Asimov- Isaac - Los Gases Nobles

7/30/2019 Asimov- Isaac - Los Gases Nobles

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Isaac Asimov

Los Gases NoblesComentario [ LT1] :


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Isaac Asimos Los Gases Nobles

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NDICENDICE........................................................................................................................................... 2LISTA DE TABLAS...................................................................................................................... 31. ANTES DEL PRINCIPIO......................................................................................................... 5

Van Helmont tropieza con el caos............................................................................................5Los gases de aire........................................................................................................................6La burbuja de Cavendish........................................................................................................... 8Lneas de luz ............................................................................................................................10El gas atrapado.........................................................................................................................12

2. ARGN....................................................................................................................................13La hiptesis de Prout ...............................................................................................................13El rompecabezas de Rayleigh.................................................................................................14La respuesta de Ramsay..........................................................................................................17

3. LA FAMILIA DEL ARGN..................................................................................................19La tabla de Mendeliev...........................................................................................................19La nueva columna....................................................................................................................21Aire lquido..............................................................................................................................23Radiactividad ...........................................................................................................................26

4. TOMOS DE GAS NOBLE...................................................................................................29Nmero atmico ......................................................................................................................29Istopos ....................................................................................................................................30Protones y neutrones ...............................................................................................................33Capas electrnicas ...................................................................................................................36

5. SUMINISTRO DE GAS NOBLE...........................................................................................40La constitucin del Universo.................................................................................................. 40Formacin del helio.................................................................................................................42Formacin del argn................................................................................................................43Gases nobles en la atmsfera..................................................................................................45

6. USOS DE LOS GASES NOBLES..........................................................................................48Argn........................................................................................................................................ 48Nen ......................................................................................................................................... 49Criptn y xenn .......................................................................................................................51

7. HELIO.......................................................................................................................................53Ligereza....................................................................................................................................53Inercia.......................................................................................................................................55Licuacin..................................................................................................................................57Las proximidades del cero absoluto .......................................................................................61

8. LA INERCIA DE LOS GASES NOBLES.............................................................................65Compuestos enjaulados...........................................................................................................65Potencial de ionizacin ...........................................................................................................67Potenciales de ionizacin de los gases nobles.......................................................................70tomos aceptantes de electrones............................................................................................73

9. FLOR......................................................................................................................................75El reconocimiento del flor ....................................................................................................75El aislamiento del flor ...........................................................................................................76El pronstico de Pauling ......................................................................................................... 78Hexafluoruro de uranio ...........................................................................................................80

10. COMBINACIONES DEL GAS NOBLE.............................................................................83Hexafluoruro de platino ..........................................................................................................83Xenn y flor...........................................................................................................................83Xenn y oxgeno......................................................................................................................86Usos de los compuestos de gas noble.....................................................................................87Comentarios finales .................................................................................................................89

ALGUNOS DATOS NOTABLES EN LA HISTORIA DEL GAS NOBLE...........................92NDICE DE MATERIAS ............................................................................................................94


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LISTA DE TABLASTABLA 1. Composicin del aire (descrita en 1890) ....................................................................10TABLA 2. Composicin del aire (definida en 1894) ...................................................................18TABLA 3. La valencia de los elementos con referencia al peso atmico...................................19TABLA 4. El lugar del argn con referencia al peso atmico.....................................................21TABLA 5. El lugar del argn con referencia a la valencia ..........................................................21TABLA 6. Porcin de la tabla peridica (descrita en 1890)........................................................22TABLA 7. Porcin de la tabla peridica (definida en 1894) .......................................................22

TABLA 8. Porcin de la tabla peridica (definida en 1898) .......................................................25TABLA 9. Composicin del aire (tal como se define hoy en da)...............................................26TABLA 10. Porcin de la tabla peridica (definida en 1910) .....................................................28TABLA 11. Porcin de la tabla peridica (tal como es definida en la actualidad)....................30TABLA 12. Istopos estables del Helio, Nen y Argn..............................................................32TABLA 13. Istopos estables del Criptn y Xenn ..................................................................... 32TABLA 14. Istopos que se encuentran naturalmente en el Radn............................................33TABLA 15. Estructura nuclear de Istopos de Helio, Nen y Argn .........................................35TABLA 16. Estructura nuclear de Istopos de Criptn, Xenn y Radn ................................... 35TABLA 17. Distribucin de electrones en los elementos de valencia-2.....................................37TABLA 18. Distribucin de electrones en los elementos de valencia-1.....................................38TABLA 19. Distribucin de electrones en los gases nobles ........................................................39TABLA 20. Abundancia de elementos en el Universo ................................................................40TABLA 21. Proporciones atmicas de los gases nobles en la atmsfera ................................... 45TABLA 22. Masa total de gases nobles estables en la atmsfera................................................47

TABLA 23. Masa total de algunos istopos estables de gas noble en la a tmsfera...................47TABLA 24. Densidades de los diversos gases..............................................................................53TABLA 25. Solubilidad de algunos gases corrientes ...................................................................56TABLA 26. Solubilidad de los gases nobles.................................................................................57TABLA 27. Puntos de ebullicin de algunos gases que hierven a baja temperatura.................59TABLA 28. Puntos de ebullicin de los gases nobles.................................................................. 60TABLA 29. Puntos de fusin de algunos gases............................................................................61TABLA 30. Potenciales de ionizacin de los metales alcalinos..................................................70TABLA 31. Potenciales de ionizacin de los gases nobles .........................................................71TABLA 32. Los elementos ms electronegativos ........................................................................73


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A Richard DeHaan y Pat van Doren, que

hacen divertido el escribir

libros.


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1. ANTES DEL PRINCIPIODe vez en cuando, algo particularmente asombroso e inesperado ocurre en la

ciencia. De cuando en cuando, algo trastorna las normas establecidas.Un ejemplo perfecto de tal acontecimiento tuvo lugar en 1962 cuando se obtuvieron

por vez primera compuestos de gas noble. El mundo entero de la qumica quedasombrado.

La persona ajena a la qumica puede, lgicamente, sentirse sorprendida ante tantaexcitacin. Por qu resulta tan sorprendente que se puedan obtener compuestos de gasnoble? Qu son los gases nobles? Por qu se les llama nobles?

En esta obra intentar contestar a estas preguntas, entre muchas otras, y, al hacerlo,quedar revelada una peculiar coincidencia. Toda la historia de los gases nobles haconsistido en un asombroso e inesperado acontecimiento uno tras otro.

Aun cuando los gases nobles son muy poco corrientes y tienen solamente unospocos usos especializados, ninguna otra sustancia en todo el mundo ha tenido tras ella unahistoria tan dramtica.

Parte del drama empieza varios siglos antes de que los gases nobles fuesendescubiertos en realidad. Comienza en los difuminados aos del siglo XVIII, cuando lasustancia de gran atractivo en los titulares cientficos no era nada ms que... aire. Paradeliberar sobre el aire, debemos remontarnos muy lejos en el tiempo.

Van Helmont tropieza con el caosLos hombres han apreciado siempre la importancia del aire; hasta los tiemposmodernos, siempre han sentido cierto temor reverente por dicho elemento. Despus detodo, no puede ser visto ni sentido y parece no tener peso; no obstante, cuando est enmovimiento en forma de una rfaga huracanada, puede provocar una enorme destruccin.

Por consiguiente, no debe sorprendernos que para muchos pueblos antiguos, diosesy demonios parecan cabalgar sobre el estampido de la tormenta. Con frecuencia, laspalabras empleadas para designar el aire en sus diversas formas llegaron a tener tambinms significados misteriosos. La palabra latina spiritus, por ejemplo, que se refiere al aireen la forma de hlito, lleg a ser aplicada tambin a los seres sobrenaturales. As, lquidosque se evaporan fcilmente y parecen desaparecer en el aire, continan siendo llamadosespritus, de manera que mencionamos los espritus del alcohol y los espritus de latrementina..., pero tambin citamos los espritus celestiales.

La palabra alemana Geistsignifica a la vez hlito y seres sobrenaturales, del mismomodo, y se ha infiltrado en el idioma ingls con el trmino ghost.

Los antiguos filsofos griegos intentaron considerar el aire de un modo mspositivo y realista, pero tambin ellos lo admitieron como algo que tena gran importancia.Lo consideraron uno de los materiales fundamentales (o elementos)que contribuyeron a laformacin del Universo. Para aquellos antiguos, el aire era una sustancia simple, ycualquier cosa que se evaporaba o humeaba, cualquier cosa que se transformaba en vapor ohumo, simplemente se haba convertido en aire.

El primer hombre en comprender que todas las formas de aire no erannecesariamente la misma sustancia fue un qumico flamenco, Jan Baptiste van Helmont(1577-1644). Este cientfico estudi vapores de todas clases, obtenidos no slo cuando loslquidos se evaporaban, sino tambin cuando se quemaba madera o carbn, o se dejaba

fermentar la uva.Le interes particularmente la sustancia similar al aire que obtena de quemarmadera; y puesto que, con toda claridad, no se comportaba como el aire corriente, nodeseaba llamarlo aire. En la bsqueda de una nueva palabra (segn una historia), investigla mitologa griega. Los griegos imaginaron que el Universo, en el principio, consisti en


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toda clase de formas de materia en una gran y desorganizada mezcla. Esta materiaprimitiva, desorganizada, la llamaron caos y de ella se form un universo organizado.

Para Van Helmont, las sustancias similares al aire parecan ser un poco de caossobrante. No tena forma ni figura, y diferentes sustancias similares al aire se mezclabanfcilmente en una grande y desorganizada amalgama. Van Helmont decidi llamar a todasesas sustancias con la antigua denominacin de caos. Sin embargo, pronunci la palabra,en su nativo idioma flamenco, y lo deletre tal como lo pronunciaba. Por esta razn, caos

se convirti en gas y todas las sustancias similares al aire se transformaron en gases.Van Helmont llam gas sylvestre a la sustancia similar al aire que obtena al

quemar madera, lo cual, traducido del latn, significa, pues, gas de la madera.Empleando trminos qumicos modernos, podramos llamar a este gas bixido de carbono.En consecuencia, el bixido de carbono fue el primer gas, distinto del propio aire, en seradmitido como una sustancia diferente.

