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La química de las estrellas

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Esta actividad nos permite acercarnos a los descubrimientos que varios científicos hicieron sobre las estrellas.

La química de las estrellas

Galaxia AAT 17, representada dentro de un balón de laboratorio. (fotografía de la galaxia AAT 17 ÓAnglo-Australian Observatory)

Cuando en 1830 el filósofo francés Auguste Comte publicó su Curso de filosofía positiva, fue tajante en su arremetida contra el estudio de todas aquellas cosas que no estuvieran "sustentadas en los hechos". Para ejemplificar esta cuestión, Comte señaló que "jamás sabremos de qué están hechas las estrellas", y por lo tanto la ciencia y la filosofía debían eliminar de sus objetivos "algo que las enormes distancias nos impedirán saber jamás".

Sin embargo, apenas cuatro años después de la muerte de Comte, lo que "jamás se sabría" se supo: los científicos observaron que la luz que llega desde las estrellas trae información sobre su composición química. Incluso antes de la muerte de Comte estaban todas las piezas del rompecabezas, sólo faltaba armarlo.

Los descubrimientos

Fogatas de los dioses

Es lógico suponer que, al levantar la vista hacia el cielo estrellado, los primeros humanos se hayan preguntado acerca de esos extraños puntos de luz que salpican el cielo nocturno. Lo único que el hombre conocía en la Tierra que brillara con luz propia era el fuego, por lo tanto era natural que creyera que las estrellas eran exactamente eso: fuego. Algunos creyeron que eran fogatas encendidas por los dioses. Otros, en cambio, pensaron que la noche era la enorme piel negra de algún animal desconocido que cubría el cielo, y que las estrellas eran la luz del día que se veía por pequeños agujeritos hechos en su piel.

Desde los tiempos más remotos, en casi todas las culturas aparecieron explicaciones más o menos verosímiles sobre el origen, composición y movimiento de los objetos que vemos en el cielo. Anaxágoras, astrónomo jonio que vivió en el año 450 a.C., creyó que el sol y las estrellas eran piedras candentes, mientras que Aristarco de Samos, en el año 200 a.C., sospechó que las estrellas eran soles muy lejanos. Sin embargo, debieron pasar miles de años de observaciones y especulaciones para que el misterio de los cielos comenzara a develarse. A mediados del siglo XIX se descubrió que podía comprenderse la estructura de las estrellas analizando la luz que proviene de ellas. De esta manera se puede determinar, por ejemplo, su composición química. Hoy sabemos que no hay fuego en las estrellas sino que cada una de ellas es como un enorme reactor de fusión nuclear.

Un arco iris con rayas negras

Cuando un haz de luz blanca atraviesa un prisma se separan los haces de distintos colores que la componen. Una parte de la luz es reflejada, en este caso hacia arriba y hacia abajo. (Fotografía: Charles Spenton.)

Isaac Newton fue un pionero en el intento de descifrar la composición de la luz solar. En 1666, cuando era un estudiante de la Universidad de Cambridge, realizó un pequeño orificio en su ventana, a través del cual se filtró un rayo de sol. Con el cuarto a oscuras, hizo pasar el fino haz de luz a través de un prisma. Se proyectó, entonces, sobre una pantalla, la franja con los colores del arco iris, que corresponde al espectro solar. La conclusión fue evidente: la luz blanca, proveniente del sol, era en realidad la suma de luces de muchos colores.

Muchos años después, en 1814, el alemán Joseph von Fraunhofer, que trabajaba en la construcción de instrumentos ópticos e investigaba en el Instituto Óptico de Munich, observó el espectro solar con gran detalle, usando un telescopio, y descubrió la presencia de numerosas líneas oscuras que atravesaban verticalmente las bandas de los colores del arco iris. Otros científicos habían notado la presencia de estas líneas pero no les dieron mayor importancia; Fraunhofer decidió, en cambio, estudiarlas con cuidado. Así, llegó a observar más de 700 líneas negras y notó que las rayas aparecían siempre en el mismo lugar del espectro. Por eso sospechó que estaban relacionadas estrechamente con la fuente de luz, el sol.

En el espectro solar se pueden observar numerosas líneas negras.

