EPÓNIMOS RELACIONADOS CON LA FÍSICA

 

Un espectro de absorción Mössbauer del ⁵⁷Fe, una división Zeeman. División de un pico sencillo, en típicamente seis picos no degenerados, como resultado de la interacción entre el núcleo y cualquier campo magnético circundante.

La espectroscopia Mössbauer, (en alemán: Mößbauer), es una técnica espectroscópica basada en la emisión y la absorción resonante de rayos gamma en sólidos. Esta emisión y absorción resonante fue primero observada por Rudolf Mössbauer en 1957 y es llamada el efecto Mössbauer en su honor. La espectroscopia Mössbauer es similar a la Espectroscopia de resonancia magnética nuclear (RMN) en que sondea transiciones nucleares y así es sensible a las similares interacciones electrón-núcleo como causa el desplazamiento químico RMN. Además, debido a la alta energía y a los extremadamente estrechos anchos de línea de los rayos gamma, es una de las técnicas más sensibles en términos de resolución de energía que tiene la capacidad de detectar cambios de apenas algunas partes por 10¹¹.

Método típico

En su forma más común, la espectroscopia de absorción de Mössbauer, una muestra sólida es expuesta a un rayo de radiación gamma, y un detector mide la intensidad de la radiación del rayo trasmitido a través de la muestra. Los átomos en la fuente que emite los rayos gamma deben ser del mismo isótopo que los átomos en la muestra que los absorbe. De acuerdo con el efecto Mössbauer, una fracción significativa (dada por el factor Lamb-Mössbauer) de los rayos gamma emitidos no perderá energía para retroceder y por lo tanto tendrá aproximadamente la energía correcta a ser absorbida por los átomos del blanco, las únicas diferencias son atribuibles al ambiente químico del blanco, que es lo que se desea observar. La energía del rayo gamma de la fuente es variada con el efecto Doppler acelerándolo a través de un rango de velocidades con un motor lineal. Un rango típico de velocidades para el ⁵⁷Fe puede ser +/-11 mm/s (1 mm/s = 48.075 neV).

En los espectros resultantes, la intensidad del rayo gamma es trazada como una función de la velocidad de la fuente. En las velocidades correspondientes a los niveles de energía resonante de la muestra, algunos de los rayos gamma son absorbidos, resultando una caída en la intensidad medida y una correspondiente inmersión en el espectro. El número, las posiciones, y las intensidades de las inmersiones (también llamadas picos) proporcionan la información sobre el ambiente químico de los núcleos absorbentes y pueden ser usados para caracterizar la muestra.

Una limitación importante de la espectroscopia Mössbauer está encontrar una fuente conveniente de rayo gamma. Usualmente, esto consiste en un padre radiactivo que decae al isótopo deseado. Por ejemplo, la fuente para ⁵⁷Fe consiste de ⁵⁷Co, que experimenta un decaimiento beta a un estado excitado ⁵⁷Fe y posteriormente decae al estado fundamental emitiendo el rayo gamma deseado. Idealmente el padre tendrá una vida media suficientemente larga para ser útil, pero también tendrá una tasa de decaimiento suficiente para suministrar la intensidad necesaria de radiación. También, la energía del rayo gamma debe ser relativamente baja, de lo contrario el sistema tendrá una baja fracción libre de retroceso (véase el efecto Mössbauer) resultando una pobre relación de señal/ruido y requiriendo tiempos largos de colección. La tabla periódica de abajo indica los elementos que tienen un isótopo conveniente para la espectroscopia Mössbauer. De estos, el ⁵⁷Fe es por mucho el más común elemento estudiado usando la técnica, aunque ¹²⁹I, ¹¹⁹Sn, y ¹²¹Sb son también se estudiados con frecuencia.

