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Unidad 1 PTICA CUNTICA. SU IMPACTO EN LA SOCIEDAD Y EL MEDIO
AMBIENTE.
INTRODUCCION: En el semestre anterior estudiaste los distintos
fenmenos que se producen cuando
la luz atraviesa o incide sobre diferentes sustancias, estos
fueron:
Reflexin: es el fenmeno por el cual parte de la luz que llega a
un objeto es devuelta por este. Todos los cuerpos poseen la
propiedad de reflejar parte de la luz que incide sobre
ellos, aunque unos la poseen en mayor grado que otros.
Con este fenmeno se explican las imgenes en superficies como los
espejos.
Refraccin: consiste en el cambio de direccin que experimenta un
rayo de luz,
cuando este atraviesa la frontera entre dos medios de densidades
pticas diferentes
a) Si el ngulo de incidencia es de 0 grados, el de refraccin
tambin lo es. A
medida que aumenta el primero, tambin aumenta el segundo.
b) Cuando la luz pasa de un medio de menor densidad ptica a otro
de mayor, el
ngulo de refraccin es menor que el de incidencia y
viceversa.
Como caso particular de este fenmeno es la reflexin total. Esta
ocurre cuando el
haz de luz se propaga desde un medio de mayor densidad ptica
hasta otro de
menor densidad, para determinado ngulo de incidencia, llamado
ngulo lmite, el
cual vara segn sean las sustancias. Este fenmeno recibe el
nombre de reflexin
total interna y es muy utilizado en la construccin de equipos,
instrumentos y fibras
pticas (los cables de fibra ptica funcionan por este
principio).
Asociado a este fenmeno se estudio el concepto de ndice de
refraccin n el cual
nos da la relacin entre las velocidades de la luz en cada uno de
los dos medios que
atraves.
La ley que me relaciona el ndice de refraccin y los ngulos es la
ley de Snell y su
expresin matemtica es:
senrnsenin 21 = (1.1)
Donde el ndice de refraccin n1 es el del medio del cual proviene
la luz y n2 el del
medio en el cual penetra.
-
VCn = (1.2) donde c es la velocidad de la luz en el vaco ( 3 x
10 8 m / s) y v la
velocidad en el medio que atraviesa. Este ndice se denomina
absoluto.
El ndice de refraccin relativo entre dos sustancias sera:
sensen
VVn ==
2
1
Difusin de la luz al fenmeno de la desviacin de su energa hacia
los lados,
cuando esta atraviesa una sustancia transparente que presenta
heterogeneidades.
Cuando la luz proveniente del sol viaja a travs de la atmsfera,
experimenta una
desviacin lateral por difusin que es ms intensa para el color
violeta y azul, que
son los que tienen menor longitud de onda. La combinacin de esos
colores forma el
azul celeste del cielo.
Las tonalidades rojizas de los atardeceres y amaneceres, tambin
se explican por la
difusin.
Interferencia de la luz, el fenmeno de la superposicin de dos o
mas haces
luminosos coherentes, lo cual da lugar a la formacin de zonas
claras y oscuras.
FIGURA 1.1 pag. 1 12mo. Grado 1ra. Parte ao 1991
Fig. 1.1
La difraccin de la luz es el fenmeno por el cual la direccin de
esta se curva al
pasar por la vecindad de los objetos.
La distribucin de la iluminacin que se obtiene como resultado
del fenmeno
anterior se denomina Patrn de Difraccin.
El fenmeno de la difraccin es apreciable cuando la longitud de
onda es del orden
del obstculo. En el caso de la luz esta se verifica
apreciablemente cuando la
abertura, el orificio o el obstculo tienen dimensiones
inferiores a las dcimas de
milmetro. Tambin se observa cuando se interpone al haz de luz un
cuerpo cuyos
bordes sean casi perfectos, como en el caso de una cuchilla de
afeitar ver fig. 1.2
Lmina 3 inciso f pg. 156 texto de 12 1 parte ao 2000.
Fig. 1.2
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Un instrumento ptico que tiene gran aplicacin prctica es la red
de difraccin, la
cual est constituida por un gran nmero de finas ranuras
separadas por intervalos
opacos ver fig. 1.3 Con ayuda de las redes de difraccin se
pueden hacer
mediciones de la longitud de onda, mucho ms exactas que con el
experimento de
Young.
FIGURA 6.18 pag. 241 texto 12 grado ao 1979
Fig. 1.3
Estos dos fenmenos fueron cruciales, ya que a partir de aqu se
midi una ( ) longitud de onda para la luz y por tanto se acept que
la luz era una onda a partir
del siglo XIX.
Polarizacin: fenmeno mediante el cual la ondas transversales
(oscilan
perpendicular a la direccin en que se propagan desordenadamente
y en todas
direcciones) al atravesar una sustancia emergen oscilando en una
sola direccin (o
son absorbidas totalmente).
Este fenmeno llev a determinar que la luz es una onda
transversal ya que es una
propiedad solo de este tipo de onda ver figura 1.4.
Fig. 1.4
Y como conclusin se lleg a que la luz es una onda
electromagntica y que por tanto se
propaga a la velocidad de 300 000 km / s en el vacio.
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1. RADIACIN TERMICA. El Sol es la mayor fuente de energa
calorfica en el Sistema Solar. Nuestro planeta
Tierra recibe esta forma de energa en trnsito por un mecanismo
llamado radiacin,
el cual ya has estudiado como forma de transmisin del calor.
Esa energa atraviesa la distancia Sol Tierra (150 000 000 km) en
8,5 minutos
aproximadamente y entre ambos no hay aire es el vaco y este es
mal conductor del
calor, y tampoco puede ser la conveccin pues se necesitan masas
de aire para ello.
Toda energa que se transmite por radiacin, con independencia de
su naturaleza,
se denomina energa radiante. La energa radiante se manifiesta en
todo el
espectro de radiaciones electromagnticas, pero entre toda la
diversidad de las
radiaciones electromagnticas es posible destacar una que se
manifiesta a cualquier
temperaturas y por tanto, es inherente a todos los cuerpos, es
la conocida como
radiacin trmica o radiacin de calor.
La radiacin trmica no es ms que la emisin de radiacin
electromagntica
provocada por la energa interna de los cuerpos y cuya intensidad
corresponde
fundamentalmente a la zona del espectro correspondiente al
infrarrojo. Es importante
comprender que esta energa es emitida por el cuerpo debido al
movimiento trmico
de sus molculas, de ah su nombre. Puesto que una medida de este
movimiento es
la temperatura, es de esperar una relacin entre la radiacin
trmica y la
temperatura.
En dependencia de la temperatura del cuerpo, vara la intensidad
de la radiacin y la
composicin espectral, causa por la cual no siempre la radiacin
trmica se percibe
por el ojo humano (espectro visible).
1.2 EQUILIBRIO TRMICO.
Sabemos que todo cuerpo cuya temperatura es diferente de la de
su entorno,
alcanzar en ltimo trmino una temperatura igual a la de este, ya
sea porque emite
energa (emite mas de la que absorbe) y se enfra (decrecer su
energa interna y su
temperatura disminuye) o porque absorbe energa (absorbe mas de
la que emite) y
se calienta (aumenta su energa interna y su temperatura
aumenta). Esto se conoce
como equilibrio trmico. Este proceso continuar mientras la
cantidad de energa
emitida no sea igual a la cantidad de energa absorbida. De esta
forma la aparicin
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de desequilibrios en el sistema cuerpo radiacin conlleva el
surgimiento de
procesos que restablecen el equilibrio.
La capacidad de la radiacin trmica o radiacin de calor de
encontrarse en equilibrio
con los cuerpos emisores est condicionada porque su intensidad
depende de la
temperatura.
1.3 Radiacin trmica y la longitud de onda .
Supongamos una cavidad cuyas paredes estn a cierta temperatura.
Los tomos del
material que componen las paredes emiten radiacin
electromagntica y al mismo
tiempo absorben la emitida por otros tomos de la pared. Cuando
la radiacin
electromagntica atrapada dentro de la cavidad alcanza el
equilibrio con los tomos
de las paredes, la cantidad de energa que emiten los tomos por
unidad de tiempo
es igual que la absorbida por ellos. Cuando la radiacin de la
cavidad est en
equilibrio con las paredes, la densidad de energa del campo
electromagntico es
constante.
- Los experimentos demuestran que en el equilibrio, la radiacin
electromagntica
atrapada posee una distribucin de energa bien definida, es
decir, a cada longitud
de onda () corresponde una densidad de energa r que slo depende
de la
temperatura de las paredes y es independiente de su material.
Experimentalmente
se estableci la dependencia entre la radiacin espectral T y la
longitud de onda
para una temperatura T constante, tal y como se muestra en la
figura 1.5, siendo T la densidad de energa monocromtica
.
Fig. 1.5
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Esta curva nos muestra cmo la intensidad de energa mxima
corresponde a un
valor de longitud de onda que se ha denominado MAX. Esto
significa que el cuerpo emite la mayor parte de su energa en forma
de radiacin en esa longitud de onda.
Asimismo se observ que esta dependencia era la misma para todos
los cuerpos a
igual temperatura en la medida que se aproximaban a un modelo
terico conocido
como cuerpo negro.
2 Cuerpo negro .
En la naturaleza no existen cuerpos negros, este
concepto es una abstraccin fsica. Para
entender el concepto de cuerpo negro hay que
partir del hecho de que los cuerpos no slo
emiten, sino tambin absorben energa. Al incidir
radiacin sobre la superficie de un cuerpo
ocurren dos procesos: una parte se refleja y otra parte se
absorbe. La experiencia
muestra que los cuerpos que mejor absorben la energa que llega a
ellos (y que por
tanto reflejan poco) son los que mejor emiten. Ejemplos de
objetos que se asemejan
a un cuerpo negro pueden ser el terciopelo negro, o el holln.
Una forma de construir
un cuerpo negro es un recipiente cerrado de paredes interiores
rugosas con un
agujero. El orificio es un ejemplo de cuerpo negro, ya que la
radiacin incidente,
debido a las mltiples reflexiones, queda atrapada y no logra
salir. Ver figura 1.6
As, se define como cuerpo negro a aquel que absorbe toda la
energa que incide
Figura 1.6
Figura 1.7.
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sobre l. Pero al mismo tiempo, el cuerpo negro es el cuerpo que
ms emite entre
todos los cuerpos a una temperatura dada. Esto se aprecia en la
figura 1.7, en la que
un cilindro metlico cerrado con un pequeo orificio acta como un
simulador de
cuerpo negro. El cuerpo est a una temperatura suficientemente
alta, por lo que el
metal se muestra incandescente; sin embargo, el agujero a travs
del cual emerge la
radiacin interior de la cavidad es ms brillante que el resto de
la superficie.
