Cuando sometemos diferentes elementos a la acción de una llama, notamos que cada uno emite un color diferente. Por ejemplo, si quemamos una sal de estroncio, una de sodio y una de cobre, veremos, respectivamente, los colores rojo, amarillo intenso y verde, como se muestra en la siguiente figura:
Si la luz de estas llamas cae sobre un prisma, un espectro discontinuo, es decir, solo se observarán unas pocas líneas brillantes de colores intercaladas con regiones sin luz. Para cada elemento, tendremos un espectro diferente.
Estos tipos de espectros se denominan espectro de emisión, ya que fueron emitidos por un determinado elemento y sirven para identificarlo.
Es posible obtener espectros como este mediante un haz de luz producido en un tubo de descarga eléctrica a alta temperaturas y bajas presiones, que contienen gases de ciertos elementos como el hidrógeno, o como gases nobles bramido:
Al pasar esta radiación electromagnética (luz) producida a través de un prisma, se obtienen los espectros de emisión de cada uno de estos elementos.
Anteriormente se pensaba que el espectro solar logrado era totalmente continuo, pero el científico inglés William Hyde Wollaston encontró que al trabajando con un haz de luz muy estrecho, con una rendija de aproximadamente 0.01 mm, se podía ver que el espectro solar contenía siete líneas negras sobre él. Más tarde, el joven Joseph Fraunhofer (1787-1826), utilizando prismas y rejillas de difracción, encontró que el espectro solar en realidad contiene miles de líneas negras superpuestas.
Algún tiempo después el físico Gustav Robert Kirchhoff notó que las manchas amarillas, logradas por el espectro de sodio, estaban exactamente en el mismo lugar que dos líneas negras en el espectro del Sol. él y el químico Robert Wilhelm Bunsen Llevó a cabo varios experimentos y notó que si una luz blanca del mechero Bunsen, como la luz solar, pasaba por la luz amarilla emitida por el sodio y se cruzaba el prisma para generar el espectro; el resultado sería un espectro solar continuo, en colores del arco iris, pero con las líneas negras (llamadas líneas D por Fraunhofer) en la misma posición que las líneas amarillas en el espectro de sodio.
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El Sol emite luz de todos los colores, desde el rojo al violeta, sin embargo, al atravesar la atmósfera terrestre, los gases presentes absorben la luz del Sol exactamente en los colores que emiten.
Estos tipos de espectros se denominan espectro de absorción.
Con base en estas observaciones, Kirchoff creado tres leyes para espectroscopia, que son:
1) Un cuerpo opaco caliente, en cualquiera de los tres estados físicos, emite un espectro continuo.
2) un gas transparente - como los de los gases nobles que vimos arriba - produce una espectro de emisión, con la apariencia de líneas brillante. El número y la posición de estas líneas estarán determinados por los elementos químicos presentes en el gas.
3) Si un el espectro continuo pasa a través de un gas a la temperatura más baja, el gas frío provoca la presencia de lineas oscuras, eso es un espectro de absorción. Esto es lo que sucedió con el espectro de la luz solar que atraviesa el gas sodio. En este caso, el número y la posición de las líneas en el espectro de absorción también dependen de los elementos químicos presentes en el gas.
Por Jennifer Fogaça
Licenciada en Química
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FOGAÇA, Jennifer Rocha Vargas. "Espectros de emisión y absorción y leyes de Kirchhoff"; Escuela Brasil. Disponible: https://brasilescola.uol.com.br/quimica/espectros-emissao-absorcao-leis-kirchhoff.htm. Consultado el 27 de junio de 2021.