Cada elemento con su propia luz

Para corroborar su hipótesis, hacia 1818, y con el auxilio de telescopios y prismas cristalinos, Fraunhofer comenzó a estudiar la composición de la luz -el espectro- de otras estrellas. Notó que algunas presentaban un espectro muy similar al del sol, pero otras (como Aldebarán) tenían espectros con rayas muy diferentes. Tratando de comprender lo que sucedía, Fraunhofer observó el espectro de luces provenientes de lámparas con tubos que contenían gases de distintos elementos, que emitían luces de diferentes colores. Su intuición le decía que cada gas emitiría luz con un espectro diferente caracterizado por el número y distribución de las líneas. Pensó que de esta manera se podría conocer la composición química de la fuente emisora de luz con sólo estudiar su espectro. Estaba en lo cierto.

En los laboratorios se comenzó a estudiar los espectros de sustancias conocidas. Se confirmó que cada elemento produce, al ser calentado, una luz con un espectro de líneas luminosas que le son propias y cuya distribución no se repite en ningún otro. Estos espectros se llaman espectros de emisión porque la luz de cada línea es emitida por el elemento. Las líneas de Fraunhofer -o líneas espectrales, como se las llama actualmente- se convirtieron, entonces, en las "huellas digitales" de los elementos. De esta manera, la presencia de un elemento puede detectarse observando su espectro de emisión por medio de un espectroscopio. Este instrumento descompone la luz, separando los haces de diferente color y permite visualizar el espectro.

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En los espectros de emisión del hidrógeno (H) y el helio (He) se pueden apreciar líneas brillantes cuyo número, intensidad y distribución son características de cada elemento.

Fraunhofer murió cuando tenía 39 años y dejó inconclusa su importante investigación. El físico alemán Gustav Robert Kirchhoff ordenó las ideas que aún quedaban sueltas y reprodujo las experiencias de Fraunhofer. Kirchhoff hizo pasar luz solar a través de vapores de distintos elementos, por ejemplo sodio. El vapor de sodio absorbió parte de la luz y se oscurecieron algunas zonas del espectro solar. Descubrió así que el vapor de un elemento, cuando tiene menor temperatura que la fuente de luz que lo ilumina, absorbe luz de los mismos colores que brillan en el espectro de emisión del elemento. De esta manera se genera un espectro de absorción, caracterizado por las zonas oscuras que posee. Dicho de otro modo, los elementos presentan líneas brillantes en su espectro cuando emiten luz y líneas oscuras cuando absorben la luz de otra fuente.

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Una muestra en estado gaseoso absorbe radiación de ciertos colores, que se observan en el espectro de absorción. Para obtenerlo, se hace pasar un haz de luz blanca, cuyos colores se descomponen con un prisma (también se utilizan redes de difracción), a través de la muestra. Al proyectarse el espectro resultante se observan zonas oscuras que corresponden a las líneas de absorción, características de la muestra.

La interacción entre la luz y los átomos se explica según los cambios de nivel energético de los electrones.

Reseñas biográficas

Auguste Comte (1798-1857)

Filósofo y sociólogo francés que propuso estudiar la sociedad con la metodologías de las ciencias naturales. Es considerado uno de los fundadores de la sociología. La obra de Comte se clasifica dentro de las tendencias positivistas, que proponen a las ciencias empíricas como modelo a seguir por otras disciplinas científicas.

En su obra Course of Positive Philosophy (Curso de filosofía positiva) expresa que, dada la naturaleza de la mente humana, cada una de las ciencias o ramas del saber debe pasar por "tres estadios teoréticos diferentes: el teológico o estadio ficticio; el metafísico o estadio abstracto; y por último, el científico o positivo". En el estadio teológico los acontecimientos se explican de un modo muy elemental apelando a la voluntad de los dioses o de un dios. En el estadio metafísico los fenómenos se explican invocando categorías filosóficas abstractas. El último estadio de esta evolución, el científico o positivo, se empeña en explicar todos los hechos mediante la interpretación material de las causas.

Anaxágoras (500?-428 a.C.)

Uno de los primeros grandes filósofos del mundo griego. Si bien había nacido en Clazomenae (actualmente Turquía), Anaxágoras se radicó en Atenas cuando esta ciudad no era aún el importante centro intelectual que sería luego. Anaxágoras enseñó en Atenas durante treinta años y tuvo destacados discípulos, como el estadista Pericles y el dramaturgo Eurípides, pero cayó en desgracia y fue encarcelado por frir que el sol era una piedra caliente y que la luna procedía de la Tierra. A la condena le siguió el exilio en Jonia, donde murió.