La relacin entre la absorcin y emisin de la energa por un cuerpo
estar entre los
valores de 0 a 1. Para el cuerpo negro ideal este valor ser 1.
Absorben bien los
cuerpos de color negro. Los cuerpos cuyo coeficiente de absorcin
es menor que la
unidad y no depende de la longitud de onda de la radiacin que
incide sobre l se
denominan cuerpos grises.
Los cuerpos grises no existen en la naturaleza, algunos cuerpos
en un intervalo de
longitudes de onda dado irradian y absorben como cuerpos grises.
Por ejemplo, el
cuerpo humano a veces se considera como un cuerpo gris con un
coeficiente de
absorcin de 0,9 en la regin infrarroja del espectro. El ojo
humano es un buen
ejemplo de cuerpo negro.
Aunque el cuerpo negro es una idealizacin, las leyes que a
continuacin se
establecern corresponden a este modelo. El grado de acercamiento
de un cuerpo a
Figura 1.8
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la condicin de cuerpo negro se da en tanto el valor de la
relacin entre la absorcin
y la emisin se acerque a 1. Existen objetos que se pueden
modelar como cuerpos
negros.
Un filamento de un bombillo incandescente puede modelarse como
cuerpo negro
admitiendo que toda la energa que recibe (energa elctrica) la
emite en forma de
calor.
La radiacin del cuerpo negro presenta un espectro continuo. En
la familia de curvas
de la figura 1.8 se observan los grficos de los espectros de
radiacin para diferentes
temperaturas y un trazado que enlaza los mximos de cada curva en
particular A
partir de estas curvas experimentales puede arribarse a las
siguientes conclusiones:
El mximo de densidad espectral de la radiacin T, se desplaza
hacia el
lado de las ondas cortas con la elevacin de la temperatura.
La energa radiante aumenta con el aumento de la temperatura.
Los intentos por obtener una forma terica de la funcin de
radiacin para las curvas
presentadas en la figura 1.8, no daban la solucin general del
problema Las leyes
que a continuacin enunciaremos fueron establecidas
experimentalmente antes del
trabajo fundamental de Max Planck en 1900. La explicacin terica
de las leyes de la
radiacin del cuerpo negro, tuvo un significado enorme en la
historia de la Fsica,
pues condujo al concepto de cuantos de energa que estudiaremos
posteriormente.
Joseph Stefan en 1879, analizando los datos experimentales y
despus su discpulo
Ludwing Boltzmann en 1884 partiendo de consideraciones
termodinmicas llegaron
a que la radiacin integral RT de cualquier cuerpo es
proporcional a la cuarta
potencia de su temperatura termodinmica. Mediciones posteriores
ms exactas
concluyeron que tales aseveraciones slo eran validas para los
cuerpos negros. La
radiacin integral RT se define como la energa total emitida por
unidad de superficie
y de tiempo a una temperatura determinada.
Joseph Stefan Fis Fsico austriaco (1835 / 1893). Descubri una de
las leyes de la radiacin trmica, comprobada posteriormente por su
discpulo y colaborador Boltzmann, la Ley de Stefan Boltzmann.
Ludwig Boltzmann Fis Fsico austriaco. n. en Viena (1844 / 1906).
Uno de los fundadores de la teora cintico molecular, la cual
aparece en sus trabajos como una teora consecuente y lgicamente
armnica. Contribuy mucho al desarrollo y a la popularizacin de la
teora de
-
Maxwell del campo electromagntico. Defendi con apasionamiento la
interpretacin molecular de los fenmenos trmicos.
La ley anteriormente planteada y denominada de Stefan-Boltzmann
establece que la
radiacin integral del cuerpo negro es proporcional a la cuarta
potencia de su
temperatura termodinmica, o sea:
RT = T4 (1.3)
donde = 5,67 10-8 W/(m2 K4) es la llamada constante de
Stefan-Boltzmann.
La ley de Stefan Boltzmann se puede ilustrar cualitativamente en
diferentes
cuerpos en los que a medida que aumenta su temperatura se
percibe una radiacin
ms intensa, son los casos de un horno, la cocina elctrica, los
lingotes metlicos en
los altos hornos, etctera. Desde este punto de vista, la ley de
Stefan Boltzmann
se refiere slo a la intensidad de la radiacin integral del
cuerpo negro y no dice
nada respecto a la distribucin espectral de energa.
La conclusin inherente al valor de longitud de onda para el que
se obtiene el
mximo de la radiacin integral RT y su aumento con el aumento con
la
temperatura, se concreta en la Ley de desplazamiento de Wien
(Wilhelm Wien):
T
C1max = (1.4)
donde C1 es un coeficiente cuyo valor es: C1 = 2,9 10-3 m K.
Wilhelm Wien Fsico alemn. n. en Gaffken (1864 / 1928). Realiz
importantes estudios sobre Termodinmica, radiaciones, rayos X,
catdicos y canales .Sus trabajos sobre la radiacin del cuerpo negro
lo llevaron al planteamiento de las leyes que llevan su nombre
acerca de este fenmeno. Recibi el Premio Nobel de Fsica en
1911.
La manifestacin de la ley de Wien se pone en claro en
observaciones cotidianas, A
temperatura ambiente la radiacin trmica de los cuerpos est
comprendida
fundamentalmente en la regin infrarroja y no se percibe por el
ojo humano. A una
elevacin considerable de la temperatura del cuerpo (750 K), este
comienza a emitir
luz rojo-oscura, y a temperaturas muy altas esta llega a ser
blanca con matices de
azul (1250 K) a mayores temperaturas (1800 K) se observa una
incandescencia
blanco brillante, aumentando tambin la sensacin del carcter
incandescente del
cuerpo.
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Se le dice a la ley de Wien Ley de Desplazamiento, pues el mximo
de la funcin
RT a medida que aumenta la temperatura se desplaza a la zona de
ondas cortas.
En la figura 1.8 puede ser observada esta ley.
Basndose en las leyes de Stefan Boltzmann y de Wien, la
pirometra ptica
permite determinar la temperatura de los cuerpos considerando
que la energa
adquirida por el pirmetro es proporcional al brillo de la fuente
independientemente
de la distancia entre ellos, por lo cual, las lecturas del
pirmetro dependern del brillo
y como consecuencia de la temperatura del cuerpo negro en
cuestin.
( PIRMETRO: Equipo que se utiliza para medir la temperatura de
masas fundidas o de cuerpos incandescentes a partir de la radiacin
que estos cuerpos emiten. Su funcionamiento estriba en comparar lo
que recibe del cuerpo con un manantial de referencia.) 3.
APLICACIONES DE ESTAS IDEAS:
Las superficies opacas pueden absorber o reflejar la radiacin
incidente.
Generalmente, las superficies mates y rugosas absorben ms calor
que las
superficies brillantes y pulidas, y las superficies brillantes
reflejan ms energa
radiante que las superficies mates. Adems, las sustancias que
absorben mucha
radiacin tambin son buenos emisores; las que reflejan mucha
radiacin y absorben
poco son malos emisores. Por eso, los utensilios de cocina
suelen tener fondos
mates para una buena absorcin y paredes pulidas para una emisin
mnima, con lo
que maximizan la transferencia total de calor al contenido de la
cazuela.
Algunas sustancias, entre ellas muchos gases y el vidrio, son
capaces de transmitir
grandes cantidades de radiacin. Se observa experimentalmente que
las
propiedades de absorcin, reflexin y transmisin de la radiacin
electromagntica
de una sustancia dependen de la longitud de onda de la radiacin
incidente. El vidrio,
por ejemplo, transmite grandes cantidades de radiacin
ultravioleta, de baja longitud
de onda, pero es un mal transmisor de la radiacin infrarroja, de
alta longitud de
onda. La Ley de Desplazamiento de Wien junto con las propiedades
de transmisin
del vidrio antes mencionadas, explica el calentamiento de los
invernaderos (las
casas con paredes de vidrio como huertos tapados intensivos, se
usan
fundamentalmente en pases no tropicales) y el efecto invernadero
sobre la Tierra.
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3.1 Calentamiento Global del Planeta
La energa radiante del Sol, mxima en las longitudes de onda
visibles, se transmite
a travs de la atmsfera terrestre y al incidir en la superficie
terrestre una fraccin es
absorbida y la otra es irradiada, predominantemente en
longitudes de ondas
mayores, correspondientes al infrarrojo. La energa irradiada por
la Tierra se
denomina radiacin terrestre. Los gases atmosfricos
(principalmente Dixido de
Carbono y vapor de agua) impiden la transmisin hacia el exterior
de la atmsfera
de esta radiacin terrestre con una fuerte componente infrarrojo,
provocando una
transferencia de calor neta hacia el interior de la
atmsfera.
La radiacin terrestre que no consigue escapar de la atmsfera
terrestre calienta el
planeta. Este proceso de calentamiento global es agradable, de
lo contrario la
temperatura predominante en la Tierra sera de unos 18 C. Es un
proceso natural.
La cantidad de radiacin solar que llega a la Tierra, promediada
en un intervalo de
aos, compensa exactamente la radiacin terrestre que nuestro
planeta emite al
espacio. Este equilibrio da por resultado la temperatura
promedio de la Tierra, la cual
permite la existencia de la vida tal como la conocemos.
La incorporacin de ciertos materiales a la atmsfera modifica la
absorcin y
reflexin de la radiacin solar. La quema de combustibles fsiles,
la emanacin de
gases como el Dixido de Carbono, el Amonaco, los compuestos del
Cloro y el
Bromo, y otros elementos contaminantes, rompen el equilibrio de
la radiacin del
sistema Sol Tierra disminuyendo el porciento de la radiacin
terrestre que es
expedida ms all de los lmites del planeta azul. Esta
incorporacin no natural de
estos materiales es creado por la actividad desmedida del hombre
en la explotacin
y transformacin de los recursos naturales del planeta, sin tener
en cuenta sus
efectos desastrosos para el clima y est poniendo en riesgo la
existencia de la propia
especie.
El Sol, es la ms potente fuente de radiacin trmica cercana a
nosotros y que
condiciona la vida en la Tierra. Tras un viaje de unos 150
millones de kilmetros la
radiacin solar llega a la Tierra. La atmsfera refleja un 28% del
total, mientras que el
3% constituido por radiacin ultravioleta es absorbida por el
Ozono presente en la
estratosfera (por eso es tan importante su preservacin porque
esta radiacin incide
en los enlaces de ADN modificndolos, provoca afecciones en los
organismos vivos
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que habitan nuestro planeta y lleva a su destruccin, consultar
al profesor de
Biologa al respecto), lo que hace posible la vida en nuestro
planeta. En la troposfera
el vapor de agua absorbe el 17% correspondiente a la radiacin
infrarroja, mientras
que las partculas en suspensin como polvo, humo, polen o
contaminacin retienen
otro 5%. A la corteza terrestre llega pues, un 47% de la
radiacin solar inicial, de la
que un 25,8% es absorbida por el agua ocenica, un 0,2 % por las
plantas y slo un
21% es absorbido por el suelo.
