 
λ
La velocidad de la luz en el vacío está
representada por “c” y “h” es la constante
de Planck.
Radiación
Longitud de onda (m)
Frecuencia (Hz)
Energía (J)
Rayos gamma
< 10 pm
>30.0 EHz
>19.9E-15 J
Rayos X
< 10 nm
>30.0 PHz
>19.9E-18 J
Ultravioleta Extremo
< 200 nm
>1.5 PHz
>993E-21 J
Ultravioleta Cercano
< 380 nm
>789 THz
>523E-21 J
Luz Visible
< 780 nm
>384 THz
>255E-21 J
Infrarrojo Cercano
< 2.5 µm
>120 THz
>79.5E-21 J
Infrarrojo Medio
< 50 µm
>6.00 THz
>3.98E-21 J
Infrarrojo Lejano/submilimétrico
< 1 mm
>300 GHz
>199E-24 J
Microondas
< 30 cm
>1.0 GHz
>1.99e-24 J
Ultra Alta Frecuencia Radio
<1 m
>300 MHz
>1.99e-25 J
Muy Alta Frecuencia Radio
<10 m
>30 MHz
>2.05e-26 J
Onda corta Radio
<180 m
>1.7 MHz
>1.13e-27 J
Onda Media (AM) Radio
<650 m
>650 kHz
>4.31e-28 J
Onda Larga Radio
<10 km
>30 kHz
>1.98e-29 J
Muy Baja Frecuencia Radio
>10 km
<30 kHz
<1.99e-29 J
LUZ VISIBLE
La luz visible es la única región que puede
percibir el ojo humano y representa una muy
pequeña parte del espectro electromagnético.
Tipo de radiación
Longitudes de onda (nm)
Violeta
380-436
Azul
436-495
Verde
495-566
Amarillo
566-589
Naranja
589-627
Rojo
627-770
E=h ; E=hc/
Espectro continuo de luz visible
VARIABLES
E = h
E = hc/
E = Energía
 = Longitud de onda
= Frecuencia
c = Velocidad de la luz = 300000 km/s
h = Constante de Planck = 6,626 × 10-34 J·s
1 Hz = 1 ciclo/s
1 MHz = 1000000 Hz, 1 kHz = 1000 Hz
EJERCICIO
•¿Porqué el Fonógrafo (1150 kHz AM) no se
escucha cuando el automóvil pasa por
debajo de un puente vehicular y en cambio
EXA FM 104.9 MHz, si?
•Calcule las energías asociadas a cada
frecuencia y determine las longitudes de
onda, para elaborar con esto sus respuestas.
h = 6,626 × 10-34 J·s y c=300000 km/s
INTERACCIÓN LUZ-MATERIA
Efecto fotoeléctrico
Información sobre
la naturaleza de
los electrones
Con este experimento pudo demostrarse que irradiando luz de determinada
frecuencia sobre una superficie metálica, podían detectarse electrones que se
desprendían del metal. La frecuencia es específica para cada metal.
De ahí la importancia de conocer más a cerca de la naturaleza de la luz, pues los
electrones presentan algunas similitudes con la radiación.
ESPECTROSCOPÍA
ABSORCIÓN-EMISIÓN
Espectro Continuo
Un espectro continuo en luz visible
Espectro de Absorción
Imagen detallada del espectro visible del Sol
El espectro de absorción del hidrógeno
¿Puede ver estas líneas en el espectro solar de arriba?
Recuerde que el hidrógeno es el elemento más abundante en el Sol.
ESPECTROS DE ALGUNOS ELEMENTOS
REGLA
Å=10-10m
H
Absorción
H
Emisión
He
Li
Be
B
ESPECTROS DE ALGUNOS ELEMENTOS
REGLA
Å=10-10m
H
Absorción
H
Emisión
C
N
O
F
Ne
MODELO ATÓMICO
DE BOHR
Niels Bohr (1885-1962), físico danés,
galardonado con el premio Nobel de
Física en 1922
Modelo planetario del átomo
Electrones viajando en órbitas alrededor del núcleo. El electrón es mil veces más
pequeño que un protón y viaja a velocidades similares a las de la luz. Se comporta
como onda y como partícula (naturaleza dual).
PRIMERAS REFLEXIONES
Si el electrón viaja en forma de ondas alrededor del núcleo y lo hace en una órbita
definida, entonces solo puede tener una longitud de onda. Si no viaja con esta
específica longitud de onda, entonces su trayectoria sería discontinua. Como a
cada longitud de onda se asocia una energía, entonces solo existe un valor de
energía para el electrón, cuantización de la energía.
Postulados del modelo de Bohr
•Solamente algunas órbitas están permitidas para el electrón. Con base en la
teoría cuántica de Planck, determinó que las órbitas se encuentran a una
distancia r=52.9 n2 pm del núcleo del átomo de hidrógeno, donde n es el número
cuántico principal.
•Las leyes del electromagnetismo clásico no son del todo válidas en el nivel
atómico. Los electrones no emiten radiación cuando giran alrededor del núcleo.
El modelo atómico de Bohr
establece:
 La energía del electrón esta cuantizada, es decir, no