tabla periódica de elementos activos de Mössbauer
H																	He
Li	Be											B	C	N	O	F	Ne
Na	Mg											Al	Si	P	S	Cl	Ar
K	Ca	Sc	Ti	V	Cr	Mn	Fe	Co	Ni	Cu	Zn	Ga	Ge	As	Se	Br	Kr
Rb	Sr	Y	Zr	Nb	Mo	Tc	Ru	Rh	Pd	Ag	Cd	In	Sn	Sb	Te	I	Xe
Cs	Ba	La	Hf	Ta	W	Re	Os	Ir	Pt	Au	Hg	Tl	Pb	Bi	Po	At	Rn
Fr	Ra	Ac	Rf	Db	Sg	Bh	Hs	Mt	Ds	Rg	Cn	Nh	Fl	Mc	Lv	Ts	Og
			Ce	Pr	Nd	Pm	Sm	Eu	Gd	Tb	Dy	Ho	Er	Tm	Yb	Lu
			Th	Pa	U	Np	Pu	Am	Cm	Bk	Cf	Es	Fm	Md	No	Lr
Elementos activos de Mössbauer Fuentes de rayos gamma No adecuado para Mössbauer

Análisis de los espectros de Mössbauer

Como se describe anteriormente, la espectroscopia Mössbauer tiene una resolución extremadamente fina en energía y puede detectar incluso cambios sutiles en el entorno nuclear de los átomos. Típicamente, hay tres tipos de interacciones nucleares que son observadas, desplazamiento isomérico, desdoblamiento cuadrupolar, y desdoblamiento magnético.

• El desplazamiento isomérico (suma del desplazamiento químico y del desplazamiento térmico) refleja el enlace químico de los átomos y está relacionado con la densidad electrónica en el núcleo. El desplazamiento isomérico es observado en los espectros como desplazamiento (tanto a la izquierda como a la derecha) de todos los picos correspondientes a un entorno atómico particular.
• La desdoblamiento cuadrupolar refleja la interacción entre el cuadrupolo nuclear y el gradiente del campo eléctrico circundante (EFG, Electric Field Gradient). Como su nombre implica, esta interacción “divide” las, de otra manera degeneradas, transiciones nucleares de un solo pico a dos o más picos. El desdoblamiento cuadrupolar se mide como la separación entre estos picos y refleja el carácter del campo eléctrico en el núcleo, y se puede calcular siguiendo el algoritmo presente en.^[1]
• El desdoblamiento magnético (también desdoblamiento Zeeman) es un resultado de la interacción entre el núcleo y cualquier campo magnético circundante. Típicamente, esto desdobla el pico sencillo en seis picos no degenerados (como se muestra en la imagen de arriba, para la transición 1/2-3/2). La división hiperfina usualmente medida como la distancia entre la parte más externa de estos seis picos. El desdoblamiento magnético es especialmente importante en la espectroscopia Mössbauer de los compuestos que contienen hierro, que con frecuencia son ferromagnéticos o antiferromagnéticos, resultando en fuertes campos magnéticos internos. En casos donde tiene lugar tanto la interacción cuadrupolar como la interacción magnética, el espectro todavía consistirá de seis picos, aunque las posiciones de los picos se desplazará dependiendo de la energía relativa de cada tipo de interacción.

Los tres parámetros de Mössbauer (desplazamiento isomérico, desdoblamiento cuadrupolar, y desdoblamiento magnético) con frecuencia pueden ser usados para identificar un compuesto particular. Una base de datos grande incluyendo la mayor parte de los parámetros publicados de Mössbauer disponibles en la literatura es mantenida por el Mössbauer Effect Data Center.^[2] En algunos casos, un compuesto puede tener más de un tipo de sitio que los átomos relevantes ocupen. En tales casos, puesto que cada lugar tiene un entorno único, tendrá su propio conjunto de picos. Por ejemplo, la hematites (Fe₂O₃) contiene dos sitios cristalográficos para los átomos de hierro y el espectro correspondiente tiene doce picos, seis que corresponden a cada tipo de sitio. Así, la hematita también tiene dos conjuntos de parámetros de Mössbauer, uno para cada sitio cristalográfico.

Además de la identificación, las intensidades relativas de los varios picos reflejan las concentraciones relativas de los compuestos en la muestra y pueden ser usadas para el análisis semicuantitativo. También, puesto que los fenómenos ferromagnéticos son dependientes del tamaño, en algunos casos, los espectros pueden proporcionar un entendimiento profundo del tamaño de cristalito y la estructura granular de un material.