Las concepciones de Anaxágoras sobre la estructura de la materia lo ubican como un predecesor de Demócrito, ya que ambos pensadores sostenían la existencia de partículas infinitamente pequeñas (átomos) que componen toda la materia.

Aristarco de Samos (aproximadamente 310-230 a.C.)

Astrónomo griego. Junto a Eratóstenes y Arquímedes, Aristarco formó parte de un grupo de pensadores griegos que tuvieron avanzadas ideas sobre el sistema solar. Sus opiniones acerca de que la Tierra gira alrededor del sol son conocidas por comentarios de Arquímedes. Aristarco intentó medir las distancias de la Tierra al sol y a la luna, y aunque sus métodos no estaban muy errados, la falta de precisión en los cálculos atentó contra los resultados obtenidos.

Isaac Newton (1642-1727)

Físico y matemático inglés. Es considerado uno de los científicos más importantes de la historia. En matemática, fue uno de los creadores del cálculo diferencial; en física, impulsó la interpretación corpuscular para explicar la naturaleza de la luz y estableció un conjunto de leyes que permitieron explicar desde el movimiento de los cuerpos hasta la atracción gravitacional. Precisamente, las llamadas Leyes de Newton de la mecánica tuvieron tal impacto que aun mucho después de su muerte se consideraba que todos los fenómenos de la naturaleza podían ser explicados con las Leyes de Newton.

Los intereses de Newton fueron más allá de la ciencia: participó activamente en política, y ocupó cargos de gobierno en el Parlamento británico y fue director de la Casa de la Moneda en Londres. Se han encontrado escritos que señalan la preocupación de Newton por otros temas, como la alquimia y la teología.

Joseph von Fraunhofer (1787-1826)

Óptico, físico y astrónomo alemán, cuyo nombre está ligado a las bandas oscuras del espectro solar. Mientras medía el índice de refracción de las lentes que debía utilizar en sus instrumentos, Fraunhofer notó que el espectro producido por la descomposición de la luz solar no era continuo, sino que estaba surcado por numerosas líneas oscuras que identificó llamándolas con las primeras letras del alfabeto. La posición de las líneas no cambiaba si se trataba de luz solar directa o era luz solar reflejada por los planetas o por la luna; pero si analizaba la luz proveniente de alguna otra estrella, las líneas mostraban una localización diferente.

Fraunhofer fue un excelente constructor de instrumentos ópticos: creó el primer espectroscopio, compuesto de un colimador (que concentra la luz), un prisma y un anteojo, que abrió el camino a los estudios sobre la composición química de las estrellas.

Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887)

Uno de los físicos más sobresalientes del siglo XIX. Nació en la ciudad alemana de Königsberg (actualmente Rusia). Postuló leyes sobre la circulación de corriente en los circuitos eléctricos, realizó numerosos trabajos experimentales en óptica, en los que combinó ingenio experimental con precisión para formular teorías. Los detallados estudios de los espectros que realizó junto a su maestro Robert Bunsen abrieron las puertas a la moderna espectroscopia, y le permitieron descubrir el cesio y el rubidio.

Niels Bohr (1885-1962)

Físico danés, cuyo nombre se encuentra en la lista de los pioneros que durante el siglo XX develaron los misterios del átomo y aportaron las bases para la creación de la física cuántica.

Estudió originalmente en su país natal, Dinamarca, pero luego se trasladó a Inglaterra donde colaboró primero con J. J. Thomson y luego con Ernest Rutherford, autores de los primeros modelos atómicos modernos. En 1922 recibió el Premio Nobel de Física por sus trabajos sobre la estructura del átomo.

Información que viene del cielo

Lo que dicen los espectros de las estrellas

En el análisis de la luz de cada estrella, por medio de espectroscopios, se observa un espectro característico con líneas oscuras que revelan los elementos que se encuentran en ella. Cada línea oscura corresponde a un elemento químico, presente en la parte más externa de la estrella, el cual intercepta parte de la luz emitida por la propia estrella. Por ejemplo el sol, en la parte amarilla de su espectro, presenta dos líneas oscuras que ocupan la misma posición que las líneas luminosas que aparecen en el espectro de emisión del sodio. De esta manera, se puede establecer que el sodio es uno de los elementos presentes en el sol.

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La luz proveniente de la superficie caliente del Sol pasa a través de la atmósfera solar más fría, es absorbida en parte, por eso llega a nosotros presentando las características líneas oscuras en su espectro. Las líneas oscuras del espectro del sol coinciden con líneas de los espectros de algunos elementos y revelan la presencia de estos elementos en la superficie solar. Las longitudes de onda de las radiaciones se indican en nanometros (nm).