El trmino fue aceptado en algunos pases de Europa, probablemente por susimilitud con la palabra alemana Geist. (Incluso es posible que Van Helmont derivara lapalabra de Geist, ms que de caos). Sin embargo, en Inglaterra el trmino aire paradesignar toda clase de gases persisti durante dos siglos despus de Van Helmont.Los gases de aire

Van Helmont se anticip en un siglo a su tiempo. No dispona de medios para

recoger determinados gases con el propsito de estudiarlos. Cualquier gas que conseguaobtener se mezclaba con el aire y se perda.No obstante, el estudio de los gases alcanz madurez en el siglo XVIII.En 1727, un

clrigo ingls, aficionado a las ciencias, Stephen Hales (1677-1761), public un libro en elcual describa sus experimentos con gases. Ide mtodos para conducir gases, mientras seiban formando, a travs de tubos hasta recipientes de agua en posicin vertical. El gasburbujeaba hacia arriba a travs del agua, impulsndola fuera del recipiente. Por ltimo, elrecipiente tan slo contena gas que entonces poda ser estudiado con comodidad. Halesfue capaz de describir algunas propiedades de gases, como el bixido de carbono de VanHelmont. Tambin estudi aquellos gases que ahora llamamos hidrgeno, monxido decarbono, metano y bixido sulfuroso.

Determinados gases son solubles en el agua. Cuando son conducidos a unrecipiente de agua, se disuelven en ella y desaparecen. Otro clrigo ingls, un pastor

unitario llamado Joseph Priestley (1733-1804), fue el primero en llevar gases dentro derecipientes que contenan mercurio en vez de agua. De este modo, en la dcada de 1770, seconvirti en el primer investigador en recoger y estudiar gases solubles en agua, como losahora conocidos por amonaco y cloruro de hidrgeno.

Sin embargo, todos estos gases eran sustancias especiales producidas en ellaboratorio por qumicos. El aire, en s mismo, continuaba siendo el gas, y durante lamayor parte del siglo XVIII se le seguira considerando como un elemento, es decir, comoun bloque fundamental constructor del Universo que no poda ser disociado en ningunaotra sustancia ms simple1.

Desde luego, el aire puede transportar materias slidas y lquidas: polvo, holln,gotitas de agua. Puede tambin contener vapor de agua y otros lquidos voltiles. Pero si seeliminaban todas esas impurezas por filtracin, enfriamiento y secado, lo que quedaba era

verdadero aire puro; este residuo era considerado el elemento.El primer golpe asestado a esta opinin (si bien un golpe leve) se produjo en ladcada de 1750, cuando un qumico escocs, Joseph Black (1728-1799), estudimeticulosamente el bixido de carbono. Entre otras cosas, descubri que, cuando este gas

1 Para una ms amplia explicacin de los elementos qumicos y cmo llegaron a ser descubiertos, vase Isaac Asimov:La bsqueda de tos elementos.


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era filtrado a travs de una sustancia blanca slida que ahora llamamos xido de calcio,esta sustancia se poda desmenuzar y se converta en carbonato de calcio.

Adems, Black descubri que si el xido de calcio, simplemente, era expuesto alaire, sufra el mismo cambio. Con lentitud, quiz, pero con plena seguridad. Para l, estopareca indicar que el aire corriente contena pequeas cantidades de bixido de carbono. Apesar de ello, la cantidad de bixido de carbono presente era difcil de apreciar; poda serconsiderada como cualquier otra impureza. La amplia masa del aire segua pareciendo una

sustancia simple.El verdadero avance excepcional se consigui al explorar los factores de

combustin? Cuando se encenda una vela dentro de un recipiente cerrado, sin aire, prontose apagaba. Sin embargo, la vela no consuma todo el aire. En realidad, tan slo gastaba, encomparacin, una pequea proporcin. Entonces, por qu se apagaba?

Black encarg la solucin de este problema a un discpulo suyo, el qumico escocsDaniel Rutherford (1749-1819). Rutherford aisl la porcin de aire que no era consumidapor la vela encendida y descubri que nada poda arder dentro de dicha porcin de aire. Nipodan vivir en ella los ratones. Esto tambin suceda con el bixido de carbono, pero laporcin sin consumir del aire no tena las propiedades del bixido de carbono. Por ejemplo,no poda convertir el xido de calcio en carbonato de calcio.

En 1772, Rutherford redact un informe sobre sus investigaciones acerca del gas en

el cual las velas no podan arder. Basaba sus conclusiones en la teora del flogisto. En elsiglo XVIII los qumicos crean que la combustin de una sustancia liberaba flogisto en elaire y que nicamente mediante el flogisto poda continuar ardiendo. En consecuencia,Rutherford decidi que su gas era simplemente aire que haba absorbido todo el flogistoque poda contener, por lo cual lo llam aire flogisticado. En cuanto tuviese todo elflogisto que poda contener, ya no aceptaba ms, y nada poda arder en su seno.

Mientras, Priestley estaba estudiando el aire desde otro ngulo. Calent mercuriohasta que parte de l se combin con el aire para formar una sustancia pulverulenta, decolor rojo ladrillo, que ahora llamamos xido de mercurio. Priestley consigui separaresta combinacin de mercurio y aire, la coloc en un recipiente de cristal, y la calentmediante una amplia lupa que concentraba la luz solar sobre la mezcla. La combinacinmercurio/aire se fragment; algunas gotitas de mercurio lquido aparecieron en lasuperficie interior del cristal, y el aire qued liberado. Pero este aire no era exactamente

igual al aire corriente. Los objetos ardan con furia en su seno; en el rescoldo, las partculasestallaban en verdaderas llamas.

Al parecer, el gas de Priestley era la anttesis del gas de Rutherford. El gas dePriestley apareca como excepcionalmente bajo en flogisto; en consecuencia, aceptaba msflogisto con excepcional rapidez y los objetos ardan vorazmente en su seno. CuandoPriestley inform sobre sus hallazgos en 1774, llam al gas aire desflogisticado.

Los trabajos de Priestley llamaron la atencin de un qumico francs, Antoine-Laurent Lavoisier (1743-1794), que ms tarde lleg a ser considerado el padre de laQumica moderna. Pero fue Lavoisier, quien, con algunos otros, introdujo finalmente laterminologa qumica moderna, de modo que hablamos de bixido de carbono en vez degas sylvestre y de sulfato de cobre en lugar de vitriolo azul. Lavoisier, al emplear eltrmino de Van Helmont gas, fue quien, finalmente, introdujo de manera definitiva su

uso en el vocabulario qumico.

Lavoisier haba estado estudiando el modo en que algunas sustancias ardan y otrasse enmohecan. Descubri que, en cada caso, slo se consuma una parte del aire. A la luzde los descubrimientos de Priestley, Lavoisier lleg a la conclusin de que, en lugar dededicarse a experimentar sobre el flogisto, toda la investigacin poda quedar fcilmente


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resuelta suponiendo que el aire no era un elemento, sino una mezcla de por lo menos dosgases, que probablemente eran elementos.

Uno de estos gases, segn Lavoisier, poda soportar la combustin. Los objetosinflamables ardan en su presencia y se combinaban con l en el proceso. Lavoisier llam aeste gas oxgeno, derivado de las palabras griegas, oxys, cido, y genna, engendrar,porque crea que era esencial a la estructura de todas las sustancias agrias (cidos). En esto,demostr que estaba equivocado, pero el trmino ha persistido.

El otro gas no poda soportar la combustin. En su presencia, las velas se apagabany los ratones moran. Lavoisier le denomin zoe, del griego a, partcula negativa, yzoe,vida, gas impropio para la vida, pero el trmino nitrgeno (que produce nitro) fueadoptado ms tarde porque el gas era esencial en la estructura del mineral nitro o salitrecorriente.

Debido a los estudios que realizara Priestley sobre su aire desflogisticado, hoyda se le considera el descubridor del oxgeno. Los trabajos de Rutherford sobre el aireflogisticado le han convertido en el descubridor del nitrgeno. Sin embargo, el anlisis dela situacin que hiciera Lavoisier fue ms importante que cualquiera de los dos anterioresdescubrimientos en s mismos. Como resultado de los trabajos de Lavoisier, queddemostrado que el aire filtrado seco tena una composicin de aproximadamente una quintaparte de oxgeno y cuatro quintas de nitrgeno, con mnimas cantidades de otros gases.

La burbuja de Cavendishsta era la situacin con respecto al estudio del aire cuando un qumico ingls,Henry Cavendish (1731-1810), intervino en las investigaciones. Estaba ya interesado en elproblema de los gases, ya que, en 1766, haba informado con algn detalle sobre laspropiedades de un gas extrao que haba obtenido, haciendo reaccionar cidos con metales.El gas en cuestin era sumamente inflamable y de una extraordinaria luminosidad; mstarde, Cavendish descubri que cuando este gas arda, formaba agua. Lavoisier, alenterarse, denomin enseguida al gas hidrgeno (que produce agua). El hidrgeno habasido obtenido mucho antes de Cavendish; tanto Van Helmont como Hales haban trabajadocon este gas. No obstante, los estudios de Cavendish eran los primeros en ser sistemticosy detallados, por lo que suele considerarse como el descubridor del gas.

En 1785, Cavendish experiment directamente con aire. Por el estado de sustrabajos, podemos suponer que no estaba convencido de que el aire tan slo consista de

dos gases: oxgeno y nitrgeno. La evidencia era insuficiente.Podemos deducirlo del modo siguiente: La presencia de oxgeno parece evidente

porque el oxgeno hace algo, por ejemplo, se combina con la sustancia de las velas quearden. El gas que queda despus que el oxgeno desaparece recibi su nombre nicamentedebido a que no haca nada. Cmo se poda estar seguro de que slo haba una sustanciaen el aire que no haca nada? No era posible que hubiese dos, tres, cuatro, o cualquiernmero de gases que eran por completo diferentes, excepto que ninguno de ellos podapermitir la combustin?

Al fin y al cabo, el bixido de carbono no soporta la combustin ni tampoco elvapor de agua. Si el bixido de carbono y el vapor de agua se mezclaban con nitrgeno, lamezcla no soportara la combustin. Si se colocara una vela encendida en esta mezcla,pronto se apagara. Los ratones introducidos en dicha mezcla moriran. Sin embargo, todo

ello no proporcionara una base suficiente para decidir que la mezcla era nitrgeno puro.Cada uno de los componentes de esta mezcla tena que ser identificado por algunacaracterstica positiva. Por ejemplo, si la mezcla fuese enfriada hasta por debajo del puntode congelacin del agua, la mayor parte del vapor de agua se solidificara en hielo. Si loque quedase fuera burbujeado a travs de agua, la mayor parte del bixido de carbono sedisolvera. Lo que quedase impermeable al fro ordinario, insoluble en agua sera


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nitrgeno. Pero lo sera? Poda tenerse la certeza de que no haba otros gases que nosoportasen la combustin y que tampoco eran afectados por el fro y el agua?

