Tema 2 Materia y Luz - PDF

TEMA DOS MATERIA Y LUZ 1. LA LUZ Y LOS ÁTOMOS Ya se sabía que, al excitar átomos en un mismo entorno, estos emitían luz. Al descomponer esa luz en sus colores mediante un prisma u otro dispositivo, se podía observar que cada tipo de átomo emitía un patrón de colores único,...

TEMA DOS MATERIA Y LUZ 1. LA LUZ Y LOS ÁTOMOS Ya se sabía que, al excitar átomos en un mismo entorno, estos emitían luz. Al descomponer esa luz en sus colores mediante un prisma u otro dispositivo, se podía observar que cada tipo de átomo emitía un patrón de colores único, conocido como espectro de emisión. Este espectro es como una "huella dactilar" luminosa, ya que cada elemento químico tiene un conjunto característico de longitudes de onda (colores) que lo distingue de los demás. El espectro de absorción funciona de manera inversa: cuando se hace pasar luz blanca (que contiene todos los colores) a través de una sustancia, los átomos de esa sustancia absorben ciertas longitudes de onda específicas de la luz. Como resultado, cuando esa luz pasa por un prisma y se descompone en colores, aparecen líneas oscuras en el espectro en los lugares donde se han absorbido esos colores. Esas líneas oscuras son las que forman el espectro de absorción. Cada átomo tiene un conjunto específico de longitudes de onda que puede absorber, por lo que su espectro de absorción es único, similar al espectro de emisión. Este fenómeno ha sido fundamental para identificar la composición de sustancias y para avanzar en la comprensión de la estructura atómica y la física cuántica, como hizo Niels Bohr al desarrollar su modelo atómico. COLORES (O LONGITUDES DE ONDA) La luz es una onda transversal. Tiene una propiedad característica, que es la longitud de onda (la distancia que hay entre un valle y otro). ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO El espectro electromagnético es el rango completo de todas las frecuencias de radiación electromagnética, que incluye ondas de radio, microondas, infrarrojo, luz visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Cada tipo de radiación se caracteriza por su longitud de onda o frecuencia, y se utiliza en diversas aplicaciones, desde las comunicaciones hasta la medicina y la astronomía. 1 2. EL MODELO ATÓMICO DE BOHR El modelo atómico de Bohr es capaz de hacer predicciones precisas del átomo como el tamaño de las órbitas de los electrones, la energía de los electrones en cada estado y todos los estados posibles de estos átomos. El modelo de Bohr planteó que los electrones viven en el átomo en niveles de energía cuantizados (solo ciertos valores son posibles). Estos estados se identifican por un número n y cuando un electrón pasa de uno a otro se absorbe o se emite un fotón con una energía (o color) muy preciso. Bohr propuso que los electrones se encuentran en el átomo en niveles de energía cuantizados, lo que significa que solo ciertos valores son permitidos. Cada uno de estos estados se identifica mediante un número cuántico n. Cuando un electrón pasa de un nivel de energía a otro, se absorbe o se emite un fotón cuya energía (y color) es muy precisa. La energía del fotón corresponde a la diferencia entre las energías de los electrones en los estados n1 y n2:  Donde E1 y E2 son las energías de los electrones en los estados n1 y n2. La energía del fotón es la diferencia de energía entre niveles. La frecuencia del fotón es y h es la constante de Planck 6.62607004 × 10-34 m2 kg / s El modelo de Bohr permite calcular la energía de los electrones en los estados nnn con gran precisión, lo que a su vez facilita el cálculo de la energía de los fotones. El espectro de emisión del hidrógeno queda muy bien descrito dentro de la teoría atómica de Bohr es uno de los pilares de la teoría cuántica de la materia. 2  Reflexión: El color de los objetos está fundamentalmente ligado a los átomos que los componen. Los colores que observamos son reflejos de la composición material de los objetos. Si cada átomo proyecta una serie específica de colores, esto significa que los colores que percibimos nos indican de qué están hechos los objetos a nuestro alrededor. Por ejemplo, las lámparas de luz amarilla son lámparas de sodio, que emiten un color anaranjado. Todas ellas tienen el mismo color porque la luz que emiten es resultado de la emisión del sodio. 3. ÁTOMOS Y COLORES Ejemplo del sodio (Na) Paso 1: Buscamos el átomo correspondiente en la base de datos de espectroscopia atómica (https://physics.nist.gov/PhysRefData/Handbook/element_name.htm) Paso 2: Buscamos las líneas de emisión más importante en el visible El rango visible está definido como longitudes de onda entre 400-750 nm. (1 nm =1e-9 m). Equivalente a 4000-7500 A (1A=1e-10m). Paso 3: Verificamos solo las líneas en la región visible (4500- 7500A) y buscamos la línea con mayor intensidad. En este caso, , encontramos que se encuentra en 589 nm. Paso 4: Identificamos el color correspondiente. En este caso, la longitud de onda 590 nm está en el límite entre amarillo y naranja, lo que explica el color de las lámparas de Sodio. EL ORIGEN DEL UNIVERSO La teoría más aceptada sobre el origen del universo es el Big Bang. Según esta teoría, el universo comenzó como una pequeña singularidad muy caliente y densa que se expandió rápidamente. Esta expansión dio lugar a la formación de partículas, átomos, estrellas y galaxias. Hoy en día, podemos observar la radiación residual de esta explosión como un fondo cósmico de microondas. 