puede adoptar cualquier valor.
La emisión y absorción de luz por los átomos se explica
por el tránsito del electrón entre dos estados energéticos
permitidos.
Existe un estado de mínima energía llamado estado
basal.
El radio de la órbita más pequeña es 52.9 pm. El núcleo
es diez mil veces más pequeño que el átomo.
El número cuántico principal es suficiente para especificar
la órbita del electrón y su energía. Si n crece, el electrón
gira más lejos del núcleo y con mayor energía.
http://www.astrocosmo.cl/anexos/m-ato_bohr.htm
Representación
de las órbitas
n
distancia
1
0,53 Å
2
2,12 Å
3
4,76 Å
4
8,46 Å
5
13,22 Å
6
19,05 Å
7
25,93 Å
Explicación de la líneas de
emisión del hidrógeno
El electrón puede cambiar de órbita, o sea que pasa de un valor a otro de “n”. Lo
hace absorbiendo energía. Pero después regresa a su estado inicial, el más
estable, y lo hace liberando energía en forma de una emisión de radiación.
Energía del electrón en el átomo
de hidrógeno
1
En  - RH  2 
n 
RH=Constante de Rygberg, 2.18x10-18 J
Series del espectro de emisión
del hidrógeno
Número cuántico
principal
8
7
6
5
4
3
2
1
Cambios de energía del electrón
al cambiar de n
E  E final - Einicial

 1  
 1 
  - RH 

E   - R H 


2  
2 

 n final   
 n inicial  

 1
1 
E  R H 

2
2
 n inicial n final 
RH=Constante de Rygberg, 2.18x10-18 J
Cambios de energía del electrón
al cambiar de n
Cambio neto de energía:
 1
1 
E  RH 

2
2
 ninicial nfinal 
El signo determina si se libera energía (signo menos) o si se absorbe
energía (signo más).
Para los cálculos de longitud de onda a partir de un cambio de energía,
debe considerarse el valor absoluto de E.
RH=Constante de Rygberg, 2.18x10-18 J
Series del espectro de emisión
del átomo de hidrógeno
Serie
nfinal
ninicial
Región del
espectro
Lyman
1
2, 3, 4 ,5, 6, 7, 8 … Ultravioleta
Balmer
2
3, 4, 5, 6, 7, 8 …
Uv-Visible
Paschen 3
4, 5, 6, 7, 8 …
Infrarrojo
Brackett 4
5, 6, 7, 8 …
Infrarrojo
EJERCICIO
•Determine las longitudes de onda para la
emisión de n=5 a nfinal en los cuatro casos
de nfinal, nfinal=1, nfinal=2, nfinal=3 y nfinal=4,
para las líneas de emisión del átomo de
hidrógeno.
•Calcule la energía en Joules para cada caso
y el valor de la longitud de onda asociada al
cambio en nanómetros (nm). Recuerde que
un nanometro equivale a 10-9 m.
RH=Constante de Rygberg, 2.18x10-18 J
RADIACIÓN Y MEDIO AMBIENTE
EFECTO INVERNADERO
http://www.bbc.co.uk/spanish/especiales/clima/ghouse_2.shtml
El vapor de agua, el dióxido de carbono
(CO2) y el gas metano forman una capa
natural en la atmósfera terrestre que retiene
parte de la energía proveniente del Sol. El
uso de combustibles fósiles y la
deforestación ha provocado el aumento de
las concentraciones de CO2 y metano,
además de otros gases, como el óxido
nitroso, que aumentan el efecto invernadero.
La superficie de la Tierra es
calentada por el Sol. Pero
ésta no absorbe toda la
energía sino que refleja
parte de ella de vuelta hacia
la atmósfera.
Alrededor del 70% de la
energía solar que llega a la
superficie de la Tierra es
devuelta al espacio. Pero
parte de la radiación
infrarroja es retenida por
los gases que producen el
efecto invernadero y vuelve
a la superficie terrestre.
Como resultado del efecto invernadero, la Tierra
se mantiene lo suficientemente caliente como
para hacer posible la vida sobre el planeta. De no
existir el fenómeno, las fluctuaciones climáticas
serían intolerables. Sin embargo, una pequeña
variación en el delicado balance de la temperatura
global puede causar graves estragos. En los
últimos 100 años la Tierra ha registrado un
aumento de entre 0,4 y 0,8º C en su temperatura
promedio.
http://www.bbc.co.uk/spanish/especiales/clima/fossil_fuel.shtml
Gases con efecto invernadero
Gas
Acción relativa
Contribución
real
CO2
1 (referencia)
76%
CFCs
15 000
5%
CH4
25
13%
N2O
230
6%