Si ste era el razonamiento de Cavendish, entonces resultaba imperativo para lhallar algo que hiciese el nitrgeno, y comprobar si todo el gas que fue llamado nitrgenolo hiciera realmente.

Para sus propsitos, Cavendish recurri a la electricidad. En el siglo XVIII, lacorriente elctrica, ahora tan familiar para nosotros, no era conocida, pero los artefactos de

electricidad esttica eran populares. En tales artefactos poda producirse una carga elctricamediante friccin, que era almacenada. Cuando la carga acumulada llegaba a sersuficientemente potente, poda hacerse saltar una chispa a travs de una pequea cantidadde aire. Cuando esta chispa elctrica saltaba a travs del aire, el nitrgeno y el oxgeno desus proximidades eran obligados a cambiarse, formando compuestos que eran solubles enagua, aunque el nitrgeno y el oxgeno, individualmente, no lo eran.

Aqu haba algo que poda dar resultados significativos. Si las chispas elctricaseran pasadas a travs de aire en un recipiente cerrado y el aire burbujeado a travs de agua,parte del nitrgeno y oxgeno quedara suprimida. Por ltimo, todo el nitrgeno y eloxgeno podran ser suprimidos transformndose en compuestos solubles en agua;cualquier tipo de gas que quedase no sera ni oxgeno ni nitrgeno.

Seguramente, si Cavendish hubiera comenzado su experimento slo con aire puro,

su chispa elctrica habra dejado de ser efectiva despus cuando una cuarta parte del airehubiese quedado eliminada. Pero, en primer lugar, el aire contiene nicamente una quintaparte de oxgeno. Este oxgeno se combina aproximadamente con la mitad de su peso denitrgeno, o sea, que, cuando una cuarta parte del aire ha quedado eliminada, ya no quedaoxgeno.

En consecuencia, Cavendish aadi oxgeno puro adicional al aire hasta conseguiruna mezcla de gas compuesto de cinco partes de oxgeno por tres partes de nitrgeno. Enestas condiciones, casi cada porcin de aire se transformaba por fuerza en una combinacinsoluble en agua. Pareca, pues, que el gas llamado nitrgeno era realmente nitrgenodurante todo el proceso.

Pero haba algo ms. Aqu tenamos el primer aspecto teatral. Permaneca unapequea burbuja de gas que no se combinaba con oxgeno! Cavendish aadi un poco deoxgeno, produciendo chispa tras chispa, despus elimin el oxgeno, y descubri que la

minscula porcin restante de gas continuaba intacta. Continu provocando destellosdurante semanas sin ningn efecto visible en la burbuja final.

Aquella ltima porcin de gas, que se comportaba de modo diferente que eloxgeno y el nitrgeno, vena a ser aproximadamente el 1/120 de la muestra de aireoriginal, segn los clculos de Cavendish. De esto poda extraerse la conclusin de quecerca del 99% de la porcin de aire que se supona era nitrgeno lo era realmente.

Pero aquella ltima porcin indestructible tena que ser un gas distinto y uno conpropiedades ms bien extraas. Ya resultaba bastante difcil el forzar al nitrgeno para quese combinara con el oxgeno. nicamente el calor, por ejemplo, no lo consegua (y porsuerte que fuera as, ya que en caso contrario la atmsfera se convertira en llamas ante lasimple accin de encender un fsforo). Una chispa elctrica sin duda alguna forzara aunirse al nitrgeno y el oxgeno, pero nicamente en la inmediata vecindad y tan slo

mientras la chispa perdurase. Tan pronto como cesara la chispa, se terminaba lacombinacin. (De no ser por esto, la atmsfera estallara en llamas al primer relmpago, yaque el rayo no es otra cosa que una chispa elctrica gigantesca).

En otras palabras, el nitrgeno es un gas inerte, porque su rechazo a combinarse conotras sustancias, excepto en determinadas condiciones, puede ser considerado como elresultado de la inercia, o una especie de pereza.


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Sin embargo, el gas de Cavendish era mucho ms inerte que el nitrgeno. Dehecho, pareca completamente inerte; y, por entonces, nada parecido se conoca enqumica.

Tal vez la propia rareza de un gas tan completamente inerte (un gas noble, comose le llama en la actualidad) ms bien trastorn a los qumicos, que mostraron tendencia aseguir por otros caminos. Nadie sigui investigando basndose en el informe deCavendish, y al parecer, dio la impresin de desvanecerse de la mente de los qumicos

durante algo ms de cien aos.Los qumicos fueron resolviendo la composicin del aire de modo cada vez ms

delicado, pero dieron por sentado que cualquier cosa que no fuese oxgeno era nitrgeno.En 1890, pareca no existir la menor duda de que, fuera cual fuese la composicin del airepuro, era la expuesta en la tabla 1.

TABLA 1. Composicin del aire (descrita en 1890)Gas Porcentajepor volumen

Nitrgeno 79Oxgeno 21Bixido de carbono 0,04

Lneas de luzEl descubrimiento por Cavendish de un gas noble no prevaleci, y como si esto no

fuese ya bastante decepcionante (ahora que lo contemplamos desde una panormica

retrospectiva), un segundo descubrimiento tampoco tuvo aceptacin setenta aos despus.Este segundo descubrimiento era completamente distinto al de Cavendish. Afectabams a la luz que a la electricidad, y no era en absoluto un asunto qumico. Ms bien podraser considerado como parte de la historia de la Astronoma.

Este nuevo informe empieza realmente con el cientfico ingls Isaac Newton (1642-1727), quien, en 1665, descubri que si un rayo de luz solar se haca pasar a travs de untrozo triangular de cristal (un prisma) se esparca en una franja de colores. Newton llama esta franja de colores spectrum, una palabra latina que se empleaba para denominarcualquier aparicin fantasmal, ya que los colores aparecan donde antes nada haba sidovisible y podan ser vistos, pero no sentidos, al igual que tantos espectros. (La mismasucesin de colores aparece en el arco iris; en realidad, el arco iris es un espectro que tienelugar de manera natural formndose cuando la luz solar pasa a travs de gotitas de aguaque quedan suspendidas en el aire inmediatamente despus de una lluvia).

Enseguida result evidente que este descubrimiento era de la mayor importancia enla investigacin de la luz. No obstante, durante cerca de dos siglos, nadie sospech quetambin sera de importancia crucial para la Qumica.

En 1814, el primer paso dado en esta direccin fue iniciado por un ptico alemn,Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Se dedicaba a estudiar el refinado cristal queempleaba para construir sus instrumentos, y estaba probando sus efectos sobre un rayo deluz solar que surga de una estrecha hendidura y seguidamente pasaba a travs de unprisma. Fraunhofer observ que los espectros que se formaban estaban cruzados pornumerosas rayas oscuras. Midi la posicin de varias de estas rayas y rotul las msdestacadas desde la A hasta la K. En su memoria siguen llamndose todava, a veces,rayas de Fraunhofer.

En las dcadas siguientes, algunos cientficos estudiaron estas rayas con creciente

curiosidad. El punto culminante se alcanz con los trabajos del fsico alemn GustavRobert Kirchhoff (1824-1887). Consigui demostrar que cuando los elementos erancalentados hasta el grado en que desprenda luz, y esta luz se pasaba a travs de un prisma,quedaba dividida en una banda de brillantes lneas de diversos colores contra un fondooscuro. En otras condiciones, un elemento poda ser inducido a producir una bandaidntica de lneas oscuras contra un teln de fondo de color continuo.


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Kirchhoff, en colaboracin con el qumico alemn Robert Wilhelm von Bunsen(1811-1899), construy un espectroscopio, un aparato mediante el cual poda producir lasrayas y medir su posicin. Demostr que cada elemento produca una banda especfica derayas distintas de la de cualquier otro elemento. En efecto, ningn elemento producasiquiera ni una simple raya que estuviera exactamente en la misma posicin que una rayaparticular producida por otro elemento. (Era como si cada elemento produjera su propiahuella dactilar de luz).

Si se calentaba un mineral hasta el punto en que resplandeca, las diversas rayas queproduca eran suficientes para indicar la naturaleza de los elementos presentes. En 1859,Kirchhoff y Bunsen haban establecido una nueva tcnica qumica, el anlisisespectroscpico.

En consecuencia, si un mineral calentado produca una o ms rayas espectrales queaparecan en nuevas posiciones que no duplicaban las posiciones de las rayas de ningunode los elementos conocidos, existan slidas razones para sospechar la existencia de unnuevo elemento. En 1860, Kirchhoff y Bunsen localizaron nuevas rayas en el espectroformado por calentamiento de un determinado mineral; por tanto, dedujeron la presenciade un nuevo elemento. Le llamaron cesium (cesio) de una palabra latina que significacielo azul, debido al color de la nueva raya. Al ao siguiente, descubrieron otroelemento por el mismo procedimiento, el rubidium (rojo, rubidio, por el color de la

nueva raya).Dos nuevos elementos fueron descubiertos por el mismo procedimiento en los aossiguientes: thallium (talio, rama verde), por el fsico ingls William Crookes (1832-1919), en 1861, y el indium (indio, ail) por dos mineralogistas alemanes, FerdinandReich (1799-1882) y Hieronymus Theodor Richter (1824-1898), en 1863.

En cada caso, una vez quedaba sealado el nuevo elemento, el mineral poda sertratado mediante procedimientos qumicos corrientes, y el elemento resultante era aislado yestudiado. En consecuencia, casi de inmediato, la Espectroscopia consigui un enormeprestigio.

Pareca evidente que las rayas oscuras que Fraunhofer haba observado en elespectro de la luz solar deban ser producidas por elementos en el Sol. Un astrnomosueco, Anders Jonas Angstrm (1814-1874), estudi meticulosamente el espectro solar en1861 y demostr que algunas de sus rayas ocupaban posiciones idnticas que las

producidas por hidrgeno incandescente. Por consiguiente, poda extraerse la conclusinde que el hidrgeno estaba presente en el Sol. Un astrnomo ingls, William Huggins(1824-1910), estudi el espectro producido por cuerpos astronmicos distintos al Sol ydemostr cules eran los elementos especficos que podan ser localizados en ellos.