De qué está hecho el Sol

La posición e intensidad de las líneas oscuras del espectro solar han permitido establecer que casi las tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el elemento más simple. Casi todo el resto es helio, el segundo elemento más simple. En suma, entre hidrógeno y helio suman alrededor del 98 por ciento de la masa solar. El 2% restante está compuesto, aproximadamente, por la siguiente proporción de elementos: 0,8% de oxígeno, 0,6% de carbono, 0,2% de neón, 0,15% de nitrógeno, 0,05% de magnesio, y, en menor porcentaje aún, hierro, sodio y silicio.

El hidrógeno y el helio, en proporciones similares, son también los elementos más abundantes en todo el Universo.

Las estrellas en orden

En 1885, los investigadores del Observatorio de Harvard (EE.UU.) comenzaron un detallado informe sobre los espectros de las estrellas, que fue completado y mejorado en el transcurso de los años. Este trabajo permitió ordenar los espectros de acuerdo con el aspecto que presentaban las líneas de absorción. Originalmente se utilizaron letras en orden alfabético, pero luego, al comprobar que algunas estrellas clasificadas en forma separada correspondían a un mismo tipo, fue necesario eliminar algunas categorías y quedó una sucesión de letras salteadas.

Los tipos espectrales se ordenaron secuencialmente de la siguiente manera: O, B, A, F, G, K y M. A su vez, cada tipo se subdividió, y se le asignaron números del 0 al 9. El sol, por ejemplo, pertenece al tipo G2; Sirio al A0 y Antares al M1.

Existen también otros tipos de espectros, similares al tipo M, designados R y N, por un lado y S, por otro. Además, se encuentran otros espectros, de tipo W, muy diferentes a los anteriores y que no están incluidos en la clasificación precedente. Estos espectros corresponden a estrellas conocidas como Wolf-Rayet, que poseen una gran atmósfera gaseosa que las envuelve.

Clasificación de las estrellas según su espectro

Tipo de espectro

Color

Características que evidencian la composición química

Temperatura en la superficie

O

Azul

Las líneas de helio atómico e ionizado se presentan intensas.


Mayor que 25.000 °C

B

Azul

Las líneas de helio atómico aparecen intensas, pero decrecen de B2 a B9. Las de hidrógeno aumentan su intensidad de B2 a B9.


11.000 a 25.000 °C

A

Azul

Las líneas de hidrógeno alcanzan su máxima intensidad en A0.


7.500 a 11.000 °C

F

Blancoazulado

Las líneas de hidrógeno se van debilitando hacia F9. Aparecen líneas de metales ionizados, como calcio, hierro y titanio.


6.000 a 7.500 °C

G

Blanco amarillento

Espectros similares al solar. Las líneas de metales sin ionizar son prominentes y las de hidrógeno son débiles.


5.000 a6.000 °C

K

Naranja rojizo

Predominan las líneas de metales; aparecen bandas de moléculas, como el cianógeno (CN).


3.500 a 5.000 °C

M

Rojo

Las bandas de óxido de titanio (TiO) resultan muy prominentes, también aparecen bandas de otros elementos combinados.


Menor a 3.500 °C

R y N

Rojo

Aparecen bandas de carbono y compuestos de carbono, como el cianógeno (CN), moléculas de carbono e hidrógeno (CH) y moléculas de carbono (C2).

Menor a 3.500 °C

S

Rojo

Se observan líneas internas de óxidos de zirconio, lantano e itrio (ZrO, LaO y YO).

Menor a 3.500 °C

La secuencia de letras corresponde a la secuencia de temperaturas de las estrellas, que también se relaciona con su color y composición. Así, las estrellas O son las de mayor temperatura, de color azul, y las M las de temperatura menor, de color rojizo. En las estrellas más calientes predominan los elementos más livianos (el hidrógeno y el helio), y al disminuir la temperatura se encuentran elementos metálicos, ionizados y sin ionizar. En las estrellas de menor temperatura se encuentran átomos combinados.

La materia en las estrellas

La materia del interior de las estrellas se encuentra a temperaturas muy elevadas, en su mayor parte en un estado llamado plasma. Las características del plasma pueden comprenderse mediante un experimento imaginario con un cubo de hielo.