El flujo de radiacin solar correspondiente a 1 m2 del rea del
borde exterior de la
atmsfera, si se considera que la Tierra est a su distancia
promedio del Sol, se
llama constante solar, y su valor medio 1,37 103 W. La
intensidad de energa real
disponible en la superficie terrestre es menor que la constante
solar debido a la
absorcin y a la dispersin de la radiacin que origina la
interaccin de los fotones
con la atmsfera.
La radiacin solar dosificada se aplica como mtodo teraputico
(Helioterapia), as
como un mtodo de fortalecer el organismo. La aplicacin de la
Helioterapia en la
Amrica precolombina, en la poca de los Antiguos Mayas, ya era
muy conocida y
consiste en usar los rayos del Sol junto a extractos de plantas
con fines medicinales.
Tambin con fines curativos se emplean fuentes artificiales de
radiacin trmica
(lmparas incandescentes y radiadores infrarrojos)
4 Diferentes radiaciones y sus aplicaciones
4.1 Radiacin infrarroja
Es la radiacin electromagntica que ocupa la regin espectral
entre la frontera de la
luz visible ( = 760 nm) y la radiacin de ondas cortas [ = (1...
2) mm].
El que todos los cuerpos emitan radiacin infrarroja, no
significa que puedan ser
empleados como fuentes de radiacin infrarroja de cierto nivel de
importancia pues,
a temperaturas no elevadas, la emitancia de radiacin de los
cuerpos es pequea.
Los mtodos de deteccin y medicin de la radiacin infrarroja se
dividen en
trmicos y fotoelctricos. Entre los receptores trmicos puede
mencionarse al
termopar y al pirmetro en dependencia de la temperatura del
cuerpo emisor. A los
receptores fotoelctricos pertenecen las clulas fotoelctricas,
los transductores
optoelectrnicos de imagen (de amplia aplicacin en el campo de la
ciencia y el arte
militar, recuerde las filmaciones que realizan de noche sin
iluminacin adicional) y las
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fotorresistencias. Existen otros mtodos de registro de la
radiacin infrarroja como
son las placas y pelculas fotogrficas con recubrimientos
especiales.
En la terapia mdica suele emplearse la radiacin infrarroja,
utilizando su accin
trmica. El efecto curativo de la radiacin infrarroja se obtiene
en longitudes de onda
prximas a la regin visible del espectro electromagntico, para lo
cual se emplean
lmparas especiales.
La radiacin infrarroja penetra en el cuerpo unos 20 mm, causa
por la cual se
calientan en mayor grado las capas superficiales. El efecto
teraputico se consigue
como consecuencia de la aparicin de un gradiente de temperaturas
entre la
superficie y los tejidos interiores que intensifica la actividad
del sistema
termorregulador y con ello la intensificacin del abastecimiento
de sangre en el lugar
irradiado.
La deteccin de diferencias de temperaturas por diferencias de
emisin de infrarrojo
con detectores ultrasensibles permiten descubrir la presencias
de objetivos incluso
pequeos y con diferencias de temperaturas con la del ambiente de
hasta de 10 C.
4.2 Radiacin ultravioleta
Esta radiacin electromagntica ocupa la regin espectral entre la
frontera violeta de
la luz visible ( = 400 nm) y la parte de las ondas largas de la
radiacin x ( = 10 nm)
El Sol es la fuente ms potente de radiacin ultravioleta en
nuestro entorno, estando
constituido el 9% de su radiacin en el lmite de la atmsfera
terrestre por
componentes ultravioletas.
La principal aplicacin de la radiacin ultravioleta est
relacionada con su accin
biolgica especfica condicionada por los procesos
fotoqumicos.
5. QU SON LOS CUANTOS DE LUZ?
Al final del siglo XIX estas relaciones, ley de Stefan Boltzman
y la ley de Wien
aplicadas como modelo terico constitua uno de los principales
problemas de la
Fsica, toda vez que la teora existente (la llamada Fsica Clsica)
daba resultados
catastrficos y eran incompatibles con los datos obtenidos
experimentalmente
cuando se trataba de relacionar la MAX y la temperatura asociada
a ella.
-
La cuestin radicaba en que se aceptaba como un hecho que la
emisin y absorcin
de la energa por los cuerpos era de forma continua, o sea que
iban recibiendo (o
emitiendo) energa ininterrumpidamente hasta que se producan los
cambios
planteados. Esto estaba avalado porque la radiacin
electromagntica se
comportaba como ondas, por lo que a todos los fenmenos donde se
estudiara su
incidencia se aplicaba este modelo (conceptos, leyes y aparato
matemtico).
La solucin del problema la establece Max Karl Ernst Ludwig
Planck (1858 - 1947)
en Diciembre del ao 1900 mediante el trabajo que presenta en la
Sociedad de
Fsica, el cual marca el nacimiento de la Fsica Moderna.
Max Planck Fis Fsico alemn. n. en Kiel (1858 / 1947). En 1900 en
un trabajo dedicado a la radiacin trmica introdujo por primera vez
la idea de la emisin en porciones discretas o cuantos de la energa
de un oscilador elemental. Esta es la base de la Teora cuntica de
la radiacin y de la Mecnica Cuntica. Recibi el Premio Nobel en
1918. Colabor con A. Einstein a lo largo de su carrera. En 1930
Planck fue elegido presidente de la Sociedad Kaiser Guillermo para
el Progreso de la Ciencia. Sus crticas abiertas al rgimen nazi que
haba llegado al poder en Alemania en 1933 le forzaron a abandonar
la Sociedad, de la que volvi a ser su presidente al trmino de la II
Guerra Mundial.
Planck sugiri que si la radiacin de la cavidad del cuerpo negro
estaba en equilibrio
con los tomos de las paredes, debera existir una correspondencia
entre la
distribucin de la energa de la radiacin y las energas de los
tomos de la cavidad,
proponiendo que:
los tomos se comportan como osciladores armnicos que emiten
energa de
radiacin no en forma continua, sino en porciones aisladas
proporcionales a su
frecuencia
Esta energa emitida en forma de cuantos como llam Planck a estas
cantidades de
energa proporcionales a la frecuencia de la radiacin puede ser
calculada por la
expresin siguiente:
E = h, (1.5)
donde h = 6,62 10-34 J.s (es la hoy conocida como constante de
Planck en su honor)
y es la frecuencia de la radiacin (recordemos que = c/ siendo, c
la velocidad
de la luz) De manera que la energa que absorbe o emite un cuerpo
para una
longitud de onda dada ser:
-
hc
E =
Aplicando las consideraciones anteriormente planteadas y
conocida la forma de la
curva que la funcin deba dar, Planck obtuvo la expresin para la
densidad de
energa de la radiacin del cuerpo negro. La expresin obtenida
concordaba dentro
de los lmites de errores con los resultados experimentales a
diferentes temperaturas
y aceptada despus como la expresin correcta para la radiacin del
cuerpo negro,
conocida como Ley de Radiacin de Planck.
Esta idea signific que la energa electromagntica se emita y
absorba en porciones
denominadas cuantos y volva a poner en la palestra la vieja
discusin de si la luz se
comporta como una onda o como un flujo de partculas, discusin
planteada desde el
siglo XVII donde Isaac Newton (1642 1727) defenda la idea del
flujo de partculas
y Christian Huygens (1624 / 1695). la luz como proceso
ondulatorio.
Christian Huygens Fsico, matemtico y astrnomo holands (1624 /
1695). Fue el creador de la Teora ondulatoria de la luz. Utiliz por
primera vez el pndulo para regular la marcha de los relojes. Dedujo
la frmula para el perodo de oscilacin de los pndulos simple y
compuesto. Investig acerca las secciones cnicas, la cicloide y
otras curvas. A l se deben trabajos sobre probabilidades. Con un
telescopio perfeccionado por l descubri al satlite de Saturno,
Titn. 6. QU ES EL EFECTO FOTOELCTRICO Y CULES SON LAS LEYES QUE
LO RIGEN?
Un fenmeno que puso de manifiesto lo acertado de las nuevas
ideas cunticas es el
llamado efecto fotoelctrico, conocido desde finales del siglo
XIX, y explicado por
Einstein en 1905.
En el efecto fotoelctrico, se agrupa un conjunto de fenmenos que
aparecen
durante la interaccin de la radiacin luminosa con la sustancia y
que consisten en la
emisin de electrones (efecto fotoelctrico externo) o, en el
cambio de la
conductibilidad elctrica de la sustancia o la aparicin de una
fuerza electromotriz
inducida (efecto fotoelctrico interno)
El efecto fotoelctrico externo puede explicarse a partir de la
figura 1.9. Cuando
sobre una placa metlica (ctodo) o de un material con
determinadas caractersticas,
incide radiacin electromagntica en el rango de luz ultravioleta
o visible. Producto
de esta accin se desprenden electrones que logran alcanzar el
nodo, debido a la
-
diferencia de potencial entre el nodo y el ctodo, provocando la
circulacin de
corriente elctrica.
Fig. 1.9
La prctica experimental permiti establecer las siguientes
regularidades para el
efecto fotoelctrico:
Para cada sustancia existe un lmite o umbral de frecuencia mnima
de la luz 0
por debajo de la cual no se observa el efecto.
An con una diferencia de potencial opuesta (el nodo con carga
negativa) se
puede observar la aparicin de fotocorriente, evidenciando que
los electrones son
arrancados con un valor de energa, capaz de vencer el campo
elctrico opuesto.
Este valor tiene un mximo E c (max), pues cuando el potencial
retardador adquiere
un valor U0 no es posible apreciar el efecto. El valor del
potencial retardador (y
por tanto de Ec (max)) no depende de la intensidad de la
radiacin incidente sino de
la frecuencia de la luz incidente.
La fotocorriente puede aumentar su valor si se aplica una
diferencia de potencial
aceleradora entre ctodo y nodo (este ltimo cargado positivo) Sin
embargo, el
valor de la corriente no aumenta indefinidamente, sino que
alcanza un valor de
saturacin, permaneciendo constante con el aumento del potencial.
El valor de la
corriente de saturacin no depende de la frecuencia de la
radiacin sino de la
intensidad.
La fotocorriente aparece casi instantneamente con respecto a la
incidencia de la
luz
-
Algunas de estas regularidades se aprecian en la figuras 1.10.
Las mismas no
podan ser explicadas a partir del carcter ondulatorio de la luz,
o sea, asumindola
como onda electromagntica.
