Asimov Los Gases Nobles

LOS GASES NOBLES

Isaac Asimov

PLAZA & JANES, SA editores

L o s g a s e s n o b l e s I s a a c A s i m o v

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NDICE

NDICE ................................................................................................. 3 LISTA DE TABLAS ............................................................................... 5 1. ANTES DEL PRINCIPIO .................................................................. 6

Van Helmont tropieza con el caos .................................................... 6 Los gases de aire ............................................................................. 7 La burbuja de Cavendish .................................................................. 9 Lneas de luz .................................................................................. 11 El gas atrapado ............................................................................... 14

2. ARGN .......................................................................................... 15 La hiptesis de Prout ...................................................................... 15 El rompecabezas de Rayleigh ........................................................ 17 La respuesta de Ramsay ................................................................ 19

3. LA FAMILIA DEL ARGN .............................................................. 22 La tabla de Mendeliev ................................................................... 22 La nueva columna .......................................................................... 26 Aire lquido ...................................................................................... 30 Radiactividad .................................................................................. 33

4. TOMOS DE GAS NOBLE ............................................................ 36 Nmero atmico ............................................................................. 36 Istopos .......................................................................................... 38 Protones y neutrones ...................................................................... 42 Capas electrnicas ......................................................................... 46

5. SUMINISTRO DE GAS NOBLE ..................................................... 51 La constitucin del Universo ........................................................... 51 Formacin del helio ........................................................................ 53 Formacin del argn ....................................................................... 55 Gases nobles en la atmsfera ........................................................ 57

6. USOS DE LOS GASES NOBLES .................................................. 61 Argn .............................................................................................. 61 Nen ............................................................................................... 62 Criptn y xenn ............................................................................... 64

7. HELIO ............................................................................................. 66 Ligereza .......................................................................................... 66 Inercia ............................................................................................. 69 Licuacin ......................................................................................... 71 Las proximidades del cero absoluto ............................................... 76

8. LA INERCIA DE LOS GASES NOBLES......................................... 81 Compuestos enjaulados ................................................................. 81 Potencial de ionizacin ................................................................... 83 Potenciales de ionizacin de los gases nobles ............................... 87 tomos aceptantes de electrones ................................................... 89

9. FLOR ........................................................................................... 92 El reconocimiento del flor .............................................................. 92 El aislamiento del flor .................................................................... 93 El pronstico de Pauling ................................................................. 95 Hexafluoruro de uranio ................................................................... 97

10. COMBINACIONES DEL GAS NOBLE ....................................... 100


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Hexafluoruro de platino ................................................................. 100 Xenn y flor ................................................................................. 101 Xenn y oxgeno ........................................................................... 103 Usos de los compuestos de gas noble ......................................... 105 Comentarios finales ...................................................................... 106

ALGUNOS DATOS NOTABLES EN LA HISTORIA DEL GAS NOBLE109 NDICE DE MATERIAS .................................................................... 111


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LISTA DE TABLAS

TABLA 1. Composicin del aire (descrita en 1890) .............................. 11 TABLA 2. Composicin del aire (definida en 1894) .............................. 20 TABLA 3. La valencia de los elementos con referencia al peso atmico23 TABLA 4. El lugar del argn con referencia al peso atmico ............... 24 TABLA 5. El lugar del argn con referencia a la valencia ..................... 26 TABLA 6. Porcin de la tabla peridica (descrita en 1890) .................. 27 TABLA 7. Porcin de la tabla peridica (definida en 1894) .................. 27 TABLA 8. Porcin de la tabla peridica (definida en 1898) .................. 32 TABLA 9. Composicin del aire (tal como se define hoy en da) .......... 33 TABLA 10. Porcin de la tabla peridica (definida en 1910) ................ 35 TABLA 11. Porcin de la tabla peridica (tal como es definida en la actualidad) 37 TABLA 12. Istopos estables del Helio, Nen y Argn ......................... 40 TABLA 13. Istopos estables del Criptn y Xenn ............................... 40 TABLA 14. Istopos que se encuentran naturalmente en el Radn ..... 41 TABLA 15. Estructura nuclear de Istopos de Helio, Nen y Argn ..... 43 TABLA 16. Estructura nuclear de Istopos de Criptn, Xenn y Radn45 TABLA 17. Distribucin de electrones en los elementos de valencia-2 47 TABLA 18. Distribucin de electrones en los elementos de valencia-1 48 TABLA 19. Distribucin de electrones en los gases nobles ................. 50 TABLA 20. Abundancia de elementos en el Universo .......................... 52 TABLA 21. Proporciones atmicas de los gases nobles en la atmsfera57 TABLA 22. Masa total de gases nobles estables en la atmsfera ........ 59 TABLA 23. Masa total de algunos istopos estables de gas noble en la atmsfera 60 TABLA 24. Densidades de los diversos gases ..................................... 67 TABLA 25. Solubilidad de algunos gases corrientes ............................ 70 TABLA 26. Solubilidad de los gases nobles ......................................... 71 TABLA 27. Puntos de ebullicin de algunos gases que hierven a baja temperatura 73 TABLA 28. Puntos de ebullicin de los gases nobles ........................... 75 TABLA 29. Puntos de fusin de algunos gases ................................... 76 TABLA 30. Potenciales de ionizacin de los metales alcalinos ............ 86 TABLA 31. Potenciales de ionizacin de los gases nobles .................. 87 TABLA 32. Los elementos ms electronegativos ................................. 90


