C.H.O.N

C.H.O.N

 

“Detrás de las formas naturales cambiantes se encuentra la pura e invariable realidad. Hay que reducir, pues, las formas naturales a relaciones puras e invariables” [1]

Piet Mondrian

                      

            Desde la antigüedad la astronomía ha ejercido en el ser humano una atracción sin precedentes, siendo esta una de las primeras disciplinas científicas creadas. Durante siglos el estudio de los astros estuvo centrado principalmente en el movimiento de los cuerpos celestes ; Tolomeo de Alejandría y su Almagesto ; Copérnico y De Revolutionibus Orbium Coelestium ( Sobre la revolución de las esferas celestes); Tycho Brahe y Astronomiae Instauratae Progymnasmata (Introducción a la nueva astronomía) ; Kepler y Harmonice Mundi (La armonía del mundo) y Epítome de la astronomía copernicana ; Galileo y sus Dialogo sobre los dos sistemas máximos del mundo; Consideraciones y demostraciones matemáticas sobre dos ciencias nuevas;  la gran obra de Newton Philosophiae Naturalis Principia Matemática o Catalogue of the Southers Stars de Edmond Halley. Estos y otros libros escritos a lo largo de la historia desarrollan modelos que intentan explicar las leyes que gobiernan el universo demostrando su naturaleza ordenada y descubriendo el lugar que ocupa en el universo la especie humana; además de calcular las distancias que nos separan de las estrellas con la intención de descubrir la inmensidad del espacio. Sin embargo era inimaginable viajar a través del espacio para poder determinar la composición de las estrellas, ni tan siquiera acercarnos a los planetas más cercanos para ver como y de que están formados.

Durante años se habían acumulado observaciones sobre la luz emitida por los gases creyendo que ahí se encontraban los secretos de los átomos. En 1752, el físico escocés Thomas Melvill mostró las radiaciones emitidas por los cuerpos sólidos y por los líquidos cuando se calentaban a una temperatura lo suficientemente alta; para lo cual calentó sal común (cloruro de sodio) produciendo vapor de gas de sodio e hizo pasar por un prisma la luz emitida por la llama de gas de sodio, observando que el espectro de luz emitida por ese gas estaba formado por una serie de líneas brillantes, en concreto dos líneas brillantes muy intensas que corresponden a la banda amarilla del espectro visible. Posteriormente Joseph von Fraunhofer (1787-1826) advirtió, en el espectro de la luz procedente del sol, un numero muy elevado de líneas más oscuras, unas seiscientas, cuya explicación apareció posteriormente al conocerse los espectros de absorción de cada elemento químico; suponiéndose que las rayas eran debidas a la absorción de las radiaciones correspondientes por elementos presentes en el trayecto de la luz en las proximidades del Sol o cerca de la Tierra. Estas líneas se conocen como Líneas de  Fraunhofer y constituyen la base de la espectroscopia astrofísica[2] .

            En la década de 1860 Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) y Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) se dedicaron a el análisis de sustancias químicas a través del espectro que producían éstas al quemarlas con un mechero desarrollado por Bunsen con la intención de “ descubrir nuevos elementos desapercibidos hasta ahora por los químicos” [3] reconociendo el potasio, sodio y litio y descubriendo el rubidio. Posteriormente otros científicos identificarían elementos como el talio, indio, helio[4], galio, escandio y germanio; utilizando la técnica de análisis espectral.  Observando el espectro solar Kirchhoff se dio cuenta de que “no vemos el espectro de la atmósfera solar por sí mismo, sino su imagen negativa. Esta circunstancia permite determinar con igual exactitud la naturaleza la naturaleza de los metales contenidos en esta atmósfera, para lo cual basta tener un conocimiento profundo del espectro solar, y de los producidos por cada uno de los diferentes metales”[5].  Era la primera vez que se podía estudiar la composición de los cuerpos celestes avanzando solamente la luz que de ellos se recibe con lo cual “ya no será necesario tocar un cuerpo para determinar su naturaleza química: bastara con verlo” [6]. En la actualidad la espectroscopia estudia la interacción entre la radiación electromagnética y la materia obteniendo espectros, por medio de los espectroscopios, de la radiación emitida o absorbida por los elementos y los cuerpos. El análisis espectral supone un apoyo muy importante para comprender la composición del universo y la estructura de los átomos.