Albert Einstein Fsico alemn. n. en Ulm (1849 / 1955). Es
considerado uno de los mayores cientficos de todos los tiempos. Es
famoso por replantearse continuamente suposiciones cientficas
tradicionales y sacar conclusiones sencillas a las que nadie haba
llegado antes. Sus tres artculos publicados en 1905 fueron
trascendentales en el desarrollo de la Fsica del siglo XX. Estos
fueron, sobre el efecto fotoelctrico, una de las bases de la Fsica
Cuntica (por el que recibi el Premio Nobel de 1921); la
electrodinmica de los cuerpos en movimiento uno de los pilares de
la Teora de la Relatividad, y la explicacin del movimiento
browniano. Sent los fundamentos tericos del lser y la bomba atmica,
aunque no particip en su construccin. Se opuso firmemente a la
guerra siendo partidario de la paz durante toda su vida.
Einstein considerando la hiptesis de Planck propuso considerar
la luz como un haz
de partculas, llamadas fotones, cada cual de energa h. Supuso
adems que si la
luz era emitida en forma de cuantos de estos valores de energa
debido a la simetra
de la naturaleza, deba ser absorbida as. A partir de esta
suposicin plante la
siguiente ecuacin para explicar este efecto.
h = A0 + Ec(max) (1.6) Siendo A0 el trabajo de extraccin del
material, es decir, la energa necesaria para
extraer un electrn del material y es una caracterstica del
mismo.
De modo que la energa del fotn incidente (h) es absorbida por el
material y se
emplea en arrancar el electrn (A0) y el resto queda como energa
cintica del
Figura 1.10
-
electrn (Ec(max)) Esta expresin permite explicar las
regularidades del efecto
fotoelctrico. Analicemos a continuacin esta explicacin:
Si la energa del fotn es menor que A0 no ocurre el fenmeno. As,
la frecuencia
umbral est dada por la relacin h0 = A0
La energa del electrn extrado es Ec(max) = h h0 dependiendo de
la
frecuencia.
El proceso de absorcin de un fotn por el electrn puede ser
considerado que
ocurre instantneamente.
De las ideas anteriores se concluye que la luz posee un
comportamiento dual: hay
fenmenos en que se comporta como onda y otros como partcula.
Esto no debe
verse como contradictorio, sino como lo que es, una propiedad de
la naturaleza. En
algunos fenmenos (interferencia, difraccin, polarizacin) se
manifiesta como onda
y en otros como el efecto fotoelctrico se comporta como
partcula. Explicaciones
ms profundas de este comportamiento de la luz se sale del
alcance de este curso.
En la explicacin anterior est presente la idea de la
cuantificacin, o sea, del
carcter discreto de algunas magnitudes fsicas. Este es uno de
los fundamentos de
la llamada Fsica Moderna. Anteriormente habas estudiado que la
carga elctrica
est cuantificada, siendo e, la carga del electrn, el cuanto de
carga. Cualquier otro
valor de carga elctrica es un nmero entero de veces ese valor.
En la absorcin y
emisin de la luz considerada como un flujo de fotones, se
observa la cuantificacin
de la energa, pues esta solamente puede ser absorbida, y
emitida, en paquetes h,
y no en cualquier valor. En el estudio del tomo que hars
posteriormente, esta idea
resulta esencial. La luz entonces no puede tener cualquier valor
de energa en los
lmites de su frecuencia, ella siempre tiene un valor que va a
ser mltiplo de la
constante de Planck.
Veamos un ejemplo de cmo esta expersin se utiliza para el clculo
del efecto
fotoelctrico.
Ejemplo:
La longitud de onda del lmite rojo del efecto fotoelctrico para
el Tungsteno es
de 275 nm. Determinar el trabajo para extraer a los electrones
desde el Tungsteno y
la rapidez mxima de los electrones arrancados por una radiacin
de longitud de
onda 180 nm.
Solucin .
-
El trmino lmite rojo del espectro no significa en modo alguno
que el efecto
fotoelctrico va a estar definido necesariamente en la regin
correspondiente al color
rojo, sino corresponde a un valor de la longitud de onda lmite a
partir del cual el
fenmeno no se manifiesta. En el espectro de frecuencias es
tambin conocido como
frecuencia umbral, frecuencia a partir de a cual comienza a
manifestarse el efecto
fotoelctrico para el sistema radiacin sustancia.
De la ecuacin de Einstein:
h = A0 + Ec(max)
el lmite rojo corresponde al caso concreto en que el valor
energtico de la radiacin
slo puede arrancar los electrones externos, pero no comunica
energa cintica a los
mismos, en consecuencia:
h = A0
por lo cual
A0 = hc
Donde c es la velocidad de la luz en el vaco, sustituyendo los
datos del problema:
A0 = m
smsJ7
834
10.75,2
/10.3..10.625,6
A0 = 7,2 .10-19 J = 4,5 eV
Nuevamente, de acuerdo con la ecuacin de Einstein
h = A0 + 2
2maxmV
donde m es la masa del fotoelectrn, despejando, se obtiene una
expresin para el
clculo de la rapidez que alcanzan los electrones al incidir la
otra radiacin, su valor
es numricamente igual al mdulo de la velocidad de traslacin
m
AhcV o
)(2max
= =
smmkg
mJsmJsV /10.1,9
10.8,1.10.1,9
)10.8,1.10.2,7/10.3..10.625,6(2 5731
719834
max ==
-
Si bien el efecto fotoelctrico fue observado por vez primera
para los metales hoy se
observa en otros materiales. Tanto el interno como el externo en
estos momentos
tienen amplias aplicaciones en la ciencia, la tecnologa y la
vida del ciudadano
comn.
7. APLICACIONES DEL EFECTO FOTOELCTRICO.
El valor de un descubrimiento no es solo que contribuya a
desentraar los misterios
del mundo que nos rodea y que confirme una teora, sino que adems
sirva para
lograr aplicaciones en la tcnica, que se reviertan en la
sociedad. Este es el caso del
efecto fotoelctrico.
INDUSTRIA
El fotoelemento es un dispositivo que controla a travs de la
energa de la luz que
recibe, la corriente elctrica o se transforma en ella.
FIGURA 3.12 pag. 63 libro de texto de 12mo. Primera parte Ao
1991
Fig. 1.11
Aqu la fina capa de metal (cuyo trabajo de extraccin es pequeo)
sobre la que
incide la luz, la cual arranca los electrones es el ctodo, y el
anillo metlico es el
nodo a donde llegan los electrones arrancados, ver fig 1.11.
A travs de este dispositivo se controla por ejemplo el encendido
automtico del
alumbrado pblico. Este est conectado a un circuito mediante un
fotoelemento y un
rel electromagntico, los cuales cuando oscurece se interrumpe la
circulacin de
corriente por el fotoelemento (la luz diurna es la que lo hace
funcionar) y el rel
conecta el encendido de las lmparas. Cuando amanece ocurre el
proceso inverso.
Fjese que a veces se nubla muy fuerte en pleno da, reduciendo la
incidencia de la
luz solar, el alumbrado pblico en esa rea se enciende y despus,
cuando las
nubes se disipan, se apaga.
Tambin se utilizan los fotoelementos como medidas de seguridad
en el
funcionamiento de potentes prensas o guillotinas.
Los fotoelementos se ubican en el tramo de peligro para el
operario. Al introducirse
una mano en esa zona, esta interrumpe la incidencia de luz sobre
el fotoelementos y
cesa la corriente que emita, lo que hace que el rel active el
sistema de apagado
automtico del equipo. Es el mismo principio de las puertas que
se abren sin ud
tocarlas, solo con estar casi frente a ellas. Ud. al pasar
interrumpe el rayo de luz
sobre el fotoelemento y se vuelve a repetir el sistema,
accionando el circuito que
abre la puerta.
-
Las alarmas funcionan por el mismo sistema, son rayos de luces
que inciden sobre
fotoelementos y que al pasar una persona por el lo interrumpe y
el sistema pone en
accin el dispositivo de alarma que suena, ya sea en el propio
local, o en los locales
donde estn las fuerzas de seguridad del inmueble o de la
polica.
Hoy en da los fotoelementos son semiconductores y son capaces de
reaccionar
incluso con rayos infrarrojos, alarmas contra incendios.
CINE.
A travs del uso de fotoelementos se pudo hacer que el cine
pasara de mudo a
sonoro. Si se observa la figura 1.12 se ver como se transforma
la fotografa del
sonido en el propio sonido.
FIGURA 3.13 pag. 64 libro de texto de 12mo. Primera parte Ao
1991
Fig. 1.12
Cul ser la relacin entre la masa y la cantidad de movimiento del
fotn y su
frecuencia.
La necesidad de explicar una serie de datos experimentales hizo
necesario introducir
la nocin sobre la emisin de radiaciones electromagnticas en
porciones h,
naturaleza cuntica que se confirma con la existencia del lmite
de onda corta del
espectro de frenado de los rayos x. La radiacin electromagntica
entonces,
comenz a considerarse no como una onda electromagntica continua,
sino como un
flujo de porciones del campo electromagntico llamada cuantos que
recibieron el
nombre particular de fotones a partir del ao 1926.
La energa del fotn se define por su frecuencia.
E= h (1.7)
Si la radiacin electromagntica posee cantidad de movimiento, el
fotn tambin
debe poseerlo, la existencia de la cantidad de movimiento de los
fotones se confirma
por la presin de la luz, medida por el fsico ruso P.N.
Lebedev.
Piotr N. Lebedev Fis Fsico ruso (1866 / 1912). Fue el primero en
medir la presin de la luz en slidos y gases. Estos trabajos
confirmaron la Teora Electromagntica de Maxwell. Obtuvo ondas
electromagnticas de longitud de onda milimtrica y estudi sus
propiedades. Cre en Rusia la primera escuela de fsicos.
Einstein plante que la masa del fotn puede ser determinada de la
relacin:
E= mf c2 (1.8)
-
De forma tal que:
mf = 2c
E
El carcter material del fotn se manifiesta, en particular, por
el hecho de que la
fuerza de gravedad influye sobre el, al igual que sobre otras
partculas. El rayo
luminoso que pasa cerca de los cuerpos de gran masa se desva por
el campo
gravitatorio. La expresin de la cantidad de movimiento del fotn
tambin fue
planteada por Einstein y se determina por la expresin:
pf = mf c = c
h
Obsrvese que estamos asociando al fotn cantidades fsicas propias
de la
descripcin del estado de una partcula o corpsculo.
8. Tareas de sistematizacin y consolidacin.
T1 - Confecciona un listado de los conceptos e ideas esenciales
estudiados en este
captulo.
T2- Diga en qu consiste la radiacin trmica.
T3- Explique en que consiste el equilibrio trmico entre la
sustancia y la radiacin.
T4- Qu es un cuerpo Negro?
T5- Ponga ejemplo de cuerpos que se pueden considerar como
cuerpos negros.
T6- Ponga ejemplos de cmo las cualidades de la emisin y absorcin
de la
radiacin se aplican en la tcnica.
T7- Por qu las pupilas de los ojos se ven negras?