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1. ANTES DEL PRINCIPIO

De 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 qued asombrado. La persona ajena a la qumica puede, lgicamente, sentirse sorprendida ante tanta excitacin. Por qu resulta tan sorprendente que se puedan obtener compuestos de gas noble? 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 ha consistido en un asombroso e inesperado acontecimiento uno tras otro. Aun cuando los gases nobles son muy poco corrientes y tienen solamente unos pocos usos especializados, ninguna otra sustancia en todo el mundo ha tenido tras ella una historia tan dramtica. Parte del drama empieza varios siglos antes de que los gases nobles fuesen descubiertos en realidad. Comienza en los difuminados aos del siglo XVIII, cuando la sustancia de gran atractivo en los titulares cientficos no era nada ms que... aire. Para deliberar sobre el aire, debemos remontarnos muy lejos en el tiempo.

Van Helmont tropieza con el caos

Los hombres han apreciado siempre la importancia del aire; hasta los tiempos modernos, siempre han sentido cierto temor reverente por dicho elemento. Despus de todo, no puede ser visto ni sentido y parece no tener peso; no obstante, cuando est en movimiento en forma de una rfaga huracanada, puede provocar una enorme destruccin. Por consiguiente, no debe sorprendernos que para muchos pueblos antiguos, dioses y demonios parecan cabalgar sobre el estampido de la tormenta. Con frecuencia, las palabras empleadas para designar el aire en sus diversas formas llegaron a tener tambin ms significados misteriosos. La palabra latina spiritus, por ejemplo, que se refiere al aire en la forma de hlito, lleg a ser aplicada tambin a los seres sobrenaturales. As, lquidos que se evaporan fcilmente y parecen desaparecer en el aire, continan siendo llamados espritus, de manera que mencionamos los espritus del alcohol y los espritus de la trementina..., pero tambin citamos los espritus celestiales. La palabra alemana Geist significa a la vez hlito y seres sobrenaturales, del mismo modo, y se ha infiltrado en el idioma ingls con el trmino ghost. Los antiguos filsofos griegos intentaron considerar el aire de un modo ms positivo 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 la formacin del Universo. Para aquellos antiguos, el aire era una sustancia simple, y cualquier cosa que se evaporaba o humeaba, cualquier cosa que se transformaba en vapor o humo, simplemente se haba convertido en aire.


