Niveles de energía electrónica de los átomos - Parte 1

Según la física clásica, la primera ley de Newton sugiere que si un electrón viajara en una trayectoria curva alrededor del núcleo, tendría una aceleración, debido al cambio de dirección. La física clásica también sugiere que una partícula cargada en aceleración debería emitir continuamente energía en forma de radiación electromagnética. Esto significa que el electrón tendría una pérdida de energía. Pero entonces podría surgir una pregunta. Si los electrones alrededor del núcleo pierden energía continuamente, eventualmente deberían chocar contra el núcleo. ¿Por qué no sucede esto?.

La estructura del átomo se destruirá si los electrones chocan contra el núcleo. Entonces, ¿cuál podría ser la estructura real de los átomos? ¿Desafiaría la física clásica? Para responder a esta pregunta, en 1913, Bohr introdujo la estructura del átomo. Presentó la idea de energía y trayectoria fijas para los electrones. Postuló que los electrones giran alrededor del núcleo en trayectorias fijas que tienen energía fija. También presentó que los electrones sólo pueden saltar entre diferentes caminos de energía fija alrededor del núcleo absorbiendo o emitiendo energía en forma de radiación electromagnética.

Entonces, cuando un electrón salta de un nivel de energía más bajo, digamos n=1, a un nivel de energía más alto, digamos n=2, absorberá una cantidad específica de energía igual a la diferencia de energía de estos dos orbitales. La energía se absorbe en forma de radiación electromagnética.

Cuando un electrón salta de un nivel de energía más alto, digamos n=2, a un nivel de energía más bajo, digamos n=1, entonces libera energía igual a la diferencia de energía de estos dos orbitales. La energía se emite en forma de radiación electromagnética.

La diferencia de energía de los dos niveles de energía se da mediante la fórmula que se muestra en la parte superiorv es la frecuencia de la radiación electromagnética, E2 es la energía de la segunda capa, E1 es la energía de la primera capa y h es la constante de Planck. También podemos escribir esta expresión como se muestra a continuación.

Si la diferencia de energía es un número entero positivo, entonces se absorbe energía. Si es un número entero negativo entonces se libera energía. Por lo tanto, podemos decir que la diferencia de energía entre dos niveles de energía es inversamente proporcional a la longitud de onda de la radiación. Por lo tanto, cuanto mayor sea la diferencia de energía, más corta será la longitud de onda de la radiación emitida o absorbida.

A continuación se muestra el modelo atómico del carbono de Bohr. Contiene 2 electrones en la primera capa y 4 electrones en la segunda capa.

El modelo de Bohr del flúor contiene 2 electrones en la primera capa y 7 electrones en la segunda capa.

A continuación se muestran los modelos de Bohr de aluminio, fósforo, oxígeno y litio.

Bohr sólo fue capaz de explicar la pérdida o ganancia de energía entre capas. Cuando un electrón salta de una capa de mayor energía a una capa de menor energía, se obtiene una línea espectral porque en este caso el electrón emite energía. Sin embargo, en presencia de un campo magnético, ¡sucede algo especial!. Se ven más de una línea espectral. Observe las líneas espectrales sin campo magnético y con campo magnético, ilustradas aquí. Esto indica que también hay otros niveles de energía dentro de una capa en los que puede estar el electrón. Estos se llaman orbitales, que discutiremos más adelante.

Como podemos ver, en ausencia de campo magnético, sólo hay una línea espectral. Pero en presencia de un campo magnético hay 3 líneas espectrales. Esto significa que un electrón podría saltar de los orbitales de mayor nivel de energía a un orbital de menor nivel de energía. Cada orbital tiene una energía diferente a la de otros orbitales. Esto significa que se emiten diferentes longitudes de onda de radiación cuando el electrón salta de estos diferentes orbitales. Este efecto se conoce como Zeeman effect. Bohr tampoco pudo explicar la división de líneas espectrales en presencia de un campo eléctrico. Esto se conoce como el Stark effect. Bohr no logró explicar el espectro atómico de otros átomos distintos del hidrógeno. Cuando un electrón en un átomo salta de un nivel de energía superior a un nivel de energía inferior, emite energía. Cuando salta de un nivel de energía inferior a un nivel de energía superior, absorbe energía. La cantidad de energía absorbida o emitida depende de la diferencia en los niveles de energía.

Los electrones absorben o emiten una cantidad fija de energía y en forma de fotones. Los Photons son paquetes discretos de energía. Por ejemplo, un fotón de luz red tiene una energía específica diferente a la de un fotón de luz azul. Si la diferencia de energía entre los niveles de energía es igual a la energía del fotón de una luz red , entonces se emitirá o absorberá luz red dependiendo de si el electrón salta de un nivel de energía superior a uno inferior o de un nivel inferior a uno superior. La cuantificación de la energía significa que la energía es liberada o absorbida por los electrones en un átomo en forma de fotones. Los electrones son partículas fundamentales. Cada electrón tiene una energía específica asociada dependiendo del nivel energético en el que se encuentre.

