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ESPECTROSCOPIA OPTICA 
 
 
 
 
 
 
FISICA III 
 
 
 
 
INFORME DE LABORATORIO 
 
 
 
 
ALEXANDER RINCON 
 
 
 
 
 
 
JUAN GABRIEL ZAPATA 
JUAN GUILLERMO RENDON 
NICOLAS MEJIA DOMINAVEZ 
 
 
 
 
 
UNIVERSIDAD TECNOLOGICA DE PEREIRA 
FACULTAD DE CIENCIAS BASICAS 
PEREIRA 
 
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OBJETIVOS 
 
 
➢ Utilizar el espectroscopio como herramienta para la identificación de 
elementos desconocidos por medio de su espectro de emisión 
 
➢ A través del estudio del espectro de emisión del hidrógeno, verificar la teoría 
de Bohr sobre el átomo de hidrógeno mediante la determinación de la 
constante de Rydberg. 
 
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MATERIALES 
 
 
• Espectrómetro óptico. 
• Tubos espectrales de cadmio, mercurio, neón, helio, potasio. (Ca, Hg, 
Ne, He, k). 
• Fuente de alimentación para tubos espectrales. 
• Tubo espectral de hidrógeno (H). 
• Fuente de alimentación para tubo espectral de hidrógeno (Carrete de 
inducción). 
• Soportes para tubos espectrales y cilindro protector. 
• Cables de conexión 
• Lámpara de Reuter 
 
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PROCEDIMIENTO 
 
 
1. Encendimos la lámpara de Reuter necesaria para la visualización de la escala 
del espectrómetro. Montamos el tubo de Cadmio en el soporte para tubos 
espectrales y verificamos la posición correcta del cable conector del tubo. 
 
2. Colocamos el cilindro protector de tubos, de tal forma que la abertura esta 
dirigida hacia la ranura del colimador C1 y Energizamos la fuente de 
alimentación para tubos espectrales. 
 
3. Mirando por la lente del anteojo graduamos la nitidez del espectro, utilizando 
para ello un tornillo ubicado en el extremo del colimador C1 el cual regula la 
abertura de la ranura ajustable. 
 
4. Buscamos en la tabla 1 de la guía los colores espectrales correspondientes al 
neón. Observamos cada línea espectral definida y anotamos su ubicación en 
la escala graduada. 
 
5. Realizamos los pasos del 2 al 4 para cada uno de los tubos espectrales. 
 
6. Con los datos tomados en la parte 4 y 5 construimos un gráfico de longitud de 
onda (en Amstrogn), versus la escala (ss’), la cual se llama Curva de 
Calibración. 
 
7. Se reemplazo la fuente para tubos géiser, por la fuente para alimentar el tubo 
de hidrógeno. 
 
8. Se anotaron las posiciones para las líneas espectrales del hidrógeno y por 
medio de la curva de calibración, se determinaron la longitud de onda roja, 
verde azul y violeta correspondiente con cada línea espectral. 
 
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ANALISIS DE DATOS 
 
 
En la siguiente tabla se presenta la ubicación de los espectros observados para 
cada elemento en la escala del espectroscopio y sus respectivas longitudes de 
onda de acuerdo a la tabla No1 de la guía de laboratorio. 
 