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El primer hombre en comprender que todas las formas de aire no eran necesariamente la misma sustancia fue un qumico flamenco, Jan Baptiste van Helmont (1577-1644). Este cientfico estudi vapores de todas clases, obtenidos no slo cuando los lquidos 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 quemar madera; y puesto que, con toda claridad, no se comportaba como el aire corriente, no deseaba llamarlo aire. En la bsqueda de una nueva palabra (segn una historia), investig la mitologa griega. Los griegos imaginaron que el Universo, en el principio, consisti en toda clase de formas de materia en una gran y desorganizada mezcla. Esta materia primitiva, 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 caos sobrante. No tena forma ni figura, y diferentes sustancias similares al aire se mezclaban fcilmente en una grande y desorganizada amalgama. Van Helmont decidi llamar a todas esas 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 ser admitido como una sustancia diferente. El trmino fue aceptado en algunos pases de Europa, probablemente por su similitud con la palabra alemana Geist. (Incluso es posible que Van Helmont derivara la palabra de Geist, ms que de caos). Sin embargo, en Inglaterra el trmino aire para designar 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 consegua obtener 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 el cual describa sus experimentos con gases. Ide mtodos para conducir gases, mientras se iban formando, a travs de tubos hasta recipientes de agua en posicin vertical. El gas burbujeaba hacia arriba a travs del agua, impulsndola fuera del recipiente. Por ltimo, el recipiente tan slo contena gas que entonces poda ser estudiado con comodidad. Hales fue capaz de describir algunas propiedades de gases, como el bixido de carbono de Van Helmont. Tambin estudi aquellos gases que ahora llamamos hidrgeno, monxido de carbono, metano y bixido sulfuroso. Determinados gases son solubles en el agua. Cuando son conducidos a un recipiente 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 de recipientes que contenan mercurio en vez de agua. De este modo, en la dcada de 1770, se convirti en el primer investigador en recoger y estudiar gases solubles en agua, como los ahora conocidos por amonaco y cloruro de hidrgeno.


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Sin embargo, todos estos gases eran sustancias especiales producidas en el laboratorio por qumicos. El aire, en s mismo, continuaba siendo el gas, y durante la mayor parte del siglo XVIII se le seguira considerando como un elemento, es decir, como un bloque fundamental constructor del Universo que no poda ser disociado en ninguna otra 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 se eliminaban 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 la dcada de 1750, cuando un qumico escocs, Joseph Black (1728-1799), estudi meticulosamente el bixido de carbono. Entre otras cosas, descubri que, cuando este gas 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 al aire, sufra el mismo cambio. Con lentitud, quiz, pero con plena seguridad. Para l, esto pareca indicar que el aire corriente contena pequeas cantidades de bixido de carbono. A pesar de ello, la cantidad de bixido de carbono presente era difcil de apreciar; poda ser considerada 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, pronto se apagaba. Sin embargo, la vela no consuma todo el aire. En realidad, tan slo gastaba, en comparacin, una pequea proporcin. Entonces, por qu se apagaba? Black encarg la solucin de este problema a un discpulo suyo, el qumico escocs Daniel Rutherford (1749-1819). Rutherford aisl la porcin de aire que no era consumida por la vela encendida y descubri que nada poda arder dentro de dicha porcin de aire. Ni podan vivir en ella los ratones. Esto tambin suceda con el bixido de carbono, pero la porcin 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 el siglo XVIII los qumicos crean que la combustin de una sustancia liberaba flogisto en el aire y que nicamente mediante el flogisto poda continuar ardiendo. En consecuencia, Rutherford decidi que su gas era simplemente aire que haba absorbido todo el flogisto que poda contener, por lo cual lo llam aire flogisticado. En cuanto tuviese todo el flogisto que poda contener, ya no aceptaba ms, y nada poda arder en su seno. Mientras, Priestley estaba estudiando el aire desde otro ngulo. Calent mercurio hasta que parte de l se combin con el aire para formar una sustancia pulverulenta, de color rojo ladrillo, que ahora llamamos xido de mercurio. Priestley consigui separar esta combinacin de mercurio y aire, la coloc en un recipiente de cristal, y la calent mediante una amplia lupa que concentraba la luz solar sobre la mezcla. La combinacin mercurio/aire se fragment; algunas gotitas de mercurio lquido aparecieron en la superficie 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 partculas estallaban en verdaderas llamas. Al parecer, el gas de Priestley era la anttesis del gas de Rutherford. El gas de Priestley apareca como excepcionalmente bajo en flogisto; en consecuencia, aceptaba ms