T8- Explique segn los conocimientos de este captulo el efecto
invernadero y el
calentamiento global del planeta.
T9- Si la composicin de las capas superiores de la atmsfera
cambiase de forma tal
que dejara escapar una mayor cantidad de radiacin terrestre Qu
efecto tendra
esto en el clima de la Tierra?
T10- Qu plantean las leyes de Stefan Biltzmann y la de Wien?
-
T11- Debido a la radiacin terrestre, la Tierra pierde, por
termino medio, 91 J por
segundo en cada metro cuadrado de su superficie. Considerando a
la Tierra como un
cuerpo negro, determinar la temperatura media T de su superficie
y la longitud de
onda mxima a la cual corresponde el mximo de energa en el
espectro de su
radiacin. R/ T = 200 K , max 1,46 .10-5m
T12- Determinar la longitud de onda, a la cual corresponde el
mximo de energa en
el espectro de una estrella, cuya temperatura es de 30 000 K Cul
ser la radiacin
integral (intensidad de radiacin) de semejante estrella.
T13- Para clculos aproximados, el Sol puede considerarse como
cuerpo Negro que
emite radiacin con intensidad mxima en 1,5 m. Sobre esta base,
estimar la
temperatura de la superficie del Sol.
T14.- Ponga ejemplos de uso de las diferentes tipos de
radiaciones para beneficio
del hombre.
T15- En qu consisti lo nuevo planteado por Planck en su
teora?
T16- La adopcin del modelo fotnico de la luz signific renunciar
al modelo
ondulatorio- electromagntico? Explique
T17- Explique en que consiste el efecto fotoelctrico
externo.
T18- Plantee cuales fueron las ideas de Einstein para explicar
el efecto fotoelctrico.
T19- La temperatura de caldeo de una bombilla incandescente se
aproxima a
2000 C. Determinar la longitud de onda a la cual pertenece el
mximo de energa en
el espectro de su radiacin. En qu parte del espectro yace
esta?
T20.- Indaga cuales son las aplicaciones que tiene hoy en da el
efecto fotoelctrico
y exponlas.
T21- El trabajo de salida para los electrones del oro es igual a
4,59 eV. Hallar el
lmite rojo del efecto fotoelctrico para esta sustancia.
T22- Calcule la energa cintica mxima de los electrones que se
arrancan del
potasio, al iluminarlo con rayos cuya longitud de onda es de 345
nm. El trabajo de
salida para los electrones del potasio es de 2,26 eV.
-
UNIDAD 2
FISICA DEL ATOMO.
INTRODUCCION. De los cursos de Fsica y Qumica de Secundaria
Bsica y de Qumica de los
semestres anteriores, los estudiantes conocen sobre el modelo
nuclear del tomo y
de la composicin del ncleo.
Las ideas que ya poseen los alumnos acerca del tomo pueden
resumirse en:
El tomo posee un ncleo que ocupa una pequea parte de su volumen
y se
encuentra en su centro y una envoltura electrnica.
En el ncleo radica la carga positiva del ncleo y prcticamente
toda su masa.
Los electrones se encuentran en la envoltura del tomo, alrededor
del ncleo
atmico.
La distribucin electrnica de los tomos determina sus propiedades
qumicas.
Al perder algunos electrones ms externos los tomos se convierten
en cationes.
Al capturar algunos electrones en sus capas ms externas los
tomos se
convierten en aniones.
La periodicidad de la distribucin electrnica determina la
periodicidad de las
propiedades de los tomos.
La tabla peridica de los elementos qumicos refleja la
periodicidad de sus
propiedades.
Los tomos se unen mediante enlaces qumicos para formar
molculas.
En los enlaces qumicos de los tomos intervienen los electrones
ms externos.
Es importante a pesar de estos contenidos tener una visin de los
acontecimientos
ocurridos. Y vamos a utilizar un mtodo que es seguir su orden
histrico, pues as se
puede apreciar mejor en este caso, como los hechos
experimentales condicionaron
los modelos, despus se construy la teora y esta se corrobor en
la prctica
(Averiguar como se relaciona lo anterior con las ideas de Lenin
sobre la formacin
del conocimiento).
1. MODELOS ATOMICOS
-
La Historia sobre el estudio del modelo se puede remontar al
griego Demcrito (460
ane 360 ane) del cual proviene la palabra tomo que significa
indivisible, este
conceba que todas las sustancias estn compuestas por esos
pequeos ladrillos.
Democrito Fis Filsofo griego. n. en Abdera (460 / 465). En la
historia del pensamiento de Grecia se considera el materialista ms
consistente. Fue el fundador de la Teora atomstica, segn la cual
todo lo que existe: los cuerpos e incluso el alma estn constituidos
por tomos entre los cuales slo hay diferencias cuantitativas.
Hubo que esperar a finales del siglo XIX (1890 1900) cuando J.
J. Thomson,
plante un nuevo modelo del tomo donde se le conceba ya no
indivisible sino
formado internamente por partculas cargadas.
Joseph J. Thomson J.J. Thomson (1856 1940) Fis Fsico ingls.
n.Manchester. Se especializ en el estudio de las propiedades
elctricas de la sustancia, descubriendo el electrn en 1897.
Determin la carga elctrica, la masa y la velocidad del electrn y el
protn .Fue el creador del espectrgrafo de masas de gran utilidad
para el trabajo con los istopos. Trabaj tambin en la conduccin
elctrica en gases y en las propiedades de los rayos positivos.
Obtuvo el Premio Nobel en 1906.
Este modelo trataba de explicar el tomo a la luz de los
conocimientos de la poca.
Su estructura era:
- deba estar compuesto por partculas cargadas negativamente (-)
(que el llam
electrones) y la misma cantidad de partculas cargadas (+), ya
que es
elctricamente neutro.
- como los electrones son miles de veces mas ligeros que los
tomos las
partculas cargadas (+) deben ser los que posean casi toda la
masa del
tomo.
Se supona que el tomo era una esfera uniformemente cargada (+)
dentro de los
cuales los electrones estaban empotrados. A esto se le llam el
pudn con pasas.
FIGURA 4.1 pag. 72 libro de texto de 12mo primera parte. Ao
1991.
Fig. 2.1
Aunque el modelo era incorrecto, su importancia radica en que se
hablaba por
primera vez del mecanismo interior del tomo, ya que en esa poca
hablar de ello
era casi sacrilegio, pues la propia palabra significa tomo
significa indivisible en
griego.
-
En 1911 bajo la direccin del fsico ingls Ernest Rutherford (1871
1937) los fsicos
alemanes H. Geiger (1882 1945) y E. Marsden (1889 - ) realizaron
un experimento
(ver figura 2.2) para corroborar el modelo de Thomson y los
resultados obtenidos no
concordaron con este.
FIGURA 4.2 pag. 72 libro de texto de 12mo primera parte. Ao
1991.
Fig. 2.2
Ernest Rutherford Fis Fsico ingls. n. en Nelson, Nueva Zelanda
(1871 / 1937). En su juventud hizo un detector radiomagntico que ms
tarde utiliz Marconi. Fue el primero en investigar la composicin de
las sustancias radiactivas. Descubri el ncleo del tomo y por
primera vez efectu la transmutacin artificial de los elementos.
Fueron discpulos suyos: J.Chadwick, N.Bohr, P.Kapitza (todos
galardonados con el Premio Nobel por distintos aportes a la
ciencia) y otros. Recibi el Premio Nobel en 1908. El billete de 100
pesos de Nueva Zelanda lleva su foto en honor a l. Hans Geiger Fis
Fsico alemn. n. en Neustadt (1882 / 1945). Trabaj en el laboratorio
dirigido por Ernest Rutherford en la Universidad de Manchester,
contribuyendo con sus observaciones a la elaboracin del modelo
nuclear del tomo. Se dedic al estudio de la radiactividad e ide el
contador que lleva su nombre y que ha tenido gran importancia en
los estudios nucleares.
Los resultados a esperar segn el modelo eran que el haz de
partculas al incidir
sobre la lmina de oro deban atravesar la lmina, y las dems una
ligera desviacin,
al estar la carga (+) distribuida uniformemente en el tomo.
Analizando la Fig. 2.3 vemos que los resultados fueron que la
mayora la
atravesaban sin desviarse, un grupo se desviaba ligeramente (se
dispersaban) y un
grupo pequeo era dispersado con un ngulo mayor de 90 , o sea
rebotaban en la
lmina. Incluso algunas el ngulo fue de casi 180 .
Esto ltimo sorprendi tanto a Rutherford que exclam que era
equivalente a que
una bala de can de 38 cm. de dimetro, disparada contra una hoja
de papel,
rebotara en ella y regresara hacia el tirador.
FIGURA 4.3 pag. 74 libro de texto de 12mo primera parte. Ao
1991.
Fig. 2.3
Con estas evidencias Rutherford elabor un nuevo modelo del tomo
que explicara
lo anterior y la dispersin de las partculas encontradas (ver
figura 2.4). Al hacerlo
rompi con el esquema de Thomson completamente, formul por
primera vez el
concepto de ncleo atmico y confirm su hiptesis al calcular su
radio a partir de los
datos experimentales obtenidos. Lo cual dio un valor de 10 12 a
10 13 cm.
Las consideraciones para el nuevo modelo fueron:
-
- El tomo est constituido por un ncleo atmico cargado (+),
alrededor del cual
se mueven los electrones de forma semejante a como lo hacen los
planetas
alrededor del Sol.
- La fuerza de Coulomb entre el ncleo (carga +) y los electrones
(carga -) es la
responsable de estas giren alrededor de ncleo.
- La carga positiva del ncleo es numricamente igual a la de
todos los electrones
que giran a su alrededor, pues el tomo es elctricamente
neutro.
FIGURA 4.4 pag. 74 libro de texto de 12mo primera parte. Ao
1991.
Fig. 2.4
Por esa analoga con el Sistema Solar se le llam modelo
planetario del tomo.
Esta representacin tena una dificultad y es que segn las leyes
de la Fsica
Clsica (especficamente el electromagnetismo) ese electrn al
girar, lo hace con
movimiento acelerado, debe irradiar energa en forma de ondas
electromagnticas y
por tanto perder energa y precipitarse en el ncleo. O sea, el
tomo se destruira
en 10 - 8 segundos. Pero estos son estables y pueden existir
mucho tiempo sin
emitir radiaciones.
En 1913 el fsico dans Niels Bohr (1885 1962) formul una solucin
para esta
dificultad, lo que se conoci como el tomo de Bohr.
Niels Bohr Fis Fsico dans. n. en Copenhague (1885 / 1962).
Desarroll un modelo del tomo semiclsico, donde introduce la
cuantificacin de las magnitudes fsicas, por lo que recibi el premio
Nobel de Fsica en 1922. Colabor en el proyecto de la bomba atmica
de EU junto a Lawrence, Fermi, Anderson y otros, bajo la direccin
de R. Oppenheimer. Trabaj en la Fsica Nuclear desarrollando el
modelo de la gota, y prediciendo las propiedades del elemento 72
(hafnio).