Tabla 1 
 
Elemento Espectro 
(color) 
Intensidad Ubicación en 
la escala ss’ 
Longitud 
De onda λ (Å) 
Cadmio Cd Rojo Fuerte 5.2 6 438 
 Verde Fuerte 7.0 5 382 
 Azul Fuerte 7.5 4 800 
 Violeta Fuerte 8.5 3 729 
Helio He Rojo oscuro Débil 3.9 7 065 
 Rojo Fuerte 4.2 6 678 
Amarillo Fuerte 5.2 5 876 
Verde Débil 6.8 5 048 
Verde Mediano 7.0 5 016 
Verde azul Mediano 7.6 4 922 
Azul Débil 7.6 4 713 
Azul Fuerte 7.8 4 471 
Violeta Débil 8.5 4 390 
Neón Ne Rojo Fuerte 4.5 6 532 
 Rojo Fuerte 4.8 6 402 
Naranja Fuerte 5.0 5 902 
Naranja Fuerte 5.1 5 872 
Amarillo Fuerte 5.2 5 804 
Verde Débil 6.0 5 080 
Verde Débil 6.2 5 052 
Mercurio Hg Amarillo Muy fuerte 5.3 5 791 
 Amarillo Muy fuerte 5.5 5 770 
Verde Fuerte 5.8 5 461 
Verde-azul Mediano 5.9 4 916 
Azul Fuerte 7.2 4 358 
Violeta Mediano 9.0 4 078 
Violeta Mediano 10.6 4 047 
Telurio Te Rojo Fuerte 4.0 
 Naranja Fuerte 5.0 
Verde Fuerte 6.1 
 
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Para hallar la ecuación de la curva de calibración realizamos la siguiente 
regresión de potencias con los datos anteriores: 
 
 
y se obtuvo: 
=AXB 
 
A=16592 
B= -0.6301 
 
La ecuación de la curva de calibración queda entonces: 
 
=16592X-0.6301 
 
En la tabla siguiente, se muestran las posiciones de las líneas espectrales del 
hidrógeno obtenidas experimentalmente. 
 
Tabla 2 
 
Elemento Espectro 
(color) 
Intensidad Ubicación en 
la escala ss’ 
Longitud 
De onda λ (Å) 
Hidrógeno H Rojo λα 
Verde-Azul λβ 
Violeta λγ 
Fuerte 
Mediano 
Mediano 
4.5 
7.3 
9.2 
6 563 
4 861 
4 340 
 
 
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 m 
2 
𝖩 
De acuerdo a la ecuación encontrada anteriormente las longitudes de onda λα, λβ y 
λγ son: 
 
 
ELEMENTO COLOR UBICACIÓN LONGITUD DE 
ONDA 
VALOR 
CALCULADO (nm) 
LONGITUD DE 
ONDA 
VALOR TEÓRICO 
(nm) 
H Rojo 4.7 6079.59 6563 
Hidrógeno Verde azul 7.7 3833.33 4861 
 Violeta 8.4 3534.07 4340 
 
Con base en la ecuación: 
1 
=R
 1 
- 
1 
 
 
 
∣ 
n 2 
∣ 
 
con n=2 y m=3 Para rojo 
n=2 y m=4 Para verdeazul 
n=2 y m=5 Para violeta 
 
Y las longitudes de onda para cada espectro del hidrogeno se muestra la 
siguiente figura: 
 
 
Con los datos anteriores se pudo calcular la pendiente de la curva que es para 
nosotros la constante de Rydberg = 0.001096*107m-1 
 
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Constante de Rydberg según los libros: 
 
 
 
 
 
 
Porcentaje de error para la aproximación de R. 
Con el valor obtenido de R* y el valor suministrado por los libros 
(RH=1.0973732*107)m-1 se procede a calcular el error porcentual: 
 
Error = 
Rteorica - Restimada *100% = 
1.0973732 - 1.001096 
*100% =8.77%
 
RTeorica 1.0973732 
 
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PREGUNTAS 
 
 
1. Se puede con la ecuación (10.4) Hallar la constante de Rydberg 
utilizando cualquier elemento de emisión conocido? 
 
Se puede calcular la constante de Rydberg para cualquier elemento ya 
que cada uno tiene sus propias líneas espectrales, es necesario también 
conocer el estado energético inicial y final para cada uno. 
 
 
2. Existen líneas espectrales de algunos elementos, que no sean visibles 
para el ojo humano? 
 
Si cada cada elemento tiene sus propias líneas espectrales el ojo humano 
solo puede visualizar aquellas cuyas longitudes de onda se encuentren 
entre 780 nm y 380 nm. 
 