Gracias a la espectroscopia podemos obtener información acerca de la composición de las estrellas, de los diferentes tipos de elementos que contienen las nubes de gas y polvo dispersas por todo el universo donde encontramos la materia prima que formará nuevas estrellas y sistemas planetarios; descubriendo que los cuatro elementos más comunes en el universo son el carbono, el hidrógeno, el oxígeno y el nitrógeno. Si bajamos a nuestro planeta Tierra y observamos “que toda la vida existente sobre la Tierra, incluida la vida humana, esta basada en procesos químicos, y los cuatro elementos más comunes que intervienen en esta química de la vida son el hidrógeno, el carbono, el oxígeno y el nitrógeno.”[7] Es fácil pensar en las grandes posibilidades que existen de encontrar vida fuera de nuestro planeta.      

 

 

 

[1] Citado por Bocala, Sandro. El arte de la modernidad. Ediciones del Serbal. Barcelona 1999. pp 202.

 

[2] Cuando la luz blanca  pasa a través de un prisma óptico se produce una dispersión de esta, separándose en las distintas longitudes de onda que forman el rayo incidente y configurando un espectro continuo compuesto por el conjunto de colores correspondiente a la gama de longitudes de onda que integran la luz blanca.

Todos los cuerpos de la naturaleza en determinadas condiciones pueden emitir energía en forma de radiación o absorber la radiación que emiten otros cuerpos, asimilando energía.

Cuando un elemento químico en estado gaseoso se somete a una temperatura elevada y su espectro de luz emitida se examina a través de una estrecha ranura y un prisma se observa que el espectro es discontinuo, apreciándose un conjunto de líneas espectrales que corresponden a emisiones de solo algunas longitudes de onda. Este espectro discontinuo formado por líneas brillantes definidas se denomina espectro de emisión y es diferente para cada uno de los elementos. Es decir, cada elemento tiene su espectro de emisión característico; incluso si el elemento formara parte de un compuesto complejo cada uno de los elementos del compuesto producirá su propio espectro de emisión diferente al de cualquier otro elemento. Si hacemos pasar la luz blanca a través de un elemento químico en estado gaseoso frío (sin excitar el gas) antes de atravesar el prisma sólo pasarán aquellas longitudes de onda que no hayan sido absorbidas por dicho elemento en estado gaseoso obteniendo el espectro de absorción del elemento al atravesar el prisma ya que se observa un espectro de líneas oscuras en el  cual faltan líneas coincidentes con las líneas brillantes del gas caliente. Llegando a la conclusión de que el gas frío (no excitado) absorbe luz a las mismas frecuencias a las que ese gas emitía luz al ser calentado.  Cada elemento químico tiene su propio espectro de absorción que se corresponde con su espectro de emisión de la misma manera que un positivo fotográfico se corresponde con su negativo fotográfico. Cada elemento absorbe las mismas longitudes de onda que es capaz de emitir. Ver ejemplos en las fotos CHON      

 

[3]  Citado por Sánchez Ron, José Manuel. Historia de la ciencia. Colección Austral. Espasa Calpe. Madrid. 2003. pp 503.  

 

[4] El helio ya había sido detectado en las protuberancias solares en 1868 por Norman Lockyer y Edward Franklan  utilizando las   Líneas de  Fraunhofer  y en 1895 se detectaría en la tierra por William Ramsay

 

[5] Citado por Sánchez Ron, José Manuel. Historia de la ciencia. Colección Austral. Espasa Calpe. Madrid. 2003. pp 505.  

 

[6] Op .cit pp 506.  

 

[7] Gribbin, John. Historia de la ciencia. Editorial Critica. Barcelona 2003. pp 498.

© 2012 Pablo Couso