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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flogisto con excepcional rapidez y los objetos ardan vorazmente en su seno. Cuando Priestley 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 la Qumica moderna. Pero fue Lavoisier, quien, con algunos otros, introdujo finalmente la terminologa qumica moderna, de modo que hablamos de bixido de carbono en vez de gas sylvestre y de sulfato de cobre en lugar de vitriolo azul. Lavoisier, al emplear el trmino 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 otras se enmohecan. Descubri que, en cada caso, slo se consuma una parte del aire. A la luz de los descubrimientos de Priestley, Lavoisier lleg a la conclusin de que, en lugar de dedicarse a experimentar sobre el flogisto, toda la investigacin poda quedar fcilmente resuelta suponiendo que el aire no era un elemento, sino una mezcla de por lo menos dos gases, que probablemente eran elementos. Uno de estos gases, segn Lavoisier, poda soportar la combustin. Los objetos inflamables ardan en su presencia y se combinaban con l en el proceso. Lavoisier llam a este 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 apagaban y los ratones moran. Lavoisier le denomin zoe, del griego a, partcula negativa, y zoe, vida, gas impropio para la vida, pero el trmino nitrgeno (que produce nitro) fue adoptado ms tarde porque el gas era esencial en la estructura del mineral nitro o salitre corriente. Debido a los estudios que realizara Priestley sobre su aire desflogisticado, hoy da se le considera el descubridor del oxgeno. Los trabajos de Rutherford sobre el aire flogisticado le han convertido en el descubridor del nitrgeno. Sin embargo, el anlisis de la situacin que hiciera Lavoisier fue ms importante que cualquiera de los dos anteriores descubrimientos en s mismos. Como resultado de los trabajos de Lavoisier, qued demostrado que el aire filtrado seco tena una composicin de aproximadamente una quinta parte de oxgeno y cuatro quintas de nitrgeno, con mnimas cantidades de otros gases.

La burbuja de Cavendish

sta 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 el problema de los gases, ya que, en 1766, haba informado con algn detalle sobre las propiedades de un gas extrao que haba obtenido, haciendo reaccionar cidos con metales. El gas en cuestin era sumamente inflamable y de una extraordinaria luminosidad; ms tarde, Cavendish descubri que cuando este gas arda, formaba agua. Lavoisier, al enterarse, denomin enseguida al gas hidrgeno (que produce agua). El hidrgeno haba sido obtenido mucho antes de Cavendish; tanto Van Helmont como Hales haban trabajado con este gas. No obstante, los estudios de Cavendish eran los primeros en ser sistemticos y detallados, por lo que suele considerarse como el descubridor del gas.


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En 1785, Cavendish experiment directamente con aire. Por el estado de sus trabajos, 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 que arden. El gas que queda despus que el oxgeno desaparece recibi su nombre nicamente debido a que no haca nada. Cmo se poda estar seguro de que slo haba una sustancia en el aire que no haca nada? No era posible que hubiese dos, tres, cuatro, o cualquier nmero de gases que eran por completo diferentes, excepto que ninguno de ellos poda permitir la combustin? Al fin y al cabo, el bixido de carbono no soporta la combustin ni tampoco el vapor de agua. Si el bixido de carbono y el vapor de agua se mezclaban con nitrgeno, la mezcla 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 alguna caracterstica positiva. Por ejemplo, si la mezcla fuese enfriada hasta por debajo del punto de congelacin del agua, la mayor parte del vapor de agua se solidificara en hielo. Si lo que quedase fuera burbujeado a travs de agua, la mayor parte del bixido de carbono se disolvera. Lo que quedase impermeable al fro ordinario, insoluble en agua sera nitrgeno. Pero lo sera? Poda tenerse la certeza de que no haba otros gases que no soportasen la combustin y que tampoco eran afectados por el fro y el agua? Si ste era el razonamiento de Cavendish, entonces resultaba imperativo para l hallar algo que hiciese el nitrgeno, y comprobar si todo el gas que fue llamado nitrgeno lo hiciera realmente. Para sus propsitos, Cavendish recurri a la electricidad. En el siglo XVIII, la corriente elctrica, ahora tan familiar para nosotros, no era conocida, pero los artefactos de electricidad esttica eran populares. En tales artefactos poda producirse una carga elctrica mediante friccin, que era almacenada. Cuando la carga acumulada llegaba a ser suficientemente potente, poda hacerse saltar una chispa a travs de una pequea cantidad de aire. Cuando esta chispa elctrica saltaba a travs del aire, el nitrgeno y el oxgeno de sus proximidades eran obligados a cambiarse, formando compuestos que eran solubles en agua, aunque el nitrgeno y el oxgeno, individualmente, no lo eran. Aqu haba algo que poda dar resultados significativos. Si las chispas elctricas eran 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 el oxgeno 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 aire hubiese quedado eliminada. Pero, en primer lugar, el aire contiene nicamente una quinta parte de oxgeno. Este oxgeno se combina aproximadamente con la mitad de su peso de nitrgeno, o sea, que, cuando una cuarta parte del aire ha quedado eliminada, ya no queda oxgeno. En consecuencia, Cavendish aadi oxgeno puro adicional al aire hasta conseguir una mezcla de gas compuesto de cinco partes de oxgeno por tres partes de nitrgeno. En estas condiciones, casi cada porcin de aire se transformaba por fuerza en una combinacin soluble en agua. Pareca, pues, que el gas llamado nitrgeno era realmente nitrgeno durante todo el proceso. Pero haba algo ms. Aqu tenamos el primer aspecto teatral. Permaneca una pequea burbuja de gas que no se combinaba con oxgeno! Cavendish aadi un poco de oxgeno, produciendo chispa tras chispa, despus elimin el oxgeno, y descubri que la minscula