El anlisis espectroscpico estaba progresando rpidamente de triunfo en triunfo yestaba preparando el escenario para el dramtico acontecimiento del ao 1868. En este aose produjo un eclipse total que sera visible en la India, por lo que acudieron astrnomosdesde todas las partes del mundo. Durante los eclipses es posible estudiar objetos en lasuperficie solar, tales como chorros de gas llameante llamados protuberancias, as comola corona del astro, y su delgada atmsfera exterior. Por lo general, cuando el brillantedisco del Sol no est oscurecido por la Luna, estos detalles comparativamente tenues,como las prominencias y la corona, estn por completo apagados. Uno de los astrnomos

que lleg a la India fue un francs, Pierre Jules Csar Janssen (1824-1907). Llev consigoun espectroscopio, que intentaba emplear en sus observaciones. Janssen dej que la luz dela parte exterior del astro solar pasara a travs del espectroscopio de modo que quedasenformadas unas rayas brillantes. Registr su posicin y encontr una que, hasta donde lsaba, ocupaba una posicin que no perteneca a ninguna de las rayas de ningn elementoconocido.


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No se consideraba a s mismo suficientemente experto en anlisis espectroscpicopara llevar adelante aquel asunto; en realidad, ni siquiera mencion la raya en su informefinal del eclipse. Sin embargo, envi el dato a un astrnomo ingls, Joseph NormanLockyer (1836-1920), quien estaba realizando importantes trabajos en espectroscopia.

Lockyer medit sobre el tema, estudiando el espectro solar por su cuenta, yencontr la raya. No pudo duplicarla con ningn elemento conocido. Lockyer decidi queun nuevo elemento estaba involucrado, uno que estaba presente en el Sol, pero que, por el

momento, era desconocido en la Tierra. Sugiri que el nuevo elemento fuera denominadohelium (helio), derivado de la palabra griega para designar el Sol.

La sugerencia de Lockyer fue descartada por el mundo de la qumica. Los anlisisespectroscpicos podan descubrir nuevos elementos, de acuerdo, pero los qumicosopinaban que ellos tenan que confirmar los descubrimientos mediante anlisis ortodoxos.No estaban todava preparados para aceptar la evidencia espectroscpica como suficientepor s misma, sin una confirmacin qumica, para demostrar la existencia de un elementoen el cielo que no era conocido en la Tierra.

En consecuencia, el tema qued olvidado hasta cerca de finales del siglo. Durantetoda una generacin, nadie sospech que la lnea de Janssen-Lockyer pudiera ser lasegunda ocasin en que la existencia de los gases nobles haba estado a punto de serdescubierta.

El gas atrapadoAl declinar el siglo XIX se haban realizado dos descubrimientos de los gasesnobles, que fueron registrados y despus ignorados. Un tercer caso fall aun mslastimosamente.

Un mineralogista americano, William Francis Hillebrand (1853-1925), estabatratando un mineral con cido, un procedimiento de rutina. El mineral era uranita (mscorrientemente conocido por pechblenda, xido natural del uranio), el cual es rico en metaluranio pesado.

Hillebrand hall que, con este tratamiento, burbujeaban pequeas cantidades degas. Esto no era sorprendente, ya que los minerales, mientras van formndose, atrapan amenudo diminutas burbujas de gas que se solidifican en su sustancia. Tales minerales sueledecirse que contiene gas ocluido.

El gas que Hillebrand obtuvo no era soluble en agua, no reaccionaba con el oxgeno

cuando se le calentaba, era incoloro, inodoro e inspido. En aquellos das, un gas incoloro,inodoro, inspido e inerte solamente tena una definicin: nitrgeno. La conclusin erarazonable, puesto que el nitrgeno estaba siempre presente en el aire y, por consiguiente,siempre al alcance para ser absorbido por minerales mientras se iban formando.

Hillebrand estudi el espectro del gas; en efecto, hall rayas representando alnitrgeno. Esto pareca dejar resuelto el asunto, y, por consiguiente, Hillebrand public susresultados en 1890, informando de la presencia de nitrgeno ocluido en la uranita.

Pero haba otras rayas en el espectro del gas; Hillebrand tambin se refiri a estasrayas, pero no pudo identificarlas. De hecho, no pudo identificarlas, pero, por algunarazn, decidi no continuar adelante con esta investigacin. Al tomar esta decisin, perdisu oportunidad de conseguir gran renombre. Lo mismo que Cavendish, tuvo realmente a sualcance una muestra de gas noble (Por el momento, me referir a ste como el gas de

Hillebrand).


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2. ARGNLa hiptesis de Prout

Con dos aciertos y un fallo descartados, podemos ahora pasar al descubrimientoque finalmente se hizo notar por s mismo. Se consigui mediante un procedimiento deinvestigacin del cual nadie probablemente pudo haber sospechado que dara los resultadosque produjo. Se trata de un caso clsico de cientficos que buscan una cosa einesperadamente encuentran otra de naturaleza mucho ms sorprendente2.

El procedimiento de investigacin comenz con el qumico ingls John Dalton(1766-1844), quien, en 1803, fue el primero en exponer su teora atmica, que implicaba lasugerencia de que toda materia est compuesta por minsculos tomos. Todos los tomosde un determinado elemento eran similares, de acuerdo con esta teora, pero los tomos decualquier otro elemento eran diferentes a los de todos los dems.

Dalton se percat de que la caracterstica distintiva de las diferentes clases detomos, era su peso; fue el primero que intent descubrir en qu poda consistir el pesoatmico de los distintos elementos. Por entonces, no se dispona de una tcnica (ni sedispuso de ella hasta un siglo despus) mediante la cual pudiera ser determinado elverdadero peso de un tomo individual, pero los pesos relativos s podan ser fijados. Esdecir, si se asignaba un nmero arbitrario a un tomo de algn elemento, entonces seraposible establecer si el tomo de otro elemento era la mitad de pesado, o dos veces ms

pesado, en cuyo caso se le poda asignar tambin un nmero arbitrario. Por ejemplo, seestableci la costumbre de asignar el nmero 16 al tomo de oxgeno, de modo que podadecirse que el peso atmico del oxgeno era 16. Result que el tomo de hidrgeno tenaun peso aproximadamente de 1/16 con respecto al tomo de oxgeno, por lo cual alhidrgeno se le poda asignar el peso atmico de 1. El tomo de carbono pesaba 3/4 conrelacin al tomo de oxgeno; en consecuencia, al carbono se le poda asignar un pesoatmico de 12. Del mismo modo, se poda determinar que el nitrgeno tena un pesoatmico de 14; el azufre, 32; el sodio, 23, y as sucesivamente.

En las primeras listas establecidas por Dalton todos los pesos atmicos estabanrepresentados por nmeros enteros. Esto mostraba el aspecto de ser ms de lo que cabaesperar de una coincidencia. En 1815, se public un artculo annimo que sugera quetodos los tomos estaban formados por hidrgeno. Puesto que el hidrgeno tena un pesoatmico de 1, todos los dems pesos atmicos tenan que ser nmeros enteros. El autorannimo result ser el fsico ingls William Prout (1785-1850), y la sugerencia se llamhiptesis de Prout.

Era una sugerencia atractiva, ya que reduca el Universo a una simple sustancia: elhidrgeno. Todo lo dems estaba formado por combinaciones de esta nica sustanciabsica. Tanto los cientficos como los filsofos haban estado investigando para hallar unaevidencia de esta creencia, incluso desde los tiempos de la antigua Grecia,aproximadamente unos 2.500 aos antes. Poda ahora realmente existir tal evidencia? Encaso de ser cierta la hiptesis de Prout, todos los pesos atmicos necesariamente tenan queser nmeros enteros. A medida que se iban consiguiendo ms datos, esto no quedconfirmado.

En 1828, el qumico sueco Jns Jakob Berzelius (1779-1848) public una lista depesos atmicos que eran el resultado de un trabajo mucho ms concienzudo y meticuloso

que lo haba sido el de Dalton. Una cierta cantidad de elementos demostraban tener pesosatmicos que no eran nmeros enteros. Empleando ejemplos de tablas modernas, el clorotiene un peso atmico aproximado de 35,5; el boro, de alrededor de 10,8; el cobre,

2 Este procedimiento se llama en ingls serendipity, por Serendib, el antiguo nombre de la isla de Ceiln. Debe estenombre a un relato titulado Los tres prncipes de Serendib, escrito por el novelista ingls Horace Walpole, en el cuallos tres prncipes persisten en hallar, a travs de incidencias, objetos ms valiosos que los que estaban buscando.


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aproximadamente, 63,5; el magnesio, de 24,3, y as sucesivamente. En efecto, pareca queBerzelius haba refutado la validez de la hiptesis de Prout.

No obstante, los qumicos seguan teniendo sus dudas. No es fcil determinar lospesos atmicos. El qumico debe trabajar con material completamente puro. Debe provocarreacciones qumicas de tal modo que conozca con toda exactitud qu cambios qumicosestn teniendo lugar. Debe pesar los diversos elementos que toman parte en estos cambios,as como los compuestos de que estn formados, y todo ello con gran exactitud.

Los pequeos errores que pueden cometerse en cualquiera de estos clculosinfluyen de manera decisiva en la determinacin del peso atmico.

En consecuencia, durante todo el siglo XIX, los qumicos intentaron determinar yvolver a determinar los pesos atmicos con el mximo posible de exactitud para comprobarsi la hiptesis de Prout era realmente vlida o no. A lo largo del siglo XIX, los resultadosparecieron confirmar plenamente el trabajo de Berzelius una y otra vez. La hiptesis deProut fue eliminada una docena de veces.

En 1882, John William Strutt, tercer barn Rayleigh (1842-1919), por lo generalmencionado como Lord Rayleigh, emprendi la tarea de intentar la comprobacin delproblema una vez ms. Trabaj con aquellos elementos que, en condiciones corrientes,existen como gases: en particular, oxgeno, hidrgeno y nitrgeno.

Por entonces, los qumicos tenan buenas razones para creer que la densidad de

estos gases estaba en relacin directa con su peso atmico. En otras palabras, si era verdadque los pesos atmicos del hidrgeno, nitrgeno y oxgeno eran exactamente 1, 14 y 16,respectivamente, entonces la densidad del nitrgeno deba ser 14 veces mayor que la delhidrgeno y la del oxgeno tena que ser diecisis veces superior que la del hidrgeno.

Expuesto de esta manera, parece sencillo; pero, en la prctica, medir la densidad delos gases con la suficiente exactitud para determinar sus pesos atmicos puede resultarmuy difcil. Rayleigh persisti en esta tarea, a intervalos, durante diez aos, antes de quepudiera informar con certeza, en 1892, que la densidad del oxgeno no era, con todaexactitud, diecisis veces mayor que la del hidrgeno. Era solamente 15,882 veces mayor.