Diagrama de nivel de energía mostrando los estados implicados en la señal de Raman. El grosor de la línea es proporcional a la fuerza de la señal de las diferentes transiciones (Raman).

La espectroscopia Raman (llamada así por C.V. Raman) es una técnica espectroscópica usada en química y física de la materia condensada para estudiar modos de baja frecuencia como los vibratorios, rotatorios, y otros.^[1] Se basa en los fenómenos de dispersión inelástica, o dispersión Raman, de la luz monocromática, generalmente de un láser en el rango de luz visible, el infrarrojo cercano, o el rango ultravioleta cercano. La luz láser interactúa con fonones u otras excitaciones en el sistema, provocando que la energía de los fotones del láser experimente un desplazamiento hacia arriba o hacia abajo. El desplazamiento en energía da información sobre los modos vibracionales en el sistema. La espectroscopia infrarroja proporciona una información similar, pero complementaria.

Generalmente, una muestra se ilumina con un rayo láser. La luz del punto iluminado es recogida con un lente y es enviada a un monocromador. Debido a la dispersión elástica de Rayleigh, las longitudes de onda cercanas a la línea del láser son filtradas, mientras que el resto de la luz recogida es dispersada sobre un detector.

La dispersión Raman espontánea es típicamente muy débil, y como resultado la principal dificultad de la espectroscopia Raman está en separar la débil inelásticamente dispersada luz, de la intensa luz láser dispersada de Rayleigh. Históricamente, los espectrómetros de Raman usaban rejillas difractoras holográficas y múltiples etapas de dispersión para alcanzar un alto grado de rechazo del láser. En el pasado, los fotomultiplicadores era los detectores elegidos para las configuraciones de dispersores Raman, lo que resultaba en largos tiempos de adquisición. Sin embargo, la instrumentación moderna casi universalmente emplea filtros notch o de detector de bordes para el rechazo del láser y los espectrógrafos (como Czerny-Turner, echelle o basados en FT) y los detectores de CCD.

Hay un número de tipos avanzados de espectroscopia Raman, incluyendo la superficie realzada Raman (SERS), punta realzada Raman (TERS), Raman polarizado, Raman estimulado (análogo a la emisión estimulada), transmisión Raman, espacial compensado Raman, y la hiper-Raman.

Teoría básica

El efecto de Raman se debe a la incidencia de un fotón sobre una molécula y la consecuente interacción con la nube de electrones de los enlaces de esta, excitando la molécula a un estado virtual. En el efecto Raman espontáneo, la molécula se excita desde el estado fundamental a otro estado de energía virtual, y la posterior relajación a un estado vibracional excitado genera la llamada dispersión Raman Stokes. En caso de que la molécula estuviera en un estado vibracional excitado, la dispersión Raman se denomina dispersión Raman anti-Stokes.

Para exhibir el efecto Raman, la molécula requiere un cambio en el potencial molecular de polarización o cantidad de deformación de la nube electrónica con la coordenada vibracional. En vista de que el desplazamiento Raman es igual al nivel vibratorio que está implicado, la cantidad del cambio de polarizabilidad determinará la intensidad de dispersión Raman, por lo que el patrón de frecuencias de desplazamiento está determinado por estados vibracionales y rotacionales típicos de la muestra bajo estudio.

Historia

Aunque la dispersión inelástica de la luz fue predicha por Adolf Smekal en 1923, no fue hasta 1928 cuando fue observada empíricamente. El efecto Raman fue nombrado de esta manera por sus descubridores, el científico indio Sir C. V. Raman que observó el efecto en la luz solar. (1928, junto a K. S. Krishnan e independientemente por Grigory Landsberg y Leonid Mandelstam).^[1] Raman, gana el premio Nobel de Física en 1930 por su descubrimiento, utilizando la luz solar, una tira angosta de filtro fotográfico para generar la luz monocromática y un filtro "cruzado" para bloquear esta luz monocromática. Encontró que aquella luz cambiaba la frecuencia al pasar a través del filtro "cruzado". Luego, la teoría sistematizada del efecto Raman fue desarrollada por el físico checo George Placzek entre 1930 y 1934.^[2] Luego, la luz del arco de mercurio fue usada como fuente principal de luz primero detectándola fotográficamente y luego espectrofotométricamente. En el presente, la fuente de luz la constituyen los láser.