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porcin restante de gas continuaba intacta. Continu provocando destellos durante semanas sin ningn efecto visible en la burbuja final. Aquella ltima porcin de gas, que se comportaba de modo diferente que el oxgeno y el nitrgeno, vena a ser aproximadamente el 1/120 de la muestra de aire original, segn los clculos de Cavendish. De esto poda extraerse la conclusin de que cerca 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 con propiedades ms bien extraas. Ya resultaba bastante difcil el forzar al nitrgeno para que se combinara con el oxgeno. nicamente el calor, por ejemplo, no lo consegua (y por suerte que fuera as, ya que en caso contrario la atmsfera se convertira en llamas ante la simple accin de encender un fsforo). Una chispa elctrica sin duda alguna forzara a unirse 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 la combinacin. (De no ser por esto, la atmsfera estallara en llamas al primer relmpago, ya que 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 con otras sustancias, excepto en determinadas condiciones, puede ser considerado como el resultado de la inercia, o una especie de pereza. Sin embargo, el gas de Cavendish era mucho ms inerte que el nitrgeno. De hecho, pareca completamente inerte; y, por entonces, nada parecido se conoca en qumica. Tal vez la propia rareza de un gas tan completamente inerte (un gas noble, como se le llama en la actualidad) ms bien trastorn a los qumicos, que mostraron tendencia a seguir por otros caminos. Nadie sigui investigando basndose en el informe de Cavendish, 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 aire puro, era la expuesta en la tabla 1.

TABLA 1. Composicin del aire (descrita en 1890)

Gas Porcentaje por volumen

Nitrgeno 79

Oxgeno 21

Bixido de carbono 0,04

Lneas de luz

El 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.


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Este segundo descubrimiento era completamente distinto al de Cavendish. Afectaba ms a la luz que a la electricidad, y no era en absoluto un asunto qumico. Ms bien podra ser 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 un trozo triangular de cristal (un prisma) se esparca en una franja de colores. Newton llam a esta franja de colores spectrum, una palabra latina que se empleaba para denominar cualquier aparicin fantasmal, ya que los colores aparecan donde antes nada haba sido visible y podan ser vistos, pero no sentidos, al igual que tantos espectros. (La misma sucesin de colores aparece en el arco iris; en realidad, el arco iris es un espectro que tiene lugar de manera natural formndose cuando la luz solar pasa a travs de gotitas de agua que quedan suspendidas en el aire inmediatamente despus de una lluvia). Enseguida result evidente que este descubrimiento era de la mayor importancia en la investigacin de la luz. No obstante, durante cerca de dos siglos, nadie sospech que tambin 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 que empleaba para construir sus instrumentos, y estaba probando sus efectos sobre un rayo de luz solar que surga de una estrecha hendidura y seguidamente pasaba a travs de un prisma. Fraunhofer observ que los espectros que se formaban estaban cruzados por numerosas rayas oscuras. Midi la posicin de varias de estas rayas y rotul las ms destacadas 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 Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887). Consigui demostrar que cuando los elementos eran calentados 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 fondo oscuro. En otras condiciones, un elemento poda ser inducido a producir una banda idntica de lneas oscuras contra un teln de fondo de color continuo. Kirchhoff, en colaboracin con el qumico alemn Robert Wilhelm von Bunsen (1811-1899), construy un espectroscopio, un aparato mediante el cual poda producir las rayas y medir su posicin. Demostr que cada elemento produca una banda especfica de rayas distintas de la de cualquier otro elemento. En efecto, ningn elemento produca siquiera ni una simple raya que estuviera exactamente en la misma posicin que una raya particular producida por otro elemento. (Era como si cada elemento produjera su propia huella dactilar de luz). Si se calentaba un mineral hasta el punto en que resplandeca, las diversas rayas que produca eran suficientes para indicar la naturaleza de los elementos presentes. En 1859, Kirchhoff y Bunsen haban establecido una nueva tcnica qumica, el anlisis espectroscpico. En consecuencia, si un mineral calentado produca una o ms rayas espectrales que aparecan en nuevas posiciones que no duplicaban las posiciones de las rayas de ninguno de los elementos conocidos, existan slidas razones para sospechar la existencia de un nuevo elemento. En 1860, Kirchhoff y Bunsen localizaron nuevas rayas en el espectro formado por calentamiento de un determinado mineral; por tanto, dedujeron la presencia de un nuevo elemento. Le llamaron cesium (cesio) de una palabra latina que significa cielo azul, debido al color de la nueva raya. Al ao siguiente, descubrieron otro elemento 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 aos siguientes: thallium (talio, rama verde), por el fsico ingls William Crookes (1832-1919),