El hielo está formado por moléculas de agua -compuestas por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno- unidas en una red cristalina. Aun cuando el hielo no esté derretido, las moléculas vibran. Si se les entrega calor, las moléculas adquieren energía cinética y vibran más, hasta desarticular completamente el cristal. El agua abandona el estado sólido y pasa al estado líquido.

Si se continúa entregando calor, el agua aumenta su temperatura y las moléculas se mueven más rápido. Mientras las moléculas de agua se mantengan unidas, permanecerán en estado líquido. Pero si la temperatura sigue aumentando, las moléculas se separarán y el agua se convertirá en vapor. ¿Qué sucedería si se pudiera calentar el vapor indefinidamente? Al principio las moléculas de agua se agitarían vigorosamente e intentarían separarse más entre sí. A temperaturas mayores los átomos que componen las moléculas se moverían tanto que se separarían y ya no existirían las moléculas, habría átomos sueltos. Si se pudiese superar el millón de grados ya no tendríamos átomos de oxígeno y de hidrógeno, sino simplemente partículas subatómicas sueltas moviéndose en una "sopa infernal". Lo que se obtendría en este experimento hipotético es un cuarto estado de la materia, llamado plasma, que abunda en las estrellas.

Reacciones nucleares en las estrellas
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Cuando dos núcleos de hidrógeno, como los deuterones, se fusionan se forma un núcleo de helio, se desprende un neutrón y se libera energía.

En una estrella como el sol, hay partículas formadas por un protón y un neutrón, que son núcleos de átomos de hidrógeno llamados deuterones. Millones de estas partículas recorren vertiginosamente el plasma solar y en ocasiones colisionan entre ellas. Si dos deuterones logran acercarse lo suficiente, se fusionan formando un núcleo de helio, se libera una enorme cantidad de energía y se desprende un neutrón.. Esta es una reacción de fusión nuclear, que en el sol produce la transformación de 650 millones de toneladas de hidrógeno en helio por segundo. Una pequeña fracción de la energía que se libera en esta transformación es la que llega a la Tierra y permite el desarrollo de la vida.

Para comprender la estructura de las estrellas, los científicos debieron develar los secretos del núcleo atómico. Durante la primera mitad del siglo XX, los físicos lograron responder muchos interrogantes sobre sus propiedades. Además, lograron reproducir en escala de laboratorio diversas reacciones nucleares. Así pudieron medir la enorme magnitud de la energía de las reacciones nucleares, como la que se libera al unir dos núcleos, en la fusión, o a partir de la descomposición del núcleo de un átomo pesado, en la fisión. La comprensión de estos fenómenos permitió interpretar los datos que se recibían de las estrellas y elaborar teorías sobre la formación de la materia en el universo.

Por otra parte, estos conocimientos sirvieron para plantear opciones para reemplazar al petróleo en el suministro de energía. Se construyeron reactores nucleares que producen energía eléctrica a partir de la fisión de los átomos de uranio o de plutonio. Éstos tienen el inconveniente de generar residuos radiactivos altamente contaminantes. Una esperanza para solucionar los problemas energéticos que plantea el desarrollo industrial es llevar las experiencias de fusión controlada al nivel industrial. Así se podrá garantizar la producción de energía barata y limpia, a partir del hidrógeno como combustible, liberando residuos inocuos, como el gas helio. De esta manera, dominando la química de las estrellas, tendremos nuestros propios soles en la Tierra.

Reseñas biográficas

Auguste Comte (1798-1857)

Filósofo y sociólogo francés que propuso estudiar la sociedad con la metodologías de las ciencias naturales. Es considerado uno de los fundadores de la sociología. La obra de Comte se clasifica dentro de las tendencias positivistas, que proponen a las ciencias empíricas como modelo a seguir por otras disciplinas científicas.

En su obra Course of Positive Philosophy (Curso de filosofía positiva) expresa que, dada la naturaleza de la mente humana, cada una de las ciencias o ramas del saber debe pasar por "tres estadios teoréticos diferentes: el teológico o estadio ficticio; el metafísico o estadio abstracto; y por último, el científico o positivo". En el estadio teológico los acontecimientos se explican de un modo muy elemental apelando a la voluntad de los dioses o de un dios. En el estadio metafísico los fenómenos se explican invocando categorías filosóficas abstractas. El último estadio de esta evolución, el científico o positivo, se empeña en explicar todos los hechos mediante la interpretación material de las causas.