 
3. Consulte aplicaciones. 
 
En la medicina la espectroscopia óptica es utilizada para hacer biopsias 
ópticas basadas en técnicas de fluorescencia. Es un análisis espectral que 
permite identificar la naturaleza de los depósitos ocurridos junto a las 
parades coronarias. 
 
En la astronomía para detectar planetas extrapolares, determinando 
conjuntos completos de elementos orbitales. 
 
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CONCLUSIONES 
 
 
1. Observando la incandescencia de ciertos elementos conocidos, y conocidas 
también sus longitudes de onda, podemos, "leer" sus espectros de emisión y 
formar un patrón que nos sirva de medida. A través de algunos tratamientos 
matemáticos vemos el comportamiento de los espectros emitidos y así, 
estaremos en capacidad de "leer" elementos desconocidos. 
 
2. Se muestra como al hallar una ecuación, por medios matemáticos, la mayoría 
de los puntos que se generan en la gráfica de longitud de onda versus. X 
(ubicación ), quedan contenidos o por lo menos quedan circundantes, 
asegurándonos que la ecuación es bastante confiable. 
 
3. Se emite una raya espectral cuando un átomo pasa de un lado excitado a otro 
inferior. El único medio atado hasta ahora para llevar átomos del estado 
natural a un estado excitado a sido utilizar una descarga eléctrica. 
 
4. Para obtener datos aceptables de este experimento es fundamental la 
graduación de la ranura del extremo del colimador C1 porque de este 
depende que se observen lo mas definido posible las líneas del espectro a 
analizar. 
 
5. Se da importancia a la absorción o emisión de energía de los electrones de 
los átomos cuando estos cambian de una órbita a otra, esto lo demostró Plank 
en su teoría cuántica, adicionando también Bohr con su teoría de estados 
estacionarios.6. Debido al valor tan aproximado de la constante, se verifica experimentalmente 
que la teoría de Bohr es válida para el átomo de hidrógeno. 
 
7. La medida de R será más precisa en la medida en que se tenga un buen 
espectro, además el valor de ésta depende en gran parte de la curva de 
calibración trazada. 
 
8. A pesar de que el espectroscopio es una buena herramienta para identificar 
elementos, este no es 100% confiable mientras no se utilice bajo condiciones 
ideales. 
 
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BIBLIOGRAFIA 
 
 
1. ALONSO, Marcelo y FINN. Campos y Ondas Vol.2 México : Fondo 
Educativo Interamericano 1987 
 
2. DEPARTAMENTO DE FISICA UNIVERSIDAD TECNOLOGICA DE 
PEREIRA. Física Experimental III 
 
 
3. Paginas Web 
 
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APLICACIONES 
 
 
 
Los dos usos principales del análisis espectral se dan en la química y en 
astrofísica. 
 
 
1. Análisis químico 
 
Cuando se excita una sustancia desconocida mediante una llama, una arco 
voltaico, una chispa u otro método apropiado, un análisis rápido con un 
espectrógrafo suele bastar para determinar la presencia o ausencia de un 
elemento determinado. Los espectros de absorción son muchas veces útiles 
para identificar compuestos químicos. 
 
Los espectros situados mas allá de la región ultravioleta (rayos x y rayos 
gamma) se estudian mediante detectores de ionizacion adecuados. Los 
espectros de rayos gamma son útiles para el análisis por activación de 
neutrones. En esta técnica, se irradia una muestra con neutrones en un 
reactor nuclear; la muestra se vuelve radiactiva y emite rayos gamma. Los 
espectros de estos rayos gamma sirven para identificar cantidades minúsculas 
de determinados elementos químicos en la muestra. Esta técnica se emplea 
en investigaciones policiales, junto con formas mas convencionales de 
espectroscopia. 
 