Esto significaba que si al tomo de oxgeno se le haba atribuido un peso atmicode 16, al tomo de hidrgeno haba que asignarle el de 1,007, puesto que 16/15,882 =1,007.

Tambin significaba que si el tomo de oxgeno estaba formado por tomos de

hidrgeno, en tal caso tena que estar formado por 15,882 tomos de hidrgeno. En 1892,los qumicos seguan estando convenidos de que era imposible que los tomos pudieran serdesmenuzados en fracciones. Los tomos de oxgeno podan ser formados por 15 tomosde hidrgeno, o 16, pero nunca por 15,882 tomos de hidrgeno.

Una vez ms, la hiptesis de Prout pareca quedar rebatida.El rompecabezas de Rayleigh

Pero esto no constitua todo el trabajo de Rayleigh. Tambin haba medido ladensidad del nitrgeno, y, salvo por un detalle, pudo haber informado que su densidadera catorce veces ligeramente inferior a la del hidrgeno, de modo que los tomos denitrgeno no podan estar formados por tomos de hidrgeno, ni tampoco los tomos deoxgeno.

El detalle que le detena versaba en torno a la pureza del nitrgeno que

empleaba. Rayleigh, al medir sus densidades, empleaba muestras de gas que preparabacon diferentes mtodos. Su razonamiento radicaba en que, cuando preparaba un gas, stepoda contener una impureza con una particular densidad propia que cambiaralevemente la exacta densidad absoluta del gas. Esta impureza poda aparecer a causa delmtodo particular de preparacin. Si preparaba el mismo gas de tres modos distintos,poda haber tres impurezas diferentes y tres densidades absolutas diferentes. Por otra


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parte, si el mismo gas, elaborado segn mtodos distintos tena siempre precisamentela misma densidad, sta era una slida evidencia para suponer que no estaba presenteningn rastro perceptible de impurezas.

En los casos del oxgeno y del hidrgeno, Rayleigh no se encontr con dificultades.El hidrgeno, cuidadosamente preparado de muy distintas maneras, siempre daba lamisma densidad, y lo mismo suceda con el oxgeno.

Sin embargo, no pasaba lo mismo con el nitrgeno. En un caso, Rayleigh haba

obtenido nitrgeno de aire seco, filtrado, del cual haba sido eliminado el oxgenomediante el procedimiento de hacerlo pasar sobre cobre al rojo vivo. Todo el oxgeno secombin con el cobre mientras el nitrgeno, intacto, pas de largo. Podemos llamar aeste gas nitrgeno atmosfrico.

Tambin haba preparado nitrgeno de este modo, tras aadir una cantidad deamonaco al aire. El amoniaco es un gas formado por una combinacin de nitrgeno ehidrgeno. En presencia de cobre al rojo vivo, los tomos de hidrgeno del amonacoson eliminados a la vez que el oxgeno del aire, y el nitrgeno que resulta procede en partedel aire y en parte del amonaco. Nos referiremos a ste como nitrgeno amoniacal,aunque, parcialmente, proceda tambin del aire.

En teora, el nitrgeno atmosfrico y el nitrgeno amoniacal deberan tener lamisma densidad. Al fin y al cabo, el nitrgeno es nitrgeno.

No obstante, los meticulosos clculos de Rayleigh demostraron que el nitrgenoamoniacal era caractersticamente menos denso que el nitrgeno atmosfrico, casi un0,1% menos denso.

Una discrepancia de slo un 0,1% no es excesiva, pero era demasiado importantepara que Rayleigh la pasara por alto. El cuidado con que haca sus mediciones era tangrande que una diferencia de esta magnitud no tena razn de aparecer; no la haba en elcaso del hidrgeno y del oxgeno. Sin embargo, por ms que repeta el experimento,Rayleigh obtena siempre los mismos resultados: el nitrgeno amoniacal era claramentemenos denso que el nitrgeno atmosfrico.

Rayleigh pens cuatro posibles explicaciones.Primera: Era posible que el nitrgeno atmosfrico todava contuviese algo de

oxgeno? El oxgeno es un poco ms denso que el nitrgeno atmosfrico. Pero el oxgenotan slo era ligeramente ms denso que el nitrgeno; para elevar la densidad en 0,1, tendra

que estar presente una cantidad considerable de oxgeno, casi el 1% del gas total. Esto serasuficiente para que con suma facilidad se descubriera su presencia y tambin para quepudiera ser eliminado. Sin embargo, no se descubra ninguna impureza de oxgeno.Eliminada esta posibilidad!

Segunda: Era posible que el nitrgeno amoniacal todava contuviese algo dehidrgeno? El hidrgeno era menos denso que el nitrgeno y, en consecuencia, de estarpresente, reducira la densidad del nitrgeno amoniacal. Por aadidura, el hidrgeno eraconsiderablemente menos denso que el nitrgeno, por lo que se requerira mucho esfuerzopara rebajar la densidad en la cantidad requerida. Incluso as, la cantidad precisa erademasiado grande. El hidrgeno poda ser descubierto fcilmente y eliminado incluso enlas pequeas cantidades necesarias para explicar la discrepancia, pero no era detectado.Simplemente, no estaba presente. Eliminada la segunda posibilidad.

La tercera posibilidad exige una pequea explicacin preliminar. Los gases(nitrgeno, hidrgeno y oxgeno) no estn constituidos por tomos simples y separados,sino que los tomos de estos gases muestran gran tendencia a combinarse con otras clasesde tomos; si no estn presentes otras clases de tomos, entonces se combinan entre s.

Las combinaciones de tomos se llaman molculas. Dado que los tomos dehidrgeno se combinan por parejas, el hidrgeno gaseoso est compuesto realmente de


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molculas de hidrgeno, cada una formada por una pareja de tomos de hidrgeno. Delmismo modo, el oxgeno y el nitrgeno estn formados por molculas de oxgeno ymolculas de nitrgeno, con ambos grupos de molculas constituidos por parejas detomos.

Es habitual entre los qumicos representar los tomos de los elementos hidrgeno,oxgeno y nitrgeno mediante sus letras iniciales H, O y N, respectivamente. Lascorrespondientes molculas, formadas por dos tomos cada una, quedan representadas por

H2, O2, N2.Sucede tambin que, en determinadas condiciones, los tomos de oxgeno pueden

ser colocados juntos tres a la vez, para formar una molcula representada por O 3. Estasmolculas constituyen el gas ozono, el cual, como se ve, es una forma de oxgeno.

El ozono contiene una cantidad ms elevada de energa que el oxgeno corriente;dejndole actuar por su cuenta, muestra tendencia a disociarse de nuevo en oxgenocorriente. Es difcil constreir este tercer tomo dentro de la molcula. Un modo deconseguirlo es empleando chispas elctricas que pasan a travs de oxgeno. La energaelctrica impulsa a que se renan tres tomos, de oxgeno del mismo modo que Cavendishhaca para que se juntaran tomos de nitrgeno y tomos de oxgeno.

Consideremos ahora el ozono (O3) y el oxgeno corriente (O2). Los qumicos tienenbuenas razones para creer que el mismo nmero de molculas ocupan el mismo volumen

en el caso de ambos gases (de hecho, en el caso de todos los gases), en condicionesequivalentes de temperatura y presin. No obstante, las molculas de ozono contienen unamitad ms como tantos tomos componen las molculas de oxgeno. Por cada 100 tomosde oxgeno en un volumen determinado de oxgeno (50 O2 molculas), hay 150 tomos deoxgeno en el mismo volumen de ozono (50 O3 molculas). En consecuencia, la densidaddel ozono debera ser una mitad ms elevada que la del oxgeno y, al medirla, se demuestraque ste es realmente el caso.

Ahora ya estamos dispuestos a contemplar la tercera posibilidad de Rayleigh.Tercera: Y si el nitrgeno tambin forma molculas de tres tomos (N3) y si un

resto de N3 estuviese presente en el nitrgeno atmosfrico, pero no en el nitrgenoamoniacal? Puesto que cabe suponer que el N3 sea la mitad ms denso que el N2, supresencia elevara la densidad del nitrgeno atmosfrico en la cantidad necesaria?

Pero por qu el N3 aparece solamente en el nitrgeno atmosfrico y no en el

nitrgeno amoniacal? Al parecer, no haba una explicacin razonable para ello, y no servade nada sustituir un rompecabezas por otro. Despus, tambin, haba buenas razones parasuponer que el N3 no sera ms estable que el O3; de hecho, casi con seguridad menosestable. Esto significa que el N3 debera reducirse hasta el N2 estable, y con suma rapidez,y que la densidad del nitrgeno atmosfrico debera disminuir con el tiempo. Pero esto nosucedi!

Rayleigh tambin intent resolver el problema desde otro ngulo. Las descargaselctricas que pasaran a travs de nitrgeno deberan formar N 3, si es que tal gas exista,del mismo modo que al pasar a travs del oxgeno formaban O3. La densidad del nitrgenodebera incrementarse si a travs de l pasaban chispas elctricas durante largo rato. Perono fue as!

Rayleigh decidi que no haba pruebas en absoluto de la existencia del N3, y mucho

menos del nitrgeno atmosfrico. Eliminada la tercera posibilidad.

Cuarta: Era posible que algunas de las molculas de nitrgeno en el nitrgenoamoniacal se transformasen en nitrgeno atmico: es decir, nitrgeno constituido portomos aislados de nitrgeno; y que esto no sucediera en el nitrgeno atmosfrico. Unconjunto de nitrgeno atmico (N) sera, naturalmente, la mitad de denso que el nitrgeno


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corriente (N2) y si estuviera presente en pequeas cantidades en el nitrgeno amoniacalpodra fcilmente reducir su densidad en la cantidad necesaria.

Pero, por qu las molculas de nitrgeno tenan que fragmentarse en nitrgenoatmico y no en nitrgeno atmosfrico? Era conocido que no existan tomos de nitrgenoindividuales considerados como tales cualquiera que fuese la duracin del tiempo. Se unenrpidamente para formar molculas de nitrgeno. Esto significaba que la densidad delnitrgeno amoniacal deba elevarse con el tiempo, pero no lo haca. Eliminada la cuarta

posibilidad.Mientras Rayleigh iba eliminando todas las posibilidades, consigui aumentar la

discrepancia, pero redujo la naturaleza del problema.Recordemos que lo que estoy llamando nitrgeno amoniacal era un preparado de

amoniaco mezclado con aire. Rayleigh pens: y si empleara solamente amoniaco?Conseguira entonces obtener nitrgeno amoniacal puro y quedara eliminado cualquiercontaminante ms denso de nitrgeno atmosfrico. Esto no hara mayor la diferencia dedensidad?