Anaxágoras (500?-428 a.C.)

Uno de los primeros grandes filósofos del mundo griego. Si bien había nacido en Clazomenae (actualmente Turquía), Anaxágoras se radicó en Atenas cuando esta ciudad no era aún el importante centro intelectual que sería luego. Anaxágoras enseñó en Atenas durante treinta años y tuvo destacados discípulos, como el estadista Pericles y el dramaturgo Eurípides, pero cayó en desgracia y fue encarcelado por sugerir que el sol era una piedra caliente y que la luna procedía de la Tierra. A la condena le siguió el exilio en Jonia, donde murió.

Las concepciones de Anaxágoras sobre la estructura de la materia lo ubican como un predecesor de Demócrito, ya que ambos pensadores sostenían la existencia de partículas infinitamente pequeñas (átomos) que componen toda la materia.

Aristarco de Samos (aproximadamente 310-230 a.C.)

Astrónomo griego. Junto a Eratóstenes y Arquímedes, Aristarco formó parte de un grupo de pensadores griegos que tuvieron avanzadas ideas sobre el sistema solar. Sus opiniones acerca de que la Tierra gira alrededor del sol son conocidas por comentarios de Arquímedes. Aristarco intentó medir las distancias de la Tierra al sol y a la luna, y aunque sus métodos no estaban muy errados, la falta de precisión en los cálculos atentó contra los resultados obtenidos.

Isaac Newton (1642-1727)

Físico y matemático inglés. Es considerado uno de los científicos más importantes de la historia. En matemática, fue uno de los creadores del cálculo diferencial; en física, impulsó la interpretación corpuscular para explicar la naturaleza de la luz y estableció un conjunto de leyes que permitieron explicar desde el movimiento de los cuerpos hasta la atracción gravitacional. Precisamente, las llamadas Leyes de Newton de la mecánica tuvieron tal impacto que aun mucho después de su muerte se consideraba que todos los fenómenos de la naturaleza podían ser explicados con las Leyes de Newton.

Los intereses de Newton fueron más allá de la ciencia: participó activamente en política, y ocupó cargos de gobierno en el Parlamento británico y fue director de la Casa de la Moneda en Londres. Se han encontrado escritos que señalan la preocupación de Newton por otros temas, como la alquimia y la teología.

Joseph von Fraunhofer (1787-1826)

Óptico, físico y astrónomo alemán, cuyo nombre está ligado a las bandas oscuras del espectro solar. Mientras medía el índice de refracción de las lentes que debía utilizar en sus instrumentos, Fraunhofer notó que el espectro producido por la descomposición de la luz solar no era continuo, sino que estaba surcado por numerosas líneas oscuras que identificó llamándolas con las primeras letras del alfabeto. La posición de las líneas no cambiaba si se trataba de luz solar directa o era luz solar reflejada por los planetas o por la luna; pero si analizaba la luz proveniente de alguna otra estrella, las líneas mostraban una localización diferente.

Fraunhofer fue un excelente constructor de instrumentos ópticos: creó el primer espectroscopio, compuesto de un colimador (que concentra la luz), un prisma y un anteojo, que abrió el camino a los estudios sobre la composición química de las estrellas.

Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887)

Uno de los físicos más sobresalientes del siglo XIX. Nació en la ciudad alemana de Königsberg (actualmente Rusia). Postuló leyes sobre la circulación de corriente en los circuitos eléctricos, realizó numerosos trabajos experimentales en óptica, en los que combinó ingenio experimental con precisión para formular teorías. Los detallados estudios de los espectros que realizó junto a su maestro Robert Bunsen abrieron las puertas a la moderna espectroscopia, y le permitieron descubrir el cesio y el rubidio.

Niels Bohr (1885-1962)

Físico danés, cuyo nombre se encuentra en la lista de los pioneros que durante el siglo XX develaron los misterios del átomo y aportaron las bases para la creación de la física cuántica.

Estudió originalmente en su país natal, Dinamarca, pero luego se trasladó a Inglaterra donde colaboró primero con J. J. Thomson y luego con Ernest Rutherford, autores de los primeros modelos atómicos modernos. En 1922 recibió el Premio Nobel de Física por sus trabajos sobre la estructura del átomo.