La solucin es:
- Un sistema atmico slo puede encontrarse en determinados
estados en los que
no emite energa.
- Estos estados se llaman estacionarios y a cada uno de ellos le
corresponde una
energa E bien determinada.
- Cuando un tomo pasa de un estado estacionario a otro emite o
absorbe un
cuanto de energa (fig. 2.5) cuyo valor es: h = E i - E f . Donde
h es la
constante de Planck, la frecuencia del fotn emitido o absorbido
y la E i y Ef
las energas de los estados inicial y final del tomo
respectivamente.
h = E i - E f (2.1)
-
FIGURA 4.6 pag. 76 libro de texto de 12mo grado primera parte.
Ao 1991.
Fig. 2.5
- Solo son permitidas aquellas rbitas en que el producto del
mdulo de la
cantidad de movimiento del electrn por el radio de su rbita sea
un mltiplo
entero de h (la constante que Planck haba introducido al
plantear la
cuantificacin de la energa en los procesos de emisin y absorcin
en 1900). O
sea 2m v r = n h, aqu n es un nmero entero positivo que toma
cualquier
valor, n = 1, 2, 3, 4, .
2m v r = n h (2.2)
Bohr aplic estos postulados al tomo de Hidrgeno y obtuvo que el
radio de la
menor rbita posible es r 1 = 5,28 x 10 11 m, el cual concordaba
con las
mediciones experimentales realizadas. Tambin obtuvo un valor
para la energa
de ese estado igual a E 1 = - 13,6 eV = - 2,18 x 10 18 J. A este
estado se le
llam estado bsico del tomo . El resto de los estados energticos,
o sea para n
= 2, 3, . corresponden al tomo excitado.
De acuerdo con las expresiones se llega a que la energa de
cualquier estado se
puede hallar a travs de
E n = E 1 / n 2 = - 13,6 eV / n 2 (2.3)
Einstein caracterizando la situacin que haba en la fsica del
tomo en esa poca
escriba: Siempre me pareci un milagro que esta base vacilante y
llena de
contradicciones fue suficiente para permitir a Bohr un hombre
con una intuicin
genial y fina hallar las leyes principales de las rayas
espectrales y de las capas
electrnicas de los tomos, incluyendo su valor para la Qumica.
Hasta ahora ello
me parece un milagro. Esto es la ms alta musicalidad en el
dominio del
pensamiento. Era un gran elogio para Bohr.
El mrito de Bohr estuvo en elegir de modo arbitrario las leyes
de la Fsica Clsica
que necesitaba para resolver la tarea planteada, adjuntndole
despus sin ninguna
-
clase de demostracin, algunas hiptesis teniendo en cuenta las
ideas expresadas
por Planck en su teora.
Y la resolvi pues logr explicar:
a) la estabilidad del tomo.
b) la emisin y absorcin de energa por el sistema atmico.
c) el ltimo permite calcular las dimensiones del tomo para un
estado
energtico dado.
2. ESPECTROS ATOMICOS
En 1885 el profesor sueco J.J. Balmer (1825 1898) present
sus
consideraciones sobre el estudio del espectro del Hidrgeno,
llegando por primera
vez a una expresin matemtica que permita calcular la (longitud
de onda) de
las rayas observadas. Estas las public en el artculo
Notas relativas a las lneas espectrales del Hidrgeno.
A principios del siglo XX otros dos cientficos Lyman (Fsico
norteamericano 1874
1954) y Paschen estudiando el espectro del Hidrgeno obtienen
otras series de
rayas espectrales con valores diferentes al de Balmer.
El cientfico sueco J. Rydberg (1858 1919) encuentra una relacin
emprica para
determinar las longitudes de onda de las lneas de las series
espectrales
complejas.
=22
1
2
11
nR
(2.4)
Una de los mayores xitos de los postulados de Bohr fue que se
obtuvo la
expresin emprica de J. Rydberg para el clculo de como una
consecuencia de estos (en especfico el segundo, ver ecuaciones 2.1
y 2.3). Lo anterior signific
poder dar una explicacin nica a las tres series de rayas
espectrales como
transiciones, dentro de un mismo tomo (el Hidrgeno), de
diferentes niveles de
energa (E n) al nivel bsico (E 1) (fig 2.6 a), as como entre los
distintos niveles (fig
2.6 b y c).
FIGURA 4.10 pag. 84 libro de texto de 12mo grado primera parte.
Ao 1991.
-
Fig. 2.6
Las limitaciones del modelo estaban en que solo explicaba
satisfactoriamente el
tomo de Hidrgeno y no los dems. Esta dificultad se rebasa a
partir de 1925
cuando aparece la mecnica cuntica, donde estos postulados surgen
como
consecuencia de la aplicacin de sus leyes y principios. Su
estudio rebasa los
lmites de este nivel. Debemos decir que hoy en da esta parte de
la Fsica permite
explicar la estructura y propiedades de los tomos y
molculas.
2.1 TIPOS DE ESPECTROS .
Ud. sabe que cuando se hace pasar la luz a travs de un prisma
aparece una
gama de colores que llamamos espectro. Se conocen tres tipos de
espectros,
continuos, de bandas y de rayas.
2.1.1 ESPECTROS CONTINUOS.
Aquel en el que est presente todas las longitudes de onda (ej.
La luz procedente
del Sol, la del arco elctrico, etc.). Es caracterstico de los
cuerpos slidos y
lquidos en estado incandescente.
2.1.2 ESPECTRO DE BANDAS.
Est formado por franjas coloreadas separadas por franjas
oscuras. Cuando se
analizan las bandas coloreadas con equipos sensibles se observa
que estn
compuestas por muchas rayas cercanas unas de otras. Estos
espectros son
producidos por las molculas y no por los tomos individuales algo
que interesa a
los qumicos an ms que a los fsicos.
2.1.3 ESPECTROS DE RAYAS O LINEAS.
Est formado por un conjunto de rayas brillantes en un fondo
negro. Este tipo de
espectro es caracterstico de los vapores que surgen producto de
calentar una
sustancia en una fuente de calor (mechero, etc.), tambin se
producen cuando la
luz emitida es producto de hacer pasar una corriente elctrica a
travs de un gas.
Este tipo de espectro solo se observa por sustancias en estado
gaseoso atmico,
no molecular, sino por tomos aislados que no interaccionan entre
s.
-
Al interactuar la radiacin electromagntica (luz) con los tomos,
se dan dos
procesos: la absorcin y la emisin de la radiacin. Ambos procesos
se dan
simultneamente. Uno lleva al aumento de su energa interna (la
absorcin) y el
otro a la prdida de energa por los tomos (emisin).
Atendiendo a la teora cuntica las ondas electromagnticas pueden
ser
consideradas como un flujo de fotones.
Mientras que el proceso de absorcin depende de las
caractersticas propias de los
tomos y de la intensidad de la radiacin, el proceso de emisin;
el regreso
espontneo del tomo del estado ms energtico al de menor energa
depende
solo de las caractersticas de los tomos.
De aqu se infiere que cada tomo emite su espectro caracterstico.
Esta
conclusin se extrae tambin del modelo de Bohr (analice la figura
2.6)
Ejemplo:
1.- Un tomo de Hidrgeno emite un fotn al pasar del nivel n = 3
al estado bsico.
Calcule la energa del fotn emitido.
SOLUCION:
Para su solucin nos auxiliamos de las ecuaciones 2.3 y 2.1
(2.3) E n = E 1 / n 2 = - 13,6 eV / n 2 (n es el nivel desde el
cual se produce la
transicin, sea debido a la absorcin o la emisin).
Para nuestro ejemplo n = 3
E 3 = - 13,6 eV / n 2 = - 13,6 eV / 3 2 = - 13,6 eV / 9 = - 1,51
eV
E 3 = - 1,51 eV Esta es la energa del nivel 3.
Para hallar la energa del fotn basta utilizar la ecuacin 2.1
(2.1) h = E i - E f Aqu E i es E 3 y la E f es E 1 que es el
estado
bsico y tiene un valor de - 13,6 eV.
h = - 1,51 eV (-13,6 eV) = 13,6 eV - 1,51 eV = 12,1 eV.
La energa del fotn emitido es 12,1 eV.
2.- Qu energa hay que suministrar a un tomo de Hidrgeno para
ionizarlo
desde su estado bsico?
SOLUCION:
La energa del estado bsico es E 1 = - 13,6 eV.
-
Ionizar un tomo significa que el electrn pueda escapar de la
atraccin del
ncleo. Esto se puede representar con el siguiente esquema:
Figura 2.7
Como se muestra en la figura 2.7 El proceso de ionizacin es
llevar al electrn
del nivel bsico E 1 hasta el nivel E . Si ahora aplicamos la
ecuacin 2.1 ser
h = E i E f = E 1 E = - 13,6 eV - ( 0 ) = - 13,6 eV
La energa de ionizacin para el tomo de Hidrgeno es de 13,6 eV .
Esta es la
mnima energa para lograrlo.
De la figura 2.7 se puede observar que si el tomo de hidrgeno
estuviese
excitado en el nivel n = 3 , la energa para su ionizacin sera la
diferencia entre
ese estado el nivel n = , o sea una E = - 1,51 eV.
Qu caractersticas tendrn los espectros de otros tomos (de mayor
nmero
atmico Z)?
A partir de las ideas de la existencia de los estados
estacionarios de Bohr estos
espectros debern tener un carcter discreto.
En particular pudieran arrojar datos interesantes los espectros
de los tomos de
los metales alcalinos (grupo IA Tabla Peridica) por tener, al
igual que el del
Hidrgeno, un electrn en su ltimo nivel.
n = 1
n = 2
n = 3
n =
E (eV)
- 13,6
- 1,51
0
-
Los espectros de emisin de los tomos de los metales alcalinos,
de forma similar
al tomo de Hidrgeno, estn formados por varias series de lneas.
Entre las ms
intensas se encuentra la llamada principal, que corresponde a la
transicin del
tomo al estado fundamental.
La semejanza de algunas series de los espectros de los metales
alcalinos con la
serie de Balmer hace suponer que los espectros de estos metales
son emitidos
cuando el electrn ms exterior (de valencia) pasa de una rbita a
otra.
3. APLICACIONES DEL ANALISIS ESPECTRAL .
El anlisis espectral se conoce desde 1859 cuando el fsico alemn
Gustav
Kirchhoff (1824 1887) y el qumico alemn Bunsen (1811 1899)
inventan el
espectroscopio y descubren el anlisis espectral como tcnica para
poner de
manifiesto la presencia de diferentes sustancias en los
materiales estudiados.