Y precisamente fue ste el resultado que obtuvo. Cuando prepar nitrgenoamoniacal puro, descubri que su densidad era casi un 0,5% inferior a la del nitrgenoatmosfrico. Casi un medio por ciento! Insoportable!

Rayleigh continu preparando nitrgeno partiendo de diversos productos qumicos

y encontr que el nitrgeno obtenido de esta forma siempre tena casi exactamente ladensidad del nitrgeno amoniacal puro.Tan slo el nitrgeno atmosfrico destacaba del resto. Era claramente ms denso

que cualquier otra forma de nitrgeno preparado con cualquier otra sustancia que no fuesela atmsfera. Entonces, Rayleigh qued convencido de que la explicacin, cualquiera quefuese, radicaba en la atmsfera. Pero esto no le ayud a llegar ms cerca de la solucin.La respuesta de Ramsay

Rayleigh estaba casi enfebrecido a causa de la frustracin y senta que haballegado a un callejn sin salida. Quiz lo que se necesitaba era un nuevo acercamiento; lasideas de algn hombre que no se hubiese estancado tras una larga y agotadoraconcentracin sobre el problema.

Incluso mientras todava estaba llevando a cabo sus experimentos, public unacarta, el 29 de septiembre de 1892, en un nmero de la revista cientfica inglesa Nature.

En esta carta explicaba la situacin con todo detalle, y solicitaba sugerencias. No recibininguna.

Sin embargo, en 1893, Rayleigh recibi una carta de un qumico escocs, WilliamRamsay (1852-1916). Ramsay estaba interesado en el tema, ya haba estado en contactocon Rayleigh anteriormente sobre este tema, y ahora solicitaba el permiso de Rayleigh paracontinuar con sus propias tesis acerca del problema de la densidad del nitrgeno. Rayleighconcedi gustosamente su permiso.

Ramsay razonaba que, puesto que el problema radicaba en el nitrgenoatmosfrico, tena que contener alguna impureza ms densa que el propio nitrgeno y quedeba diferir en sus propiedades qumicas.

El nitrgeno molecular, aunque casi totalmente inerte, reaccionaba con magnesio alrojo vivo para formar nitruro de magnesio. La impureza puede tambin combinarse con el

magnesio; pero de ser as, casi con toda seguridad que lo hara, o bien mucho antes o conmenos rapidez que el nitrgeno. Si la impureza se combinaba ms rpidamente de como lohaca el nitrgeno, entonces el nitrgeno atmosfrico sera purgado de la impureza, y ladensidad de esta porcin que no hubiese reaccionado todava descendera al valorapropiado mostrado por el nitrgeno amoniacal puro.


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Si, en cambio, la impureza densa reaccionaba con el magnesio ms lentamente quelo haca el nitrgeno, se acumulara en el nitrgeno que todava no haba reaccionado y ladensidad del residuo se elevara aun ms.

Con esta alternativa en su mente, Ramsay pas un amplio volumen de nitrgenoatmosfrico sobre magnesio al rojo vivo. Cuando tan slo le qued una pequea cantidadde gas, midi su densidad y hall que era un 7% (!) ms elevada que la del nitrgenoamoniacal puro. La impureza, cualquiera que fuese su naturaleza, estaba reaccionando con

el magnesio al rojo vivo menos rpidamente que el nitrgeno.Esto era ms bien notable. El nitrgeno era el gas menos activo conocido por

entonces; pero ahora apareca un gas que pareca todava menos activo.Esto le record a Ramsay el antiguo experimento de Cavendish efectuado un siglo

antes. Cavendish haba aislado una pequea cantidad de impurezas del nitrgenoatmosfrico en condiciones que indicaban que la impureza era incluso menos activa que elnitrgeno.

Ramsay decidi repetir dicho experimento. Emple chispas elctricas paracombinar nitrgeno y oxgeno, y tambin l, como Cavendish, se encontr al final con unapequea burbuja que no se combinaba con el oxgeno. Qued demostrado que Cavendishhaba tenido razn. Ramsay termin incluso con casi la misma cantidad de impurezas.

Ramsay avanz un paso ms que Cavendish, ya que determin la densidad de la

impureza. Era aproximadamente un 40% ms densa que el nitrgeno. Entonces, paraaclarar largas dudas, Ramsay emple un instrumento que no estuvo al alcance deCavendish. Calent el gas y estudi su luz con el espectroscopio. Sus lneas aparecieron enposiciones como las de ningn elemento conocido y, en particular, no se parecan enabsoluto a las del nitrgeno.

En mayo de 1894, Ramsay escribi a Rayleigh, informndole de los detalles de sutrabajo. Rayleigh confirm los resultados repitiendo los experimentos, y, en agosto de1894, los dos juntos anunciaron el descubrimiento de un nuevo elemento.

Debido a que el nuevo elemento pareca completamente inerte y no poda, hastadonde ellos podan afirmar, combinarse con cualquier otra sustancia, lo llamaron argn,derivada de la palabra griega argos, que significa inactivo, inerte. Como es lgico suponer,las anteriores nociones de la composicin de la atmsfera tuvieron que ser revisadas (vasetabla 2).

TABLA 2. Composicin del aire (definida en 1894)Gas Porcentajepor volumen

Nitrgeno 78Oxgeno 21Argn 1Bixido de carbono 0,04

El rompecabezas de Rayleigh quedaba por completo resuelto. Cuando el nitrgeno espreparado a partir del aire mediante el simple procedimiento de eliminar el oxgeno, elargn permanece y su mayor densidad eleva la densidad absoluta de la mezcla. Por otraparte, puesto que el argn no se combina con otras sustancias, los compuestos denitrgeno, sin embargo, formados, no contienen argn. Por tanto, cuando el nitrgenomolecular se forma de cualquier compuesto nitrogenado, slo se obtiene nitrgeno yningn argn. O sea, el nitrgeno amoniacal puro tiene la verdadera densidad del

nitrgeno, un 0,5% inferior al del nitrgeno atmosfrico contaminado por el argn.


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3. LA FAMILIA DEL ARGNLa tabla de Mendeliev

Por tanto, queda perfectamente claro que el gas de Cavendish era argn, y queCavendish tuvo una muestra de argn a su alcance ms de un siglo antes de su formaldescubrimiento. Mirando hacia atrs, ya pasada la ocasin, parece lamentable que eldescubrimiento de Cavendish fuese ignorado. Por otra parte, la prdida para la ciencia nofue tan grande como pudo haber sido.

Con mucha frecuencia, cuando se ignora un descubrimiento cientfico es porque seadelant a su tiempo. Con esto quiero indicar que otros aspectos de la ciencia todava nohan avanzado hasta el punto de que el descubrimiento pueda ser utilizado adecuadamente.Los cientficos, al no saber qu hacer con un descubrimiento que parece desembocar en uncallejn sin salida, muestran tendencia a dedicarse a otros descubrimientos que puedendesarrollar y emplear convenientemente.

Si los qumicos en general hubiesen reconocido el hecho de que Cavendish habadescubierto un nuevo gas inerte, habran adquirido el conocimiento del gas, pero nada ms.El estado de la qumica, en 1785, no les poda permitir continuar ms adelante. Ni siquierales hubiera permitido preparar el nuevo gas en cantidad.

Sin embargo, en 1894 se haba desarrollado una nueva perspectiva de loselementos, que mostraban el camino para lgicos pasos adicionales y nuevos

descubrimientos. El argn era de tanta importancia para las teoras qumicas de 1894 quesu descubrimiento fue seguido con anhelo y beneficiosamente, lo cual no habra sidoposible en 1785.

La utilizacin apropiada del descubrimiento del argn fue posible como resultadode los trabajos de un qumico ruso, Dmitri Ivnovich Mendeliev (1834-1907).

En 1869, puso orden en la lista de elementos. Demostr que si los elementos erandispuestos en forma tabulada de acuerdo con su peso molecular, determinadas propiedadesvariaran de un modo regular y peridico, y elementos similares deberan caer en columnasen la tabla. Esto se llam tabla peridica de los elementos.

Una de estas propiedades regularmente variables es la valencia, un trminoempleado para representar el poder de combinacin de diferentes tipos de tomos.(Valencia se deriva de la palabra latina valens, valer). As, un tomo del elemento sodionunca se combina con ms de un tomo de cualquier clase. Por consiguiente, la valenciadel sodio es 1. Un tomo de calcio se combina o fija con otros dos tomos de un elemento;un tomo de aluminio se puede combinar con tres; un tomo de estao con cuatro. Enconsecuencia, la valencia del calcio es 2; la del aluminio es 3, y la del estao, 4.

Ahora supongamos que relacionamos los elementos conocidos en 1894 segn elorden de su peso atmico e incluimos la valencia de cada uno. Para evitar ciertascomplicaciones que se presentan cuando los pesos atmicos alcanzan valores superiores a45, relacionaremos solamente los dieciocho primeros elementos. Ser suficiente paraaclarar la cuestin (vase tabla 3).

TABLA 3.La valencia de los elementos con referenciaal peso atmico

Elemento Peso atmicoaproximado

Valencia

Hidrgeno 1,0 1

Litio 6,9 1Berilio 9,0 2Boro 10,8 3Carbono 12,8 4Nitrgeno 14,0 3Oxgeno 16,0 2Flor 19,0 1


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Sodio 23,0 1Magnesio 24,3 2Aluminio 27,0 3Silicio 28,1 4Fsforo 31,0 3Azufre 32,1 2Cloro 35,5 1Potasio 39,1 1Calcio 40,1 2

Escandio 45,0 3Como puede observarse en dicha tabla, el valor de la valencia se mueve arriba y

abajo con un ritmo muy claro que parece no dejar brechas. Cmo puede un nuevoelemento encajar en semejante lista sin trastocar el ritmo? (Antes de 1869, los nuevoselementos eran colocados en la lista sin que se hiciesen tales preguntas, pero despus de1869 estas preguntas tenan que ser planteadas).