Los métodos magnéticos de espectroscopio en la región del espectro de las 
radiofrecuencias, son muy útiles para proporcionar información química sobre 
las moléculas y mostrar su estructura detallada. Estos métodos son la 
resonancia magnética nuclear y la resonancia de espin electrónico esta ultima 
técnica también se denomina resonancia paramagnética de electrones. Estos 
métodos se basan en el hecho de que los electrones y protones giran sobre 
si mismos como pequeños trompos. Para alinear los ejes de giro, se coloca la 
muestra en un campo magnético. Los electrones o protones de la muestra 
invierten repentinamente sus ejes de giro cuando se suministra la 
radiofrecuencia 
 
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2. Astrofísica 
 
El espectroscopio también es muy útil para estudiar objetos del Sistema 
Solar. Así, el análisis espectral de los anillos que rodean el planeta Saturno ha 
indicado que están formadas en gran parte por amoniaco helado. Nuestro 
conocimiento de la composición de la atmósfera de los planetas y satélites se 
derivan en gran medida de las observaciones espectroscópicas. 
 
Cuando la fuente de radiación se acerca al observador o se aleja de el, se 
produce un desplazamiento de la posición de las líneas espectrales. Este 
desplazamiento de la longitudes de onda, conocido como efecto Doppler, 
permite medir con bastante precisión la velocidad relativa de cualquier fuente 
de radiación. En general, si todas las líneas del espectro de una estrella se 
desplazan hacia el rojo, la estrella se esta alejando de la tierra, y la velocidad 
de alejamiento de las líneas. Por el contrario, si la estrella se esta acercando a 
la tierra, su espectro se desplaza hacia el violeta. El desplazamiento hacia el 
rojo observado en los espectros de las galaxias indica que el universo se esta 
expandiendo. 
 
Las líneas espectrales de algunas estrellas distintas se duplican 
periódicamente. Este fenómeno se debe a la presencia de dos estrellas que 
forman una estrella doble o binaria, llamada espectroscópica, porque ambas 
estrellas no pueden resolverse con un telescopio, y solo su espectro indica 
que es una binaria. Las dos estrellas giran una en torno a la otra. Cuando una 
de ellas se mueve hacia la tierra y la otra se aleja de nuestro planeta, todas 
las líneas del espectro de la primera se desplazan hacia el violeta, y todas las 
de la segunda se desplazan hacia el rojo. Cuando las dos estrellas se mueven 
en dirección transversal con respecto a la línea de visión desde la tierra, los 
espectros de ambas coinciden. 
 
Todas las moléculas de un gas están en movimiento constante, por lo que en 
un instante determinado se mueven hacia el espectroscopio y otras se alejan 
de el. Las longitudes de onda de algunos de los fotones son mas cortas, y las 
de otros mas largas, que si todos los átomos estuvieran en reposo. Debido a 
esta variabilidad de la longitud de onda, cada línea del espectro se ensancha 
ligeramente. Si se aumenta la temperatura, la velocidad media del ancho de 
determinadas líneas espectrales proporciona una indicación de la temperatura 
de la fuente, por ejemplo del Sol. En muchos casos, el interior de una fuente 
esta a mayor temperatura que el exterior. El interior produce un espectro de 
emisión de líneas anchas, y en el exterior se genera un espectro de 
absorción, con líneas mas estrechas al estar mas frío. El resultado global para 
cada línea es una zona brillante con un centro. Este fenómeno se conoce 
como auto- inversión. 
 
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En física nuclear se emplea espectroscopia de alta resolución para estudiar la 
influencia del tamaño y la forma del núcleo sobre la estructura atómica 
externa. Por otra parte, cuando se coloca una fuente de luz en un campo 
magnético o eléctrico, las líneas espectrales se dividen o ensanchan en 
muchos casos, con lo que proporcionan importante información sobre la 
estructura atómica de la fuente o sobre los campos, que no podría obtenerse 
de otra forma. El físico holandés Pieter Zeeman descubrió en 1896 que 
cuando se coloca una fuente de luz en un campo magnético, las líneas 
espectrales se ensanchan o incluso se duplican. Este fenómeno se conoce 
como efecto Zeeman. El llamado efecto stark se llamo así en honor al físico 
alemán Johannes Stark, que en 1913 consiguió dividir las líneas espectrales 
en varios componentes mediante un campo eléctrico intenso.