Departamento de Física
Fac. Ciencias Exactas - UNLP
Determinación de la constante de Rydberg
Fisica Experimental IV
Curso 2014
Clase 1
Página 1
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Gustav Robert Kirchhoff
(1824 - 1887)
En termodinámica, la ley de Kirchhoff de la radiación térmica, es un teorema de
carácter general que equipara la emisión y absorción en objetos calientes, propuesto
por Gustav Kirchhoff
en 1859, a raíz de las consideraciones generales
de equilibrio termodinámico.
La ley de Kirchhoff establece que si un cuerpo (o superficie) está en equilibrio
termodinámico con su entorno, su emisividad es igual a su absorbancia.
Junto con la demostración del teorema, propuso la búsqueda de una respuesta a un
nuevo planteo. La respuesta fue el descubrimiento de la teoría cuántica.
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Leyes de Kirchhoff
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Las tres leyes de la espectroscopia de Kirchhoff que describen la emisión de luz
por objetos incandescentes:
Un objeto sólido caliente produce luz en espectro continuo.
Un gas excitado produce luz con líneas espectrales en longitudes de onda
discretas que dependen de la composición química del gas.
Un objeto sólido a alta temperatura rodeado de un gas a temperaturas inferiores
produce luz en un espectro continuo con huecos en longitudes de onda discretas
cuyas posiciones dependen de la composición química del gas.
La justificación de estas leyes fue dada más tarde por Niels Bohr, contribuyendo
decisivamente al nacimiento de la mecánica cuántica.
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Radiación de objetos calientes
Cuando se eleva la temperatura de un objeto,
este emite radiación electromagnética.
Primero se pone rojo, después
cada vez más blanco:
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Kirchhoff y la espectroscopía atómica
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Kirchhoff y la espectroscopía atómica
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El descubrimiento de que cada elemento químico llevaba su propia firma espectral
tuvo enormes implicaciones en química, física y astronomía. A través del análisis
espectral, Bunsen y Kirchhoff identificaron los patrones característicos de la
líneas de emisión de colores de todos los elementos entonces conocidos.
Kirchhoff, por otra parte, tomó un espectro de una llama de sodio, en un fondo
oscuro, para producir las líneas de emisión amarillas dobles, características de este
elemento, y luego desplazó la llama hacia el recorrido de un rayo de luz solar. Las
líneas de absorción aparecieron más contrastadas y oscuras que antes.
Aparentemente, el gas estaba absorbiendo mucha más energía de la luz solar que la
que estaba emitiendo.
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Determinación de la constante de
Rydberg
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Al principio del siglo XX los científicos habían hecho las siguientes
observaciones:
•Cuando una muestra de átomos gaseosos es sometida a una descarga
eléctrica, los átomos emiten radiación electromagnética.
•Al pasar a través de una ranura o a través de un prisma, la luz emitida
por los átomos es separada en sus componentes de longitud de onda.
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Sólidos y gases a alta temperatura emiten radiación.
La radiación emitida consiste de una banda continua de colores como un arco iris.
Esto es lo que se llama un espectro continuo.
Esto es típico de la materia cuando los átomos estan empaquetados en forma condensada.
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Los gases a baja presión se comportan diferentemente.
Los átomos excitados emiten solamente ciertas frecuencias.
Las lineas espectrales en una serie se aproximan
cuando se incrementa la frecuencia.
Cada elemento tiene un único
y propio espectro de emisión.
Las lineas espectrales existen en diferentes
regiones del espectro. (infrarrojo, visible y
ultravioleta)
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Determinación de la constante de
Rydberg
El espectro de lineas del elemento más simple, H
había sido estudiado por Angström. Este habia
medido en 1871 cuatro lineas en el espectro visible
(en nm):
656.279 , 486. 133, 434. 047, 410.174
En 1884, Balmer, logró expresar estos números
en términos de una constante "b":
9 b 4 b 25 b 9 b
,
,
,
5 3 21 8
Johann Jakob Balmer
(1825-1898)
Matemático suizo.
b  364 . 60
nm
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9 b 4 b 25 b 9 b
,
,
,
5 3 21 8
9 16 25 36
,
,
,
5 12 21 32
Johann Jakob Balmer
 b
m
2
m 4
2
m  3, 4 ,5 , 6 ...
(1825-1898)
Matemático suizo.
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En 1890 Rydberg generalizo la fórmula de
Balmer y mostró que tenía una aplicabilidad
más amplia.
Introdujo el concepto de número de onda
1 
 1
 
 R 2  2 

m 
n
1
m y n son números enteros.
R= 10973731.534 m-1
Johannes R. Rydberg
1854 -1919
Matemático sueco
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Rydberg
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Niels Bohr
Dinamarca
1885 - 1962
PN 1922
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n = 1, Lyman 1916
n = 2, Balmer
n = 3, Paschen
n = 4, Brackett 1922
n = 5, Pfund
1925
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Red de difracción
n   dsen 
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Espectrofotómetro
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Fotografía del arreglo
experimental
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Espectro del átomo de Hidrogeno
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Espectro del átomo de Hidrogeno
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Determinación de la constante de
Rydberg
1 
1
   R  2 

4 m 
1
1/
R
R
4
0.00
0.03
0.06
2
1/m
0.09
0.12
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radiación del cuerpo negro