Una idea surgi de inmediato. Puesto que el argn pareca completamente inerte ysus tomos no se fijaban con ningn otro, poda asegurrsele una valencia de cero. Unelemento con una valencia de 0 poda entonces ser situado en el esquema entre elementoscontiguos con valencias de 1. El esquema regular de valencia ya no sera entonces 4, 3, 2,1, 1, 2, 3, 4, sino 4, 3, 2, 1, 0, 1, 2, 3, 4. El ritmo no quedaba trastornado en absoluto; enrealidad, haba mejorado.

No obstante, dnde poda ser incluido el argn en la lista? En la corta lista dedieciocho elementos expuestos en la tabla 3 hay tres pares de elementos contiguos convalencias de 1: hidrgeno-litio, flor-sodio y cloro-potasio. Otros aparecen ms adelante enla lista completa de elementos. Entre cules de estos pares podra colocarse el argn?

Podemos guiarnos por el peso atmico del argn, el cual cabe determinarlo por sudensidad. La densidad del argn es 1,425 mayor que la del nitrgeno. Por lo tanto, lamolcula de argn debe pesar 1,425 veces ms que la molcula de nitrgeno. Sabemos queel nitrgeno est formado por dos tomos de nitrgeno; lo que necesitamos saber, acontinuacin, es cuntos tomos de argn se encuentran en la molcula de argn.

Se averigu que la molcula de argn constaba de un solo tomo. El argn era ungas monoatmico. Esto constituy otra sorpresa para los qumicos. Los otros elementosgaseosos hidrgeno, nitrgeno, oxgeno, flor y cloro eran todos ellos gasesbiatmicos, con molculas formadas cada una de dos tomos. El argn fue la primera

excepcin. Aparentemente, sus tomos eran tan inertes que no podan combinarse nisiquiera consigo mismos (Los tomos de nitrgeno son muy activos y se combinan conrapidez unos con otros. Es la combinacin N2, la que es inerte, e incluso entonces no es taninerte como el argn).

Los qumicos se convencieron de la naturaleza monoatmica del argn tras medir elcalor que poda absorber. Cuando se aade calor a un gas biatmico, la energa esabsorbida de dos formas. Las molculas individuales se mueven en lnea recta cada vezcon mayor rapidez, y tambin caen una y otra vez (como pequeas pesas), cada vez msrpidamente. Un gas monoatmico puede absorber calor slo si mueve sus tomosvelozmente en lnea recta. Los de un solo tomo, al ser esfricos y sin forma de pesas, nopueden absorber energa por aumentar la proporcin de su cada. Adems, un gasmonoatmico absorbe menos calor, para el aumento de una temperatura dada, de como lo

hace un gas biatmico. Cuando se prob al argn de esta manera, absorbi la cantidad decalor que era de esperar si se compona de tomos individuales. En consecuencia, seconsider resuelto este problema.

En un volumen determinado de gas argn hay tantos tomos de argn comomolculas de nitrgeno hay en el mismo volumen de gas nitrgeno a la misma temperaturay presin. Si la densidad del argn es 1,425 veces la del nitrgeno, entonces un tomo de


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argn es 1,425 veces tan pesado como una molcula de nitrgeno. Puesto que la molculade nitrgeno contiene dos tomos de nitrgeno, un tomo de argn es 2,85 veces tanpesado como un tomo de nitrgeno. El peso atmico del nitrgeno es de 14, y el pesoatmico del argn debe ser 14 x 2,85, o sea, aproximadamente, de 40. Esto presentabainmediatamente un problema. Si el argn es aadido a la lista de los elementos y escolocado en la posicin que le concede su peso atmico, entonces su valencia trastoca elevidente ritmo que presentan los restantes elementos. Puede comprobarse esto en la tabla

4, donde solamente aparecen inscritos los elementos con pesos atmicos prximos a 40.TABLA 4.El lugar del argn con referencia al peso atmico

Elemento Peso atmico

aproximado

Valencia

Azufre 32,1 2Cloro 35,5 1Potasio 39,1 1Argn 40,0 0Calcio 40,1 2

Rayleigh y Ramsay observaron correctamente que el ritmo de la valencia no debe sertrastornado. En otras dos posiciones en la tabla peridica, tal como fue elaborada porMendeliev, un tomo ligeramente ms pesado fue colocado delante de un tomo un pocoms ligero con el propsito de conseguir que el ritmo de la valencia apareciese de modoordenado. Muy bien, entonces tenamos que afrontar otra situacin semejante.

La estricta adhesin al orden del peso atmico daba las valencias en la secuencia 2,1, 1, 0, 2. Lo que se requera era 2, 1, 0, 1, 2. Todo cuanto haba que hacer era colocar elargn una posicin ms adelante del potasio. La parte de la lista de elementos apareceraentonces tal como se muestra en la tabla 5.

TABLA 5.El lugar del argn con referencia a la valenciaElemento Peso atmico

aproximadoValencia

Azufre 32,1 2Cloro 35,5 1Argn 40,0 0Potasio 39,1 1Calcio 40,1 2

La regularidad del peso atmico quedaba alterada, pero se mantena el ritmo de lavalencia, y esto era lo ms importante.

Incluso as, en el mundo qumico exista una gran inquietud sobre este punto. Laexistencia del nuevo elemento, el ser inerte y su estado monoatmico eran, por s mismos,factores bastante perturbadores. El hecho de que pudiera ser incrustado en la tablaperidica con slo transgredir el orden del peso atmico pareca ser una indicacin segurade que algo estaba equivocado. El propio Mendeliev expuso su sospecha de que existaalgn error, y que lo que Rayleigh y Ramsay llamaban argn poda ser realmente, despusde todo, nitrgeno con un tomo trivalente (N3). ste, al fin y al cabo, tendra un peso tresveces ms elevado que un tomo de nitrgeno; o sea, aproximadamente, 42. Si nicamentepudiera suponerse que el N3 fuese inerte, entonces servira para este propsito tan biencomo el argn.La nueva columna

Si el argn tena que ser aceptado, deba encontrarse alguna clase de evidencia

adicional que pudiera consolidar su posicin movible en la tabla peridica. La evidenciasurgi del hecho de que si la tabla peridica deba tener una valuacin real, el argn nopoda existir como el nico gas de valencia cero. Tena que haber toda una familia de talesgases.

Mendeliev haba ordenado la tabla peridica en filas y columnas de tal modo queelementos con la misma valencia (y, adems, con propiedades muy similares) coincidan


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en las mismas columnas. La tabla 6 presenta las columnas a las que pertenecen loselementos de valencia 1 y 2, e incluye debajo del nombre de cada elemento su pesoatmico aproximado.

TABLA 6. Porcin de la tabla peridica (descrita en 1890)Valencia 2 Valencia 1 Valencia 1 Valencia 2

Hidrgeno1,0

Litio6,9

Berilio9,0

Oxgeno

16,0

Flor

19,0

Sodio

23,0

Magnesio

24,3Azufre32,1

Cloro35,5

Potasio39,1

Calcio40,1

Selenio79,0

Bromo79,9

Rubidio85,5

Estroncio87,6

Telurio127,6

Yodo126,9

Cesio132,9

Bario137,3

Debemos destacar que en la tabla 6 el yodo tiene un peso atmico inferior al deltelurio. ste es uno de los casos en que Mendeliev alter el orden del peso atmico. Lohizo para as poder colocar el telurio debajo del muy similar selenio, y el yodo debajo delmuy similar bromo: la similitud, en ambos casos, incluye no slo la valencia, sino otrasmuchas propiedades.

Supongamos ahora que se acepta la sugerencia de Rayleigh-Ramsay y que el argnes colocado en la posicin entre el cloro y el potasio. La porcin de la tabla peridica

sometida a discusin aparecera como en la tabla 7.TABLA 7. Porcin de la tabla peridica (definida en 1894)

Valencia 2 Valencia 1 Valencia 0 Valencia 1 Valencia 2Hidrgeno

1,0Litio6,9

Berilio9,0

Oxgeno16,0

Flor19,0

Sodio23,0

Magnesio24,3

Azufre32,1

Cloro35,5

Argn40,0

Potasio39,1

Calcio40,1

Selenio79,0

Bromo79,9

Rubidio85,5

Estroncio87,6

Telurio127,6

Yodo126,9

Cesio132,9

Bario137,3

Pero si el argn existe entre el cloro y el potasio, entonces debe representar a todauna familia de tales elementos, y se requiere una nueva columna. Tendra que haber un gas

noble entre el hidrgeno y el litio, otro entre el flor y el sodio, y as sucesivamente.Podemos numerarlos del modo siguiente:

Gas noble Entre

1 Hidrgeno y Litio

2 Flor y Sodio

3 Cloro y Potasio

4 Bromo y Rubidio

5 Yodo y Cesio

El propio argn es el gas noble 3; ahora podemos ver por qu la investigacin tenaque empezar la bsqueda de los otros gases nobles. Si no poda ser hallado, ninguno deesos otros gases, entonces parecera dudoso que el argn pudiera existir en su puesto slopor s mismo. En tal caso, resultara evidente que haba algo equivocado en lasconclusiones de Rayleigh-Ramsay. No obstante, si se descubran los otros gases nobles y si

sus pesos atmicos permitan su insercin en los lugares adecuados de la tabla peridica,entonces la conclusin de Rayleigh-Ramsay con respecto al argn quedara plenamenteestablecida.

Rayleigh, que en realidad era un fsico, sinti el impulso de su propia ciencia y yano dese permanecer por ms tiempo en los dominios ajenos de la qumica. Porconsiguiente, correspondi a Ramsay seguir adelante.


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Ramsay estaba atento a todas las referencias que se publicaran sobre cualquier gasque tuviese raras o sospechosas propiedades, y de inmediato se sinti interesado cuando seencontr con el informe de Hillebrand expuesto cuatro aos antes (vase pg. 12). Alparecer, el nitrgeno era absorbido por el mineral de uranio, uranita, pero la pruebaespectroscpica presentaba un interrogante. Estaban presente lneas inexplicables.

Seguramente se trataba de algo que haba que investigar ms a fondo. No disponade uranita, pero Ramsay fue capaz de obtener algo de cleveta, un mineral muy parecido.

Obtuvo el gas, tal como haba procedido Hillebrand; cuando Ramsay estudi suespectro, tambin encontr lneas que indiscutiblemente no eran las del nitrgeno. Adems,tampoco eran las lneas del argn.