La luz y los átomos

Para comprender por qué se forman los espectros de absorción y de emisión de un elemento, se debe recordar la naturaleza de la luz y la estructura de los átomos. La luz, emitida o absorbida por un átomo, por ser una radiación electromagnética, se caracteriza por su longitud de onda. Esta longitud de onda, a su vez, determina el color y la energía de la radiación. La relación entre la energía (E) de una radiación y su longitud de onda (l) es:

E = hc /l (h es un número llamado constante de Planck, c es la velocidad de la luz)

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Un electrón absorbe radiación cuando pasa a un nivel energético superior y la emite cuando pasa a un nivel energético inferior.

Un átomo puede emitir o absorber luz según se produzcan cambios en la configuración de sus electrones. Según el modelo atómico del físico danés Niels Bohr, los electrones se encuentran alrededor del núcleo ubicados en zonas de diferente nivel de energía. Los electrones más alejados del núcleo atómico poseen mayor energía que los electrones que se encuentran más cerca del núcleo. Los electrones pueden "saltar" de un nivel energético a otro y cuando esto sucede, el átomo absorbe o emite energía en forma de luz. La absorción de luz se produce cuando un electrón pasa de un nivel a otro más alejado del núcleo. La longitud de onda (y el color) de la luz absorbida corresponde a la diferencia de energía entre ambos niveles. Cuando un electrón, en cambio, desciende de un nivel a otro de menor energía se emite una radiación.

Energía de las reacciones nucleares

La gran cantidad de energía que se libera en una reacción nuclear puede explicarse por la transformación de materia en energía propuesta por Albert Einstein. Según este científico, en una reacción química se conserva la suma de la masa y la energía porque podrían interconvertirse entre sí.

Cuando una determinada masa (m) se convierte en energía (E), la cantidad de ésta que se produce es:

E = mc2

(c es una constante que corresponde a la velocidad de la luz en el vacío.) Como la constante c es muy grande, una pequeña masa puede transformarse en gran cantidad de energía.

En las reacciones nucleares la energía liberada corresponde a la diferencia en la masa entre los reactivos y los productos. Por ejemplo, en la fusión de dos deuterones se originan un átomo de helio y un neutrón, cuya masa total es ligeramente inferior a la de los dos deuterones. Esta diferencia, multiplicada por c2, corresponde a la energía desprendida.

El mismo principio permite calcular la energía que se libera en las reacciones de fisión nuclear, como las que ocurren en los reactores nucleares y en las explosiones de bombas atómicas.

Actividad sugerida

Proponeles a los alumnos que realicen una presentación sobre el tema. Para ello pueden buscar imágenes en internet si cuentan con conexión, o sacar fotos de diferentes imágenes del material bibliográfico con el que cuentan (también pueden ir a la biblioteca de la escuela o del barrio).

También pueden filmarse dando una exposición del tema y luego editar un video con Movie Maker (programa de edición de videos instalado en los equipos). Si no cuentan con una cámara filmadora o de fotos, podrán utilizar las webcams que incluyen los equipos o un celular con cámara de fotos.

Para ello deberán organizarse en grupos y distribuir los roles y tareas para realizar un trabajo colaborativo. Podrán compartir los archivos y documentos y alojarlos en la red de la escuela o en alguna de las máquinas.

