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(Q-2)   La Estructura Atómica de la materia

La Existencia de átomos.

    Alrededor del año 1900, se pensaba que la física de los objetos macroscópicos (palos y piedras, ladrillos, huesos, etc.) era bien entendida (excepto, como se supone dijo Lord Kelvin, por algunos detalles). El movimiento obedecía las Leyes de Newton, las cuales explicaban el movimiento de los objetos celestiales con una asombrosa exactitud. La electricidad obedecía las leyes de Ampére, Faraday y Maxwell, y se revelaba que la luz era una onda electromagnética, una identificación resaltada por el descubrimiento de ondas de radio por Heinrich Hertz, quien las generaba a partir de una rápida corriente eléctrica alterna. La tecnología seguía muy de cerca este nuevo entendimiento físico y producía unos dividendos enormes, ofreciéndonos motores elécticos, turbinas de vapor, telégrafos y teléfono, maquinaria fabricadora de hielo, aeronaves y más.

   Sustentando todo esto estaban los átomos. Todos los objetos materiales parecían hechos de partículas demasiado pequeñas para ser vistas, pero cuya existencia podría ser deducida de una serie de fenómenos sutiles. Los fenómenos asociados con los átomos mismos, sin embargo, no eran del todo entendidos, por ejemplo, la física detrás de los enlaces químicos, por medio de lo cual los átomos se combinaban para formar moléculas.

    Cuando los físicos se confrontan con lo desconocido y necesitan probar diversas explicaciones, ellos buscan evidencias que puedan ser observadas con gran precisión, como el movimiento de los planetas, los cuales sometieron a una prueba sensible las teorías de Newton. Al estudiar los átomos, la infomación precisa parecía estar dentro de las líneas espectrales de longitud de onda, de colores muy definidos, emitidos por átomos en el destello de su gas, cada uno de los cuales está asociado con un tipo de átomo específico. Así, el sodio destellaba en "líneas" gemelas de naranja-amarillo, separadas muy poco entre sí (ellas son llamadas líneas debido a que así es como aparecen cuando son observadas en un espectrógrafo, el cual separa la luz que llega a través de una ranura muy angosta, en longitudes de onda). El hidrógeno brillaba en rojo, y la luz del sol contiene una línea amarilla (de hecho, muy cercana a las líneas gemelas del sodio), finalmente atribuídas a un elemento nuevo, "helio" (Helios significa Sol en Griego). El helio fue aislado artificialmente en 1895.

   Los espectrómetros se puede equipar con dispositivos ópticos sofisticados llamados "interferómetros", basados en la naturaleza de onda de la luz (tema tratado en una sección opcional al final del plan de lecciones de la sección S-4 [Aún sin traducir]).Estos determinaban las longitudes de onda de aquellas emisiones con una precisión asombrosa -tan exactos, que llegó el momento que el estándard de la longitud, el "metro", fue redefinido en términos de la longitud de onda de una cierta característica espectral. Este se había definido con anterioridad como la distancia entre dos marcas en una barra de metal resguardada en una bóveda en París, pero la nueva definición podía ser reproducida con mayor exactitud, de manera local en cualquier laboratorio que estuviera bien equipado. Muchos miles de longitudes de ondas fueron medidas, emitidas por los varios elementos atómicos, y ellas parecían decir algo acerca de los átomos que las emitían. Sin embargo, la "física clásica" de los 1800ęs no tenía manera de interpretar sus valores.

    Cuando se reconoció por primera vez la existencia de los átomos, algunos los vieron como pequeñas esferas duras rebotando unas contra otras en un gas, o también como vibrando al unísono cuando se juntaban en un arreglo regular en un cristal. Viendo los átomos de un gas como esferas en colisión, de manera particular explicaban muy bien la teoría del calor y de las leyes clásicas de los gases, así como la distribución irregular de las velocidades moleculares (o atómicas) en un gas caliente (calculado por Maxwell, su "distribución Maxweliana"), y también explicaban ideas tan sofisticadas como la segunda ley de la termodinámica.

Electricidad y átomos.

    Pero los átomos tenían más propiedades: tenían componentes cargados eléctricamente. Los compuestos químicos disueltos en el agua regularmente podían ser disociados con una corriente eléctrica que pasara a través de ellos, por ejemplo, el agua misma podía se disociada en hidrógeno y oxígeno. Tal proceso se vino a conocer como electrólisis, y sus leyes fueron estudiadas por Michael Faraday. El científico Sueco Svante Arrhenius adivinó de manera correcta que algunos químicos, cuando se disuelven en agua, por lo menos algunas de las moléculas se convierten en "iones", cargadas eléctricamente.

    Cuando las fuerzas eléctricas son introducidas en dicha solución acuosa, ellas atraen iones positivos en una direction, y los negativos en dirección opuesta. Esto no solo produce una corriente eléctrica, sino que además, diferentes partes del compuesto son traídas hacia los dos contactos eléctricos donde la corriente entra o sale de la solución, permitiendo que diferentes partes de un compuesto químico sean separadas químicamente (a menos que ellas inmediatamente reaccionen químicamente con el agua, como pasa cuando un intenta separar una solución de sal de mesa). En años posteriores, mediante descargas eléctricas sobre los gases raros, los físicos lograron separar pequeños electrones cargados negativamente, así como los iones positivos, siendo estos los fragmentos atómicos o moleculares que quedan cuando se les desprenden los electrones.