Algo acerca de lneas desconocidas acudi a la memoria de Ramsay. En marzo de1895, encontr el antiguo informe dado por Lockyer (vase pg. 12) y se convenci a smismo de que la lnea espectral del gas que haba obtenido de la cleveta era la lnea deJanssen-Lockyer hallada en el espectro solar. Ramsay consult a Crookes, el descubridordel talio (vase pg. 11) y experto en anlisis espectroscpicos. Crookes estuvo de acuerdocon la conclusin de Ramsay.

Result evidente que el helio de Lockyer, el elemento del Sol, exista, al fin y alcabo, en la Tierra. En honor de Lockyer, Ramsay conserv el nombre, aunque hubiesepodido sin discusin adoptar el nuevo nombre que ms le acomodase. Hillebrand le

escribi a Ramsay, reconociendo su propio error al no continuar con las lneas misteriosas.Generosamente le cedi a Ramsay el crdito total del descubrimiento. Las propiedades delhelio parecan indicar que, al igual que el argn, era un gas noble, ya que no reaccionabacon otros elementos y estaba constituido por tomos individuales (Por cierto, todos losgases nobles son monoatmicos). Para determinar qu gas noble era, tan slo se necesitabaconocer su peso atmico. Por la densidad del helio, resultaba fcil comprobar que su pesoatmico era aproximadamente de 4. En consecuencia, era claramente el gas noble 1, yperteneca al espacio entre el hidrgeno y el litio.Aire lquido

El descubrimiento del helio fue suficiente para establecer el argn en su posicin yterminar con todas las discusiones. El helio ocupaba su lugar sin ninguna distorsin delpeso atmico. La posibilidad de que esto pudiera ser una coincidencia era demasiadoexigua para ser tenida en cuenta. La nueva columna exista!

Ramsay se dedic con afn a la bsqueda e investigacin de los restantes gasesnobles. En esta tarea le ayudaba ahora un joven auxiliar, el qumico ingls Morris WilliamTravers (nacido en 1872).

Pareca lo mejor concentrarse en la atmsfera. No se esperaba que los gases noblesformasen compuestos y, por consiguiente, deban existir en forma libre, gaseosa. El lugarapropiado para los gases libres era la atmsfera. El argn haba sido localizado en ella;aunque el helio fue hallado absorbido en minerales, tambin fue descubierto en laatmsfera unos pocos meses despus de que Ramsay anunciara su existencia.

Sin embargo, la investigacin en la atmsfera no iba a resultar fcil. Identificar elargn haba sido una tarea relativamente sencilla debido a que constitua alrededor del 1%de la atmsfera; en realidad, una cantidad muy grande. El helio estaba presente encantidades mucho menores, y los restantes gases nobles podan, en el peor de los casos,

hallarse en cantidades todava ms pequeas. Hurgar a travs de las miradas de molculasen el aire para extraer el ocasional tomo de los restantes gases nobles poda llegar a sermuy difcil.

Por suerte para Ramsay, el descubrimiento del argn ya no estaba demasiadoadelantado para su tiempo. Precisamente acababa de producirse un nuevo descubrimientoque convirti lo casi imposible en muy posible. Sucedi del modo siguiente:


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Durante cien aos, los qumicos haban estado intentando conseguir temperaturasmuy bajas: temperaturas a las cuales todos los gases se convirtiesen en lquido. Algunosgases, como el cloro o el amonaco, eran fciles de licuar. El cloro se volva lquido a unatemperatura de 34,6 C y el amoniaco a 33,4 centgrados. Los qumicos podanconseguir tales temperaturas (no peores que un da de invierno en Dakota del Norte) confacilidad. Podan incluso licuar estos gases a temperatura ambiental con slo colocarlos asuficiente presin.

Sin embargo, durante largo tiempo gases como el oxgeno, nitrgeno e hidrgenoresistieron sus mayores esfuerzos. Se consiguieron temperaturas de 100 grados C, oinferiores, y, no obstante, aquellos elementos continuaban en estado gaseoso. Hastallegaron a ser llamados gases permanentes.

Pero hasta el ao 1877 un fsico francs, Louis Paul Cailletet (1832-1913), noconsigui inventar unas tcnicas que permitan obtener temperaturas suficientemente bajaspara licuar el oxgeno y el nitrgeno. Se demostr que el primero slo se licuaba a 183C, y el segundo a la an ms baja temperatura de 195,8 grados centgrados.

Esto significaba que el propio aire, que estaba casi por entero formado por oxgenoy nitrgeno, poda ser licuado. Durante cerca de treinta aos despus de la demostracin deCailletet, la cantidad que pudo ser licuada de una sola vez era muy pequea y el airelquido nicamente poda obtenerse para experimentos de laboratorio a pequea escala.

Sin embargo, en 1895, el mismo ao en que Ramsay descubri el helio, un qumicoalemn, Karl von Linde (1842-1934), desarroll los mtodos para producir aire lquido engran cantidad. En realidad, esto fue una suerte, puesto que el aire lquido poda seranalizado en busca de componentes menores mucho ms fcilmente que el aire gaseoso.

Si el lquido est formado de una mezcla de varios componentes con distintospuntos de ebullicin, esos componentes pueden ser separados mediante una cuidadosaebullicin, en un proceso conocido como destilacin fraccionada. Mientras hierve lamezcla, el componente con el punto de ebullicin ms bajo aparece en primer lugar. Porconsiguiente, la primera muestra (o fraccin) de vapor es particularmente rica en estecomponente. Las fracciones posteriores contienen mayor cantidad de un componente conun punto de ebullicin ms elevado; muestras aun ms posteriores abundan encomponentes de puntos de ebullicin todava ms elevados, y as sucesivamente. El lquidoque queda, al disminuir de volumen, gradualmente se enriquece ms en los componentes

con los puntos de ebullicin ms elevados.Si el aire lquido se deja hervir lentamente, el nitrgeno, que tiene un punto de

ebullicin inferior al oxgeno, aparece en primer lugar. Las tempranas fracciones de gasson ricas en nitrgeno, mientras que las porciones de aire lquido que quedan detrsabundan en oxgeno. En realidad, el mtodo ms adecuado para preparar gases denitrgeno y de oxgeno puros, desde mediados de la dcada de los treinta, es mediante ladestilacin fraccionada del aire lquido.

Pero qu ocurre con cualquiera de los gases nobles que pueda estar presente en laatmsfera? Cuando es licuado el aire, el contenido de gas noble tambin queda licuado, ycada gas noble puede ser aislado por separado mediante un cuidadoso fraccionamiento delaire lquido.

El punto de ebullicin del argn es de 185,7 grados centgrados, que se halla entre

los del oxgeno y el nitrgeno. Tiende a aparecer despus del nitrgeno y antes deloxgeno. Existan buenas razones para suponer que los gases nobles ms densos que elargn (gas noble 4 y gas noble 5) tendran puntos de ebullicin ms elevados que eloxgeno; mientras que el todava sin descubrir gas noble que fuese menos denso que elargn (gas noble 2) tendra un punto de ebullicin inferior al del nitrgeno.


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Se deduce, pues, que si una cantidad de aire lquido fuese destiladometiculosamente, la primera aparicin de gas que brotase sera rica en gas noble 2. Sicasi todo el aire lquido fuese hervido muy lentamente, la porcin final de lquido sobrantesera rica en gas noble 4 y gas noble 5.

Ramsay y Travers se dedicaron a investigar el aire lquido y obtuvieron un litro enmayo de 1898. Lo hirvieron con sumo cuidado hasta que slo qued 1/40 de la cantidadoriginal. Entonces dejaron que se evaporase la cantidad final; luego recogieron el gas, lo

calentaron y lo estudiaron con el espectroscopio. Mostraba una lnea de amarillo brillanteque no apareca en la posicin de cualquiera de las lneas de helio, argn o nitrgeno.

Midieron con sumo cuidado la densidad del gas y consiguieron demostrar que eraconsiderablemente ms denso que el argn. En realidad, por su densidad tuvieron unarazonable seguridad de que era gas noble 4 y que se hallaba entre el bromo y el rubidio.Recibi el nombre de criptn, derivado de la palabra griega krypton, que significaoculto, debido a que permaneci escondido durante tanto tiempo en la atmsfera, sin serdescubierto.

El da siguiente al descubrimiento, el joven Travers fue examinado para el grado dedoctor y aprob.

En la bsqueda de los restantes gases nobles, Ramsay y Travers siguieron un atajo.Cuando el oxgeno y el nitrgeno eran separados del aire por reaccin qumica, dejando

atrs el argn, todos los dems gases nobles en la atmsfera quedaban tambin atrs, yaque las reacciones qumicas que bastaban para aislar el oxgeno y el nitrgeno no afectabana ninguno de los gases nobles.

Por consiguiente, por qu, en vez de fraccionar aire lquido, no intentar fraccionarargn lquido? Puesto que el argn constitua nicamente el 1% del aire original, los gasesnobles contenidos en el argn estaban cien veces tan concentrados como lo estaban en elaire. Seran as mucho ms fciles de descubrir.

Inmediatamente despus del descubrimiento del criptn, Ramsay y Travers licuaron3 litros de argn para formar unos 4 centmetros cbicos de argn lquido. ste fuecuidadosamente hervido, y la primera fraccin de gas produjo al instante un espectro quedemostr que haba sido localizado el gas noble 2, entre el flor y el sodio. Fue llamadonen, de la palabra griega neos, nuevo, como resultado de una sugerencia hecha por el

joven hijo de Ramsay. El descubrimiento fue realizado en junio de 1898.

El nen y el criptn slo estaban presentes en la atmsfera en nfimas cantidades.Pareca bastante probable que el todava sin descubrir gas noble 5 estuviese presente encantidades aun ms pequeas. Tendran que emplearse mayores cantidades de argnlquido.

De estas cantidades mayores, se obtuvo todo el criptn posible. Este criptn fueentonces licuado y hervido luego muy cuidadosa y lentamente. Si estaba presente el gasnoble 5, sera ms denso que el criptn y tendra un punto de ebullicin ms elevado. Enconsecuencia, una vez que el criptn lquido fuese hervido hasta aislarlo, la ltima porcinde lquido deba ser rica en gas noble 5.

Y as era. El espectroscopio lo demostr de inmediato, y en julio de 1898, sedescubri el gas noble 5, que fue colocado entre el yodo y el cesio. Se le llamxenn, dela palabra griegaxeros, extrao.

En julio de 1898, la porcin de la tabla peridica que hemos estado considerando,present el orden de la tabla 8.TABLA 8. Porcin de la tabla peridica (definida en 1898)

Valencia 2 Valencia 1 Valencia 0(gases nobles)

Valencia

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Asimov- Isaac - Los Gases Nobles