Glosario

  • Aldebarán: estrella del tipo de las gigantes rojas. Su diámetro es de 63 millones de km, 45 veces mayor que el diámetro del sol. La temperatura en su superficie es de sólo 3.900°C, casi un 30% menos que la temperatura del sol. Su temperatura superficial le da un característico color rojo, que se puede apreciar sin dificultad aun observándola a simple vista. Está situada a unos 65 años luz de nuestro sistema solar y puede verse en la constelación de Tauro, cerca del ecuador celeste. Por su ubicación, es visible desde ambos hemisferios durante las noches de diciembre a marzo.
    Aldebarán deriva del árabe al-Dabaran, que significa "el seguidor" y fue llamada de esta manera debido a que parece perseguir a las Pléyades, un famoso cúmulo de estrellas. Las estrellas, además de su nombre propio, reciben el nombre de la constelación a la que pertenecen y una letra del alfabeto griego que indica cuán brillante es la estrella comparada con el resto de las de su constelación. Así, alfa es más brillante que beta, beta es más brillante que gamma, etc. Por eso, al ser la estrella más brillante de la constelación de Tauro, Aldebarán también es conocida como Alpha Tauro.
    Aldebarán forma parte de un sistema triple. Es decir que no se halla sola, como el sol, sino que, junto a otras dos estrellas, gira en torno a un centro común. Estas dos estrellas son demasiado débiles y no son visibles desde la Tierra, ni siquiera con telescopios.
  • Electrón: partícula de carga negativa que forma parte de los átomos. Los electrones, cuya masa es pequeña, se mueven alrededor del núcleo atómico en zonas de distintos niveles energéticos. En un átomo, que tiene carga neutra, el número de electrones es igual al número de protones.
  • Fisión: reacción nuclear en la que un núcleo atómico pesado se descompone en otros (generalmente dos) núcleos más pequeños. Este proceso, en el que también se liberan neutrones y gran cantidad de energía, puede ser espontáneo o provocado por la interacción de un neutrón con un núcleo. En los reactores nucleares, por ejemplo, una de las reacciones de fisión del uranio-235 (tiene 92 protones y 143 neutrones, y se escribe 235U) produce un núcleo de criptón (91Kr) y uno de bario (142Ba) y se desprenden tres neutrones y radiación gamma. Los neutrones liberados, a su vez, pueden causar la fisión de otros núcleos e iniciar una reacción en cadena, que en las bombas atómicas ocurre de manera explosiva.
  • Helio: elemento químico de símbolo He y número atómico 2. Pertenece al grupo de los gases nobles. Tiene gran estabilidad química (no reacciona fácilmente) por poseer un nivel electrónico completo. Se encuentra en pequeñas cantidades en el aire, pero es uno de los elementos más abundantes en el sol y las estrellas.
  • Modelo: representación de alguna cosa o fenómeno. Los modelos atómicos, por ejemplo, son simplificaciones que intentan representar la estructura atómica. Tienen en cuenta algunas de las propiedades de los átomos, pero cuando se conoce una nueva propiedad, se elabora otro, generalmente de mayor complejidad, que la contemple.
  • Núcleo atómico: zona central del átomo, que concentra la mayor parte de su masa. Contiene protones y neutrones.
  • Radiación electromagnética: propagación de energía en forma de ondas. Es independiente de la materia, como la luz visible, la radiación ultravioleta, la radiación infrarroja, las ondas de radio y la radiación gamma.
  • Sodio: elemento químico de símbolo Na y número atómico 11. Pertenece al grupo de los metales alcalinos. En estado puro es un metal blando (se corta con un cuchillo) y muy reactivo (reacciona violentamente con agua). Se lo encuentra habitualmente en forma iónica en sales, como el cloruro de sodio (sal común), el nitrato, el carbonato y el sulfato. El hidróxido de sodio (soda cáustica) es un compuesto alcalino con diversos usos químicos, industriales y domésticos.

Bibliografía comentada

  • Sagan, Carl, Cosmos, Barcelona, Planeta, 1980. Libro clásico de divulgación en astronomía. Explica en forma sencilla y amena diversos temas vinculados a la astronomía general. En el capítulo titulado "La vida de las estrellas" explica con claridad y términos sencillos la estructura y composición química de las estrellas.
  • Asimov, Isaac, Introducción a la ciencia, I. Ciencias físicas, Madrid, Hyspamérica, 1986. Libro que dedica un capítulo completo a los elementos químicos, otro a las partículas subatómicas y otro a los fenómenos ondulatorios, como la luz. Incluye abundante información sobre estos temas y otros, como energía nuclear, formación del sistema solar y el universo.
  • Asimov, Isaac, Enigmas de la Tierra y el espacio al alcance de todos, Buenos Aires, Atlántida, 1992. Obra en la que Asimov, en cada uno de sus 111 capítulos, se dedica a responder algunas de las preguntas más frecuentes en astronomía. Entre ellas: ¿qué es la luz solar?; ¿qué son las líneas espectrales?; ¿de qué está hecho el sol?; ¿cómo hace la energía nuclear para alimentar el sol?
  • Moeller, Therald, Química inorgánica, Barcelona, Reverté, 1979. Libro de texto universitario, que incluye la química de los elementos.
  • Tagle, José Antonio, La fusión nuclear, Madrid, Dominós, 1995. Trabajo que explica en términos sencillos cuál es el origen de la energía que se produce en el sol y en las estrellas. Presenta el desarrollo de la fusión nuclear controlada.
Textos: Carlos Borches y Patricia A. Olivilla. Ilustraciones: Sergio Merayo y Matías Martucci. Fotografías: Charles Spenton y Anglo-Australian Observatorio y edición: Eduardo Ortí.