1. LÍNEAS ESPECTRALES Espectro de emisión: “el espectro de frecuencias de luz visible emitida debido a un átomo o molécula que realiza una transición de un estado de alta energía a uno de menor.” Cada elemento químico tiene su propio patrón de luz, un conjunto único de colores (o longitudes de onda), que absorbe y emite, lo que permanece constante. Esto permite identificar la composición y la cantidad de cada elemento presente en las estrellas. Cuando observamos la luz de las estrellas, podemos descomponerla en sus colores. Esto nos ayuda a ver las líneas 3 espectrales, que indican qué elementos contiene la estrella. A veces, los colores pueden aparecer ligeramente distorsionados debido a las condiciones en las que se encuentra la estrella. 2. ESPECTRO DE ABSORCIÓN Espectro de absorción: “registro de la intensidad de la absorción de luz por una muestra en función de la longitud de onda (o frecuencia) de la luz incidente.” Descomponer la luz de las estrellas: Al mirar las estrellas, también podemos ver sus líneas de absorción. Sin embargo, si una galaxia se aleja de nosotros, las líneas espectrales se desplazan hacia el rojo, lo que se conoce como el efecto Doppler. Este desplazamiento nos ayuda a medir la velocidad a la que se alejan las galaxias y proporciona evidencia de que el universo se está expandiendo. El efecto Doppler El efecto Doppler es un fenómeno que ocurre cuando hay un cambio en la frecuencia de las ondas debido al movimiento entre el observador y la fuente de las ondas. 1. Fuente que se acerca: Cuando una fuente de ondas, como una sirena, se mueve hacia un observador, las ondas se comprimen, lo que aumenta la frecuencia. En la luz, esto provoca un desplazamiento hacia el azul. 2. Fuente que se aleja: Si la fuente se aleja, las ondas se estiran, disminuyendo la frecuencia y causando un desplazamiento hacia el rojo en la luz. En astronomía, el efecto Doppler permite a los científicos determinar si las estrellas y galaxias se están acercando o alejando de nosotros. Un desplazamiento hacia el rojo indica que un objeto se aleja, mientras que un desplazamiento hacia el azul indica que se acerca. Este fenómeno es clave para entender la expansión del universo. LAS OBSERVACIONES DE HUBBLE Edwin Hubble fue un astrónomo estadounidense que desempeñó un papel crucial en el establecimiento del campo de la astronomía extragaláctica. Es considerado el mayor cosmólogo observacional del siglo XX. Hubble pasó tres años en Oxford como uno de los primeros Rhodes Scholars, inicialmente estudiando jurisprudencia como había prometido a su padre, pero luego se cambió a la literatura española. Entre 1922 y 1923, utilizó el telescopio de Monte Wilson (2.5 m) para medir la distancia de varias nebulosas a través de las estrellas cefeidas. Sus observaciones llevaron a la conclusión de que estas nebulosas estaban mucho más allá de la Vía Láctea y que en realidad eran galaxias como la nuestra. En 1929, Hubble examinó la relación entre la distancia de las galaxias y su deslizamiento al rojo, descubriendo una proporcionalidad entre la distancia de las galaxias y su velocidad de recesión, lo que se conoce como la Ley de Hubble. Esto significaba que las galaxias distantes se mueven a alta velocidad y que, a mayor distancia, mayor es su velocidad. 4 1. LEY DE HUBBLE Las galaxias distantes se alejan de nosotros a alta velocidad, lo que indica la expansión del universo. A mayor distancia de una galaxia, mayor es su velocidad de alejamiento, evidenciado por el desplazamiento al rojo en sus espectros. Este descubrimiento implica que, si hoy todo en el universo se está expandiendo, en el pasado todo estaba más cerca. Esta observación, representada en la gráfica, es clave para la teoría del Big Bang, que propone que el universo está en constante expansión. Hubble demostró que, cuanto más lejos están las galaxias, más rápido se alejan, lo que refuerza la idea de un universo en expansión. 2. ACERCA DEL BIG BANG Nuestra visión del universo ha cambiado mucho en el último siglo: de verlo como algo infinito e inmutable, pasamos a entenderlo como un universo dinámico, con un inicio y un posible final. La teoría del Big Bang se estableció a partir de cuatro descubrimientos clave, que nos han permitido calcular la edad del universo en 13.8 mil millones de años. El origen del tiempo, el espacio, la materia y la energía están conectados y no se pueden comprender por separado. 5 3. CONCLUSIONES Niels Bohr establece una nueva teoría de la estructura atómica. Su descripción cuántica y probabilística permite entender muchas propiedades de átomo como el espectro de absorción y emisión. Cuando un electrón cambia de estado energético absorbe o emite un fotón de un color específico. Una firma única. Esto permite identificar substancias, conocer la composición de las estrellas y construir una teoría del universo entre muchas cosas. 6