Espectro de Raman

El espectro de Raman es normalmente expresado en número de ondas, que tiene unidades de longitud recíproca. Si queremos convertir entre longitud de onda del espectro y número de ondas de desplazamiento en el espectro Raman, podemos utilizar la siguiente fórmula:

${\displaystyle \mathrm{\Delta }w=\left(\frac{1}{{\lambda }_0}-\frac{1}{{\lambda }_1}\right),}$

Donde ${\displaystyle \mathrm{\Delta }w}$ es el desplazamiento de Raman expresado en número de ondas, λ₀ es la longitud de onda de excitación y λ₁ es la longitud de onda del espectro de Raman. Usualmente, las unidades elegidas para expresar el número de ondas en el espectro de Raman es el centímetro recíproco (cm⁻¹). Pero como la longitud de onda se expresa normalmente en nanómetros (nm), la fórmula anterior se puede reescribir para convertir explícitamente esas unidades, dando:

${\displaystyle \mathrm{\Delta }w({\text{cm}}^{-1})=\left(\frac{1}{{\lambda }_0(\text{nm})}-\frac{1}{{\lambda }_1(\text{nm})}\right)\times {10}^7\frac{(\text{nm})}{(\text{cm})},}$

La capa de corriente heliosférica es una forma tridimensional de la espiral de Parker que resulta de la influencia del campo magnético rotatorio del sol en el plasma del medio interplanetario. Puede verse cinco planetas (Mercurio, Venus, Tierra, Marte y Júpiter) alrededor de la espiral de Parker.

La espiral de Parker

La espiral de Parker es la forma del campo magnético del Sol en su extensión a través del sistema solar. A diferencia de la familiar forma del campo magnético de una barra de imán, el campo extendido del Sol se tuerce en una espiral de Arquímedes por la influencia magnetohidrodinámica del viento solar. Esta espiral debe su nombre a Eugene Parker, quien predijo el viento solar y muchos de sus fenómenos asociados en la década de 1950.

La influencia del campo magnético solar con su forma de espiral en el medio interplanetario (viento solar) crea la estructura más grande del sistema solar, la capa de corriente heliosférica.

El viento solar con su forma de Espiral de Parker cambia la forma del campo magnético del Sol en el sistema solar exterior: más allá de cerca de 10 a 20 unidades astronómicas del Sol, el campo magnético es casi toroidal (apuntado alrededor del ecuador del Sol) en vez de poloidal (señalado desde el polo Norte al polo Sur, como en un imán de barra) o radial (señalando hacia afuera o hacia adentro, como se esperaría del flujo del viento solar si el Sol no estuviese rotando). Adicionalmente, la forma de espiral amplifica en gran medida la fuerza del campo magnético solar en el sistema solar exterior.

La forma de espiral es similar al patrón producido por un aspersor giratorio para césped, por razones similares: el viento solar viaja hacia el exterior desde el Sol a una velocidad uniforme, pero una reacción individual del viento solar a partir de una característica particular de la superficie del sol rota con la rotación solar, haciendo una espiral en el espacio. A diferencia de la reacción del aspersor, el viento solar está ligado al campo magnético por los efectos de la magnetohidrodinámica, por lo que las líneas de campo magnético están vinculadas al material en el chorro y asumen una forma de espiral aritmética.

La espiral de Parker puede ser responsable de las diferencias en la rotación solar, en el que los polos del sol giran más lentamente (con periodo de rotación de alrededor de 32 días) que su ecuador (con periodo de rotación de alrededor de 27 días). El viento solar se guía por el campo magnético del Sol y por lo tanto, gran parte procede de las regiones polares del Sol, la forma de espiral inducida del campo causa un par de arrastre en los polos debido a la fuerza de la tensión magnética.