Si pasamos radiaciones electromagnéticas de diferentes longitudes de onda a través de una muestra que contiene átomos, algunos electrones absorberán una longitud de onda específica de radiación y se excitarán a un nivel de energía más alto. Si observamos la luz que pasa a través de la muestra en una pantalla o grabadora, habrá algunos espacios oscuros en el espectro de luz. Digamos que la luz red fuera absorbida por los electrones de un átomo. Luego, en el espectro, el rango de longitud de onda de la luz red aparecerá oscuro, lo que muestra que la luz red es absorbida por los electrones. Este espectro resultante obtenido como resultado de la absorción de luz por los electrones se denomina absorption spectrum. Por ejemplo, aquí se muestra el absorption spectrum del hidrógeno. Las líneas oscuras indican la absorción de una longitud de onda específica de radiaciones por el electrón en un átomo de hidrógeno.

Cuando un electrón absorbe energía y salta a un nivel de energía superior, vuelve a saltar a un nivel de energía inferior liberando la misma cantidad de energía que fue absorbida. La energía de una longitud de onda específica liberada como resultado se muestra como una línea espectral de emisión en un espectro. El espectro resultante obtenido se denomina emission spectrum. Estas longitudes de onda de las radiaciones son únicamente aquellas que se liberan cuando los electrones saltan de niveles de energía superiores a niveles de energía inferiores.

Sabemos que los electrones se comportan como partículas porque tienen momento y poseen una masa específica de aproximadamente 9×10^-31kg. En 1924, de Broglie dijo que cualquier partícula que tenga momento lineal puede poseer propiedades ondulatorias. de Broglie introdujo la longitud de onda como la ecuación que se muestra.

Derivemos esta ecuación. Según la ecuación de Planck, E es igual a hv donde v, es la frecuencia y h es la constante de Planck. Como sabemos, v es igual a c÷ λ. Por lo tanto, la ecuación anterior se puede escribir como se muestra primero a la izquierda. Según la ecuación de Einstein, E es igual a m×c², que se muestra primero, a la derecha. Sustituyendo E, obtenemos la siguiente ecuación. m×c² es igual a (h ×c)÷ λ. Esto, al reorganizarlo, produce la ecuación de Broglie. λ= h ÷(m×c).

En la ecuación de Broglie podemos ver que la longitud de onda λ está asociada con la masa de la partícula. La masa y la longitud de onda son inversamente proporcionales entre sí, lo que demuestra que cuanto mayor sea la masa de la partícula, más corta será su longitud de onda. El físico alemán Max Planck presentó una theory que explica la absorción y emisión de radiación por un black body. Un black body es un cuerpo que absorbe todas las radiaciones y no emite ninguna radiación cuando está en equilibrio con el entorno.

Eche un vistazo a esta ilustración. En este caso la temperatura del black body está en equilibrio con el entorno.

Ahora, si calentamos este black body, el color cambiará de negro a red. Luego, al calentarlo más, cambiará a amarillo y luego a azul. ¿Pero por qué?.

Entendamos primero la absorción y emisión de radiación. Planck presentó que cuando un electrón salta de un nivel de energía, digamos E1, a otro nivel de energía, digamos E2, absorbe energía igual a la diferencia de energía de estos dos niveles de energía ∆E. Eso es, E2 – E1 = ∆E. Esta diferencia de energía es directamente proporcional a la frecuencia de la radiación absorbida. Podemos decir que la cantidad de energía absorbida o emitida por un electrón es igual a la diferencia de energía de los niveles de energía entre los que ocurrió la transición. h es la constante de Planck y v es la frecuencia de la radiación emitida o absorbida. Ahora, para entender cómo un black body cambia de color al calentarse debemos tener en cuenta que un black body absorbe toda la radiación cuando su temperatura está en equilibrio con la del entorno. Por eso lo llamamos black body porque en este caso no se emite radiación.

La temperatura ambiente es de 278K. Cuando calentamos un black body éste absorbe energía del calor y el color cambia a red. La cantidad de energía absorbida por un black body en este caso es igual a la energía de la longitud de onda de la radiación red. Una vez que ha absorbido energía ya no está en equilibrio con el medio ambiente. Por lo tanto, emitirá la misma cantidad de radiación que fue absorbida. Al emitir la misma cantidad de radiación aparece red. Podemos decir que la temperatura es directamente proporcional a la energía de la radiación absorbida. De la misma manera, si increase aún más la temperatura, se absorberá energía igual a la longitud de onda de la radiación amarilla y azul y se emitirá la misma cantidad de energía para alcanzar el equilibrio.

Esta es una ilustración de las longitudes de onda emitidas por las estrellas. Muestra la emisión de longitud de onda de radiación por estrellas amarillas y estrellas azules. También se muestran sus temperaturas correspondientes.