    Todo esto sugería que un nivel más profundo de la física existía, gobernando el comportamiento a una escala atómica. Inicialmente se esperaba que las leyes de Newton y Maxwell también fueran válidas allí: diferentes jugadores, tal vez, -átomos, moléculas, iones y electrones- pero con las mismas reglas. Tomó aproximadamente 30 años (1900 - 1930) antes de que una nueva generación de físicos se diera cuenta que las reglas también cambiaron al aproximarse a las dimensiones atómicas, y antes de que nuevas reglas fueran encontradas que remplazaran a las antiguas.

    Repitiendo un punto anterior: Este repaso no es matemático. Puede ayudar a mostrar el patrón general, pero para darle cualquier uso, se deben aplicar las matemáticas, en un nivel relativamente elevado. Si usted nunca necesitará aplicar la física cuántica, probablemente encontrará aquí todo lo que necesita saber. Si sus planes son estudiar física a mayor detalle, necesitará más, pero aún entonces, esta introducción le dirá cómo algunas de las piezas se relacionan unas con otras y le darán un buen punto de partida para lo que venga luego.

La Serie de Balmer.

        (Sección adaptada de una nota histórica optativa en Lsun5wav.htm [Aún sin traducir])

Espectro de hidrógeno

La primera pista del significado de las líneas espectrales vino en 1885 de Johann Balmer, un maestro de preparatoria en Basilea, Suiza. De todos los espectros atómicos, el más simple es el del hidrógeno, y no es una sorpresa, dado que el hidrógeno es el más pequeño de todos los átomos, y presumiblemente, el más sencillo. En una descarga eléctrica (similar a la de una lámpara de neón) se emite solo una serie de las líneas espectrales, de las cuales normalmente cuatro se presentan en el registro fotográfico de un espectrógrafo (fueron nombradas con las primeras 4 letras Griegas, tal y como se ve en la imagen arriba, α, β, γ and δ, de acuerdo al orden descendiente de la longitud de onda). Como se vió, la longitud de onda λ (lambda) de cada color emitido ha sido medida con bastante exactitud, y Balmer descubrió que todos los valores cumplían con una fórmula sencilla:

1/λ = R [1/4   -   1/n2]

donde n= 3,4,5... y R era la "constante de Rydberg" obtenida experimentalmente, en honor a Johann Rydberg, un físico Sueco que la evaluó. (Una traducción del artículo original de Balmer, existe en la red.)

    El valor más bajo de estas "líneas" (n=3) es la línea roja de "hidrógeno alfa" (Hα para abreviar), responsable del dominante color rojo de la cromósfera solar. La mayoría de la luz solar se origina en la fotósfera, la capa más exterior del Sol, tal y como se ve a simple vista; la luz en las capas interiores es reabsorbida cerca del lugar donde fue emitida. La siguiente capa exterior, la cromósfera, brilla muy tenuemente en rojo, un brillo originalmente visto solamente durante un eclipse total de Sol, donde la Luna bloquea la luz mucho más brillante de la fotósfera.

    La cromósfera emite relativamente poca luz, y su contribución normalmente se ahoga por el mucho mayor brillo de la fotósfera. Esta se hace visible durante un eclise total del Sol. Entonces, luego de que la Luna cubre completamente la fotósfera, un destello rojizo se hace visible alrededor del Sol, en forma de anillo, relativamente angosto; sobre dicho anillo está la corona, cuya luz es aún más débil.

    La cromósfera es importante porque es el lugar en donde ocurren las expulsiones repentinas de energía asociadas con magnetismo solar -las llamadas llamaradas solares. Estas llamaradas se presentan raramente con luz blanca, como destellos brillantes contra el fondo de la fotósfera (tal raro evento fue la primera llamarada en ser observada, vista por Richard Carrington en 1859). Pero ellas son fácilmente vistas, cuando se observan a través de un filtro sensible, el cual solo transmite la angosta línea Hα y bloquea todo lo demás. A través de dichos filtros la actividad de las llamaradas u otros fenómenos solares son regularmente monitoreados y fotografiados.

    Después de que Balmer anunció su serie, Lyman encontró en el rango ultravioleta una serie de líneas

1/λ = R [1   –   1/n2]

de las cuales la línea "Lyman α" es prominentemente particular en el destello de la atmósfera exterior de la Tierra fotografiada por los astronautas desde la Luna. También Paschen encontró una serie de líneas en el rango infrarojo.

1/λ = R [1/9   –   1/n2]

sugiriendo que todas ellas pertenecen a una sola familia con

1/λ = R [1/n2 – 1/m2]         ( m>n,     n,m = 1,2,3...)

Las regularidades de estas series parecían como una pista a los procesos dentro del átomo, responsable de las emisiones de los colores angostamente definidos o "líneas espectrales". ¿Pero cuál era el mensaje?


Siguiente parada: (Q-3)   Niveles atómicos de energía.

O si no, regrese a la sección #6 de física relativa al Sol: (S-6) Viendo el Sol bajo una nueva luz

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Autor y Curador:   Dr. David P. Stern
Traducción al español por Horacio Chávez

     Correo al Dr.Stern:   stargaze("at" symbol)phy6.org


última Actualización: 13 de Febrero de 2005