Gustav Kirchhoff Fis Fsico alemn.n.en Konigsberg (1824 / 1887).
Conjuntanmente con Bunsen invent el espectroscopio, descubriendo
mediante el anlisis espectral el rubidio y el cesio, explicando
tericamente las rayas de Fraunhofer. En el campo de las radiaciones
luminosas y trmicas descubri la ley homnima. Adems, en el campo del
Electromagnetismo plante las leyes que llevan su nombre.
De la aplicacin de estas ideas sobre los espectros atmicos,
combinndolo con
la tcnica del anlisis espectral ya conocida, se obtuvo y comprob
que los
tomos de un elemento qumico emite un espectro que es nico, lo
cual sirve
para identificarlo, al igual que las huellas dactilares en los
humanos.
Hoy en da se conocen los espectros de todos los tomos y se han
confeccionado
tablas con ellos.
De aqu surgen diferentes mtodos que permiten identificar los
elementos
qumicos que se encuentran en cualquier muestra aunque su masa no
supere los
10 10 g. Esto sirvi para descubrir nuevos elementos como el
rubidio y el cesio,
no conocidos hasta ese momento.
3.1 ESPECTRO DE ABSORCION.
Uno de estos mtodos recibe el nombre de espectro de absorcin
(figura 2.8).
Este consiste en hacer pasar luz blanca a travs de un gas, donde
los tomos de
-
ste absorbern los fotones que puedan provocar que los electrones
ubicados en
las diferentes capas pasen a un nivel superior (excitacin) o
escapar de la
atraccin del ncleo atmico (ionizacin). Si la luz que emerge del
gas se pasa
por un espectroscopio esta mostrar la ausencia de aquellas
radiaciones que han
sido absorbidas por dicho gas. Es decir sobre un espectro
continuo de la luz
blanca se observan lneas oscuras correspondientes a las
longitudes de onda
absorbidas por el gas. Midiendo estas lneas se puede saber que
elementos
existen en el gas.
Figura 2.8 Espectrmetro de absorcin
3.2 ASTRONOMIA.
La distancia a la que puede situarse un espectroscopio de la
fuente de luz es
ilimitada. Esto hace que el estudio espectroscpico de la
radiacin
electromagntica (en toda la gama de su espectro) sea fundamental
en la
Astronoma, ya que es la nica informacin que recibimos del
cosmos.
A partir de hacer pasar la radiacin electromagntica del astro a
travs de un
espectrgrafo (acoplado al telescopio) y de su anlisis, se ha
podido conocer la
composicin qumica de estos. Mediante este mtodo, a finales del
siglo XIX se
descubre en el Sol un elemento que no se haba obtenido en la
Tierra y se le
denomin Helio. Este elemento qumico fue descubierto
posteriormente en la
atmsfera terrestre y en las emanaciones radioactivas de la
sustancia. A partir de
-
estos datos se ha podido llegar a que las estrellas y dems
objetos del cosmos
estn compuestos de los mismos elementos qumicos que existen en
la Tierra.
Este estudio permiti conocer tambin el movimiento de los objetos
csmicos con
respecto a la Tierra (si se alejan o se acercan) conocido como
el efecto Doppler.
Otras aplicaciones son en la exploracin de nuestro planeta,
meteorologa,
mapas de temperatura, identificacin de zonas de lluvia y
tormentas, monitoreo
de las aguas, la atmsfera, estudio de materiales, estudio del
genoma, en las
investigaciones criminalsticas, entre otras.
3.3 LUZ FRIA.
Sabemos como consecuencia del estudio anterior de los espectros
que para
provocar la emisin de radiacin por los tomos es necesario
provocar primero la
excitacin o ionizacin de estos. El choque con un electrn, con
otro tomo o con
una molcula, lo mismo que la absorcin de un fotn, son
procedimientos de
transmisin de energa que pueden ocasionar tanto la excitacin
como la
ionizacin de un tomo (si la cantidad de energa suministrada es
suficiente para
vencer las ligaduras del electrn con el tomo).
Los procesos de recombinacin de los iones con los electrones o
la desexcitacin
de los tomos conllevan a la emisin de fotones por parte de
ellos.
Una de las maneras de provocar los choques entre los tomos y
electrones
con energa suficiente para provocar la ionizacin o excitacin de
los
primeros, es la aceleracin de los ltimos por un campo
elctrico,
provocando una corriente elctrica en el gas. Este fenmeno se
denomina
descarga luminiscente, y en l se basa el funcionamiento de las
lmparas
de luz fra.
Como consecuencia del campo elctrico aplicado en un volumen
donde existe un
gas a baja presin, se aceleran los electrones que pueden
aparecer por
diferentes efectos, ver figura 2.9. Despus que el electrn
alcanza la energa
cintica suficiente su choque con un tomo puede producir la
ionizacin de este
En la zona cercana al ctodo del tubo de descarga se forma un
espacio oscuro
denominado espacio oscuro catdico y a partir de ste hasta el
propio nodo se
observar una regin luminosa denominada columna positiva. Al
moverse bajo la
-
accin del campo elctrico en el espacio oscuro catdico los
electrones adquieren
la energa suficiente para ionizar los tomos al llegar a la zona
de la columna
luminiscente.
En la columna positiva se produce una intensa ionizacin de los
tomos. Algunos
iones se dirigen al nodo y otros se recombinan.
Al ser capturados los electrones por los iones positivos en el
gas se produce la
recombinacin. Durante este proceso los tomos ceden igual
cantidad de energa
a la que absorbieron durante el proceso de ionizacin mediante la
emisin de luz.
Esta es caracterstica del gas encerrado en el tubo de
descarga.
Figura 2.9 3.4 FLUORESCENCIA DE RAYOS X.
_ +
Espacio oscuro catdico Columna positiva
nodo ctodo
-
En los tomos multielectrnicos bajo la accin de una radiacin de
muy corta
longitud de onda algunos de los electrones de las capas ms
internas pueden ser
arrancados. Si es arrancado uno de los electrones de la capa K,
(figura 2.10) el
lugar que queda libre puede ser ocupado por un electrn de
cualquier capa
exterior (L, M, N, O, etc.) para lo cual emite una radiacin de
energa igual a la
diferencia de energa entre los niveles energticos
correspondientes. El lugar
liberado por el electrn que pas al nivel ms bajo es ocupado por
otros
electrones ms externos que a su vez emiten las rayas
espectrales
caractersticas. Estas ltimas corresponden a la regin de los
rayos X del
espectro electromagntico.
Figura 2.10
Este fenmeno se denomina fluorescencia de rayos X.
Los elementos qumicos y sus istopos pueden identificarse
mediante
espectroscopia de rayos X, que determina las longitudes de onda
de sus
espectros de lneas caractersticos. Varios elementos fueron
descubiertos
mediante el anlisis de espectros de rayos X.
La espectroscopia de fluorescencia de rayos X resulta adecuada
para el anlisis
cualitativo y cuantitativo de elementos metlicos; estos
elementos emiten rayos X
a energas caractersticas al ser bombardeados por una fuente de
alta energa de
rayos X.
3.5 LASER
Una de las aplicaciones con mayor uso en estos momentos
(producto de la
cuantificacin de la energa en el tomo) es el denominados LASER,
el toma su
K
L
M N
Serie K
Serie L
Serie M
K
K
K
L
L M
Excitacin serie K
Excitacin serie L
-
nombre de las siglas del nombre en ingls Light Amplification by
Stimulated
Emisin of Radiation (reforzamiento de la luz con ayuda de la
radiacin inducida).
Ya desde 1917 Einstein predijo tericamente la posibilidad de
provocar la
denominada radiacin inducida (estimulada) de luz por los
tomos.
Esto consiste en la emisin de luz por los tomos excitados por
accin de la luz.
Esta radiacin posee la particularidad que durante la emisin
inducida, las ondas
luminosas radiadas no se diferencian de las ondas inducidas
sobre el tomo ni
por la frecuencia, ni por la fase, ni por el plano de
polarizacin.
Dicho en el lenguaje de la teora cuntica, las radiaciones
estimuladas son el
paso no espontneo de un tomo de un estado energtico superior a
una inferior
bajo la influencia de acciones externas.
En el ao 1939 fue obtenida experimentalmente por V. A.
Fabricant. Esta ha sido
comprobada en los equipos lser de amplia utilizacin en la
actualidad.
En 1959 los cientficos N.G. Basov y A.M. Projorov (ex URSS) y
el
norteamericano C.H. Towns obtuvieron el Premio Nobel de Fsica
por la
elaboracin del nuevo principio.
Primero, los electrones de los tomos del lser son bombeados
hasta un estado
excitado por una fuente de energa, ver figura 2.11. Despus, se
los estimula
mediante fotones externos para que emitan la energa almacenada
en forma de
fotones, mediante la emisin estimulada. Los fotones emitidos
chocan a su vez
con otros tomos excitados y liberan nuevos fotones. La luz se
amplifica a
medida que los fotones se desplazan hacia atrs y hacia adelante
entre dos
espejos paralelos desencadenando nuevas emisiones estimuladas.
Al mismo
tiempo, la luz lser, intensa, direccional y monocromtica, se
filtra por uno de los
espejos, que es slo parcialmente reflectante.
Segn el medio que emplean, los lseres suelen denominarse de:
estado slido (proporcionan las emisiones de mayor energa)
de gas (de dixido de carbono son muy eficientes, y son los
lseres de
onda continua ,CW siglas en ingls, los ms potentes)
de semiconductores (los reproductores de CD y las impresoras
laser)
-
lquidos (son colorantes orgnicos contenidos en recipientes de
vidrio)
FIGURA 2.11 ESQUEMA DE UN LASER
Entre sus caractersticas mas importantes estn:
la de producir un flujo luminoso muy fino, con un ngulo de
dispersin
de aproximadamente 10 -5 radianes. Este flujo emitido desde la
Tierra
cubre en la Luna un rea con un radio de 3 km (distancia Tierra
Luna
384 000 km).
ser potentes fuentes de luz, alcanzando en un t pequeo (10 -11s)
una
potencia de emisin de 10 12 - 10 13 W por centmetro cuadrado.
La
potencia del Sol en esas mismas condiciones y en todo su
espectro es
de 7 10 3 W.
Entre las aplicaciones del lser se encuentran:
- Holografa, control de reacciones qumicas, impresora lser.
- Transmisin, poder transmitir la informacin a travs de cables
de fibra
ptica de muy pequeo grosor (mm y menos) y con una muy alta
eficiencia en el proceso de transmisin recepcin de la seal.
- Grabacin y reproduccin de informacin, en el caso del CD-R,
hay
que recordar que un LP (disco de pasta de larga duracin)
admita
entre 11 y 13 canciones unos 25 30 minutos de duracin; el CD
admite entre 23 y 26 canciones, un mximo de 75 78 minutos de
duracin.
