Este documento describe dos tipos de espectros de emisión: espectros continuos producidos por sólidos incandescentes y espectros discontinuos producidos por vapores o gases excitados. También explica que Fraunhofer observó líneas oscuras en el espectro de la luz solar, lo que indicaba que se trataba de un espectro de absorción causado por gases en la atmósfera solar. Finalmente, resume que las líneas espectrales del hidrógeno se agrupan en series como la serie de Lyman, Balmer, Paschen y

1. 1.2.3. ESPECTROS DE EMISIÓN Y SERIES ESPECTRALES
ESPECTROS DE EMISIÓN: Son aquellos que se obtienen al descomponer las
radiaciones emitidas por un cuerpo previamente excitado.
- Los espectros de emisión continuos se obtienen al pasar las radiaciones de cualquier
sólido incandescente por un prisma. Todos los sólidos a la misma Temperatura producen
espectros de emisión iguales.
Espectro continuo de la luz blanca
- Los espectros de emisión discontinuos se obtienen al pasar la luz de vapor o gas
excitado. Las radiaciones emitidas son características de los átomos excitados.
Así como muchos importantes descubrimientos científicos, las observaciones de
Fraunhofer sobre las líneas espectrales fue completamente accidental. Fraunhofer no
estaba observando nada de ese tipo; simplemente estaba probando algunos modernos

2. prismas que él había hecho. Cuando la luz del sol pasó por una pequeña hendidura y luego
a través del prisma, formó un espectro con los colores del arco iris, tal como Fraunhofer
esperaba, pero para su sorpresa, el espectro contenía una serie de líneas oscuras.
¿Líneas oscuras? Eso es lo opuesto de todo lo que hemos venido hablando. Usted me
ha dicho que los diferentes elementos crean una serie de líneas brillantes a determinadas
longitudes de onda.
Eso es lo que ocurre cuando un elemento es calentado. En términos del modelo de
Bohr, el calentar los átomos les da una cierta energía extra, así que algunos electrones
pueden saltar a niveles superiores de energía. Entonces, cuando uno de estos electrones
vuelve al nivel inferior, emite un fotón—en una de las frecuencias especiales de ese
elemento, por supuesto.
Y esos fotones crean las líneas brillantes en el espectro que usted me mostró.
Exactamente—eso es lo que se llama espectro de emisión. Pero hay otra forma en que
un elemento puede producir un espectro. Suponga que en lugar de una muestra calentada
de un elemento, usted tiene ese mismo elemento en la forma de un gas relativamente
frío. Ahora, digamos que una fuente de luz blanca—conteniendo todas las longitudes de
onda visibles—es dirigida al gas. Cuando los fotones de la luz blanca pasan a través del
gas, algunos de ellos pueden interactuar con los átomos—siempre que tengan la
frecuencia apropiada para empujar un electrón de ese elemento hasta un nivel superior
de energía. Los fotones en esas frecuencias particulares son absorbidos por el gas. Sin
embargo, como usted lo anotó antes, los átomos son “transparentes” no lei esto y no me
fije que esta editado a propósito para exponerme a los fotones de otras frecuencias…
Entonces todas las otras frecuencias saldrían intactas del gas. Así, el espectro de la luz
que ha pasado a través del gas tendría algunos “agujeros” en las frecuencias que fueron
absorbidas.

3. Es correcto. El espectro con estas frecuencias faltantes se llama espectro de
absorción. (Note que las líneas oscuras en un espectro de absorción aparecen en las
mismas exactas frecuencias de las líneas brillantes en el correspondiente espectro de
emisión.). Y eso fue lo que vio Fraunhofer? Si. Bajo un cuidadoso examen, el espectro
“continuo” del sol resultó ser un espectro de absorción. Para llegar a la tierra, la luz del sol
necesita pasar a través de la atmósfera del sol, que está mucho más fría que la parte del
sol en que la luz es emitida. Los gases en la atmósfera del sol absorben ciertas frecuencias,
creando las cerca de 600 líneas oscuras que Fraunhofer observó. (Se llaman líneas de
Fraunhofer, en su honor.) Sin embargo, Fraunhofer nunca supo de todo esto. Nadie pudo
ofrecer una explicación de las líneas espectrales hasta algunas décadas más tarde.
SERIES ESPECTRALES
Las diferentes líneas que aparecieron en el espectro del hidrógeno se podían agrupan
en diferentes series cuya longitud de onda es más parecida;
• Serie Lyman: zona ultravioleta del espectro.
• Serie Balmer: zona visible del espectro.
• Serie Paschen zona infrarroja del espectro.
• Serie Bracket: zona infrarroja del espectro.
• Serie Pfund: zona infrarroja del espectro.
ESPECTRO: Del latín spectrum (imagen), se puede definir el e. en Física como una
sucesión ordenada de radiaciones (v.) electromagnéticas.