- Lectores de cdigos de barra, soldadura y corte (su alta
potencia logra
llevar hasta la ebullicin a los materiales en el vaco).
-Ciruga, ciruga oftlmica (operaciones de cataratas, soldar
los
desprendimientos de la retina del ojo, etc.).
Medio activo
Espejo reflector
Espejo semitransparente
Medio de bombeo
-
4. DUALISMO ONDA CORPUSCULO.
Anteriormente hablamos que la parte de la Fsica que explica
tericamente lo
concerniente a la estructura del tomo se denomina Mecnica
Cuntica.
En el modelo de Bohr el electrn se mova en rbitas bien
determinadas
alrededor del ncleo. En la mecnica cuntica el radio de la rbita
de Bohr
coincide con la distancia ms probable al ncleo. Esta teora
introdujo la idea de
la probabilidad para interpretar los fenmenos a nivel atmico y
sub - atmico.
Esto motivo una enconada discusin entre A. Einstein y los
promotores de esta
interpretacin, ya que el primero no aceptaba que la aparicin o
no de un
fenmeno fuese a estar regida por leyes estadsticas. De aqu la
frase Dios no
juega a los dados pronunciada por Einstein. El tiempo le dio la
razn al enfoque
probabilstico y es el que se usa con xito para explicar el mundo
atmico y sub
atmico.
Otro elemento de esta teora que representa una diferencia
sustancial con el
modelo de Bohr es que en este ltimo el electrn se consideraba
una partcula
clsica y aqu aparece una concepcin distinta, veamos cual es.
Se aceptaba que la luz se comportaba como onda y como corpsculo.
En 1924 el
fsico francs Luis Vctor de Broglie plante la idea de que este
comportamiento
es universal y corresponde a todas las partculas. Esto
significaba que los
electrones tambin presentaban comportamiento ondulatorio, para
ello obtuvo
una ecuacin sencilla pero fundamental a partir de la cual se
podra calcular la del electrn.
Louis DBroglie Fis Fsico francs.n.en Dieppe (1892 / ).Fue uno de
los creadores de la Mecnica ondulatoria, la cual revolucion toda la
Fsica moderna, al plantear que a toda micropartcula le es inherente
una onda de probabilidad, cuestin esta comprobada
experimentalmente. Ha publicado numerosos trabajos de Historia de
la Ciencia y de divulgacin cientfica. Recibi el Premio Nobel en
1929.
Esta ecuacin es :
p
h= (2.5)
-
Donde h es la constante de Planck y p la cantidad de movimiento
de la partcula
estudiada.
Para poder ser consecuente con la propuesta planteada por de
Broglie los
electrones deberan producir fenmenos de interferencia y
difraccin. En 1927 C.
J. Davisson (1881 1958) y L.M. Germer utilizando como red de
difraccin una
red cristalina realizaron el experimento y obtuvieron la
difraccin de los
electrones.
Este experimento se ha repetido en varias ocasiones posteriores
y siempre se ha
corroborado la hiptesis.
Como se plante que tena un carcter universal, en la medida que
fueron
descubrindose las dems partculas elementales se fue calculando
su y
comprobndose su validez mediante diferentes experimentos. Hoy es
aceptado
como una caracterstica de la materia el comportamiento dual onda
corpsculo.
5. Ejercicios.
1.- Explique las caractersticas del modelo atmico de
Thomson.
2.- Explique en que consisti el experimento llevado a cabo bajo
la direccin
de Rutherford y sus resultados.
3.- Explique las caractersticas del modelo atmico de Rutherford
y sus
insuficiencias.
4.- Explique las caractersticas del modelo atmico de Bohr as
como sus
xitos y limitaciones.
5.- Explica que procesos ocurren cuando en el espectro de un
tomo
aparece a) una raya brillante, b) una raya oscura.
6.- Explique que ocurre cuando un tomo de hidrgeno pasa a) del
nivel
n = 1 al nivel n = 2, b) del nivel n = 4 al nivel n = 3, c) del
nivel n = 1 al
nivel n = . Confeccione un esquema en apoyo de sus
respuestas.
7.- Calcule la E cuando un tomo de hidrgeno pasa a) del nivel n
= 1
al nivel n = 6, b) del nivel n = 4 al nivel n = 2, c) del nivel
n = 3 al nivel
-
n =
8.- Menciona diferentes los tipos de espectros.
9.- Explica las aplicaciones del anlisis espectral utilizando
ejemplos de la
vida cotidiana.
10.- Explica en que consiste el fenmeno denominado luz fra y que
utilidad
posee.
11.- Explica en que consiste la fluorescencia de rayos X y su
utilidad.
12.- Explica en que consiste el lser.
13.- Menciona algunas propiedades del lser.
14- Menciona las aplicaciones del lser.
15.- Explique en que consiste la dualidad onda corpsculo.
16.- Calcule la de un protn que se mueve con una velocidad de
300 km /
s y posee una masa de m p = 1,67 10 - 27 kg.
17.- Calcule la de una esfera de masa 1 kg que se mueve con
una
velocidad de 1 m / s y comprala con la del electrn que se mueve
a
igual velocidad. Interpreta fsicamente el resultado obtenido
-
Unidad 3 FISICA NUCLEAR
INTRODUCCION. En el tema anterior conocimos sobre el tomo, sus
interacciones con el medio y sus
componentes internos, electrones y el ncleo. En este tema vamos
a indagar sobre
el ncleo, las partculas que lo componentes y las energas
asociadas a este.
Tambin hablaremos sobre las aplicaciones que el hombre ha hecho
de esa energa
(tanto beneficiosa como perjudicial) as como de otras
particularidades de estos.
Ud. sabe de otras asignaturas, en especial la qumica, algunos
datos sobre la
estructura del ncleo que podemos resumirla as:
El ncleo est compuesto por dos tipos de partculas denominadas
protones
(poseen carga positiva) y neutrones (son neutros).
El ncleo atmico ocupa una pequea parte del volumen del tomo y
se
encuentra en el centro de este (experimento de Rutherford).
En el ncleo radica la carga positiva del tomo y prcticamente
toda su
masa.
Hay la misma cantidad de protones en el ncleo que electrones
asociados a
este, lo cual hace que el tomo sea elctricamente neutro.
Excepto en los ncleos de los elementos ms simples, hay ms
neutrones
que protones.
El nmero de protones en el ncleo de los tomos de la sustancia
determina
sus propiedades
El tomo se representa por el smbolo Z X A
donde A es el nmero total de
nucleones (protones + neutrones) y Z el nmero de protones.
Pasemos al estudio del ncleo del tomo, su energa, sus
emanaciones y el uso
que el hombre ha hecho de esto.
1. QU ES EL NUCLEO ATOMICO?
-
Sabemos que, desde 1911 en que Rutherford (1871 1937) propuso su
modelo
planetario, todos admiten la existencia del ncleo atmico y la
concentracin
de la carga positiva del tomo en l. Adems l mismo predijo
tericamente la
existencia del neutrn en 1920 pero hubo que esperar hasta 1932
para que,
durante los experimentos que realizara el fsico ingls J.
Chadwick (1891
1974), este fuese descubierto. En ese mismo ao se propone el
modelo nuclear
de protones y neutrones.
James Chadwick Fis Fsico ingls n. en Manchester (1891 / 1974).
Fue discpulo de Ernest Rutherford y de Hans Geiger. Descubri en
1932 el neutrn, predicho por Rutherford en 1920, lo que le vali el
Premio Nobel en 1935. Descubri el tritio junto a Oliphant, Harteck
y Rutherford. Colabor en el proyecto ingls de la bomba atmica y en
1946 fue nombrado asesor de la Comisin de Energa Atmica de la ONU.
En 1945 se le otorga el ttulo de Sir. Una de las formas de
caracterizar a las partculas es mediante su carga y su
masa. En el caso del rea de la fsica nuclear se utilizar una
unidad de masa
que se denomina unidad de masa atmica (u) la que es igual a
u = 1, 66 x 10 27 kg.
En este sistema las masas del protn (m P) y del neutrn (m N)
son:
m P = 1,0072766 u y la m N = 1, 0086654 u .
En el caso del electrn su masa es 1 836 veces menor que la del
protn.
(masa del electrn = 9, 1 x 10 31 kg)
Aqu surge una cuestin y es quin mantiene unidos a esos protones
(+) en el
ncleo.
Podemos descartar las fuerzas gravitatorias debido a los valores
tan pequeos
de masa de estas partculas, as como a las electromagnticas pues
en este
caso seran de repulsin. Estas fuerzas que actan manteniendo a
los
nucleones (protones + neutrones) unidos se les denomina Fuerzas
Nucleares.
Tienen la caracterstica de que son 100 veces mas intensa que
las
electromagnticas y adems su radio de accin no rebasa las
dimensiones del
ncleo (10 14 a 10 15 m). Esto ha hecho que las interacciones
entre estas
partculas se denominen interacciones fuertes. Este tipo de
interaccin tambin
es propio de la mayora de las partculas fundamentales.
-
Uno de los hechos ms sorprendentes que los cientficos
descubrieron en el
estudio de los ncleos atmicos y sus interacciones fue en el
clculo de las
masas de estos.
Si se sabe que el ncleo est compuesto de un nmero de protones
y
neutrones y conocemos las masas de estas partculas, luego la
masa total del
ncleo debe ser la suma de las masas en reposo de todas estas.
Cuando se
realizaron los clculos se encontr que haba una pequea diferencia
entre
ambas masas. La suma de las masas en reposo de los nucleones
siempre es
ligeramente mayor que la masa del ncleo que las contiene. A esta
diferencia
se le llam defecto de masa. El defecto de masa siempre es
positivo.
Z m P + N m N >>>> M ncleo o sea,
Z m P + N m N - M ncleo = M (1)
A M se le llam defecto de masa.
Hagamos un sencillo clculo con el elemento Helio. (Recuerde que
Z X A)
Tomando el 2He4, constituido por 2 neutrones y 2 protones.
m p = 1,0072766 u M = Z m P + (A - Z) m N
m n = 1,0086654 u M = 2 1,0072766 + (4 - 2) 1,0086654
A = 4; Z = 2 M = 2,0145532 + 2,0173308
M = 4,031884 u
El dato reportado en las tablas corresponde a la masa atmica del
tomo 2He4
(M He = 4,002597 u) por lo que deber de este valor restarse la
masa de los Z
electrones que posee en la envoltura para calcular la masa
nuclear M N:
M N = M He Zm e
M N = 4,002597 - 2(0,0005486)
M N = 4.0014998 u M = M - M N = 4,031884 u - 4.0014998 u =
0,0303842 u
M = 0,0303842 u
Este defecto de masa (M) se interpreta como la transformacin en
la energa
de enlace para que se mantengan unidos. Esto se puede calcular
mediante la
ecuacin de Einstein de E = m c 2, donde aqu m es M, el de