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en 1861, y el indium (indio, ail) por dos mineralogistas alemanes, Ferdinand Reich (1799-1882) y Hieronymus Theodor Richter (1824-1898), en 1863. En cada caso, una vez quedaba sealado el nuevo elemento, el mineral poda ser tratado mediante procedimientos qumicos corrientes, y el elemento resultante era aislado y estudiado. En consecuencia, casi de inmediato, la Espectroscopia consigui un enorme prestigio. Pareca evidente que las rayas oscuras que Fraunhofer haba observado en el espectro de la luz solar deban ser producidas por elementos en el Sol. Un astrnomo sueco, Anders Jonas Angstrm (1814-1874), estudi meticulosamente el espectro solar en 1861 y demostr que algunas de sus rayas ocupaban posiciones idnticas que las producidas por hidrgeno incandescente. Por consiguiente, poda extraerse la conclusin de 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 y demostr cules eran los elementos especficos que podan ser localizados en ellos. El anlisis espectroscpico estaba progresando rpidamente de triunfo en triunfo y estaba preparando el escenario para el dramtico acontecimiento del ao 1868. En este ao se produjo un eclipse total que sera visible en la India, por lo que acudieron astrnomos desde todas las partes del mundo. Durante los eclipses es posible estudiar objetos en la superficie solar, tales como chorros de gas llameante llamados protuberancias, as como la corona del astro, y su delgada atmsfera exterior. Por lo general, cuando el brillante disco 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 consigo un espectroscopio, que intentaba emplear en sus observaciones. Janssen dej que la luz de la parte exterior del astro solar pasara a travs del espectroscopio de modo que quedasen formadas unas rayas brillantes. Registr su posicin y encontr una que, hasta donde l saba, ocupaba una posicin que no perteneca a ninguna de las rayas de ningn elemento conocido. No se consideraba a s mismo suficientemente experto en anlisis espectroscpico para llevar adelante aquel asunto; en realidad, ni siquiera mencion la raya en su informe final del eclipse. Sin embargo, envi el dato a un astrnomo ingls, Joseph Norman Lockyer (1836-1920), quien estaba realizando importantes trabajos en espectroscopia. Lockyer medit sobre el tema, estudiando el espectro solar por su cuenta, y encontr la raya. No pudo duplicarla con ningn elemento conocido. Lockyer decidi que un 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 denominado helium (helio), derivado de la palabra griega para designar el Sol. La sugerencia de Lockyer fue descartada por el mundo de la qumica. Los anlisis espectroscpicos podan descubrir nuevos elementos, de acuerdo, pero los qumicos opinaban que ellos tenan que confirmar los descubrimientos mediante anlisis ortodoxos. No estaban todava preparados para aceptar la evidencia espectroscpica como suficiente por s misma, sin una confirmacin qumica, para demostrar la existencia de un elemento en el cielo que no era conocido en la Tierra. En consecuencia, el tema qued olvidado hasta cerca de finales del siglo. Durante toda una generacin, nadie sospech que la lnea de Janssen-Lockyer pudiera ser la segunda ocasin en que la existencia de los gases nobles haba estado a punto de ser descubierta.


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El gas atrapado

Al declinar el siglo XIX se haban realizado dos descubrimientos de los gases nobles, que fueron registrados y despus ignorados. Un tercer caso fall aun ms lastimosamente. Un mineralogista americano, William Francis Hillebrand (1853-1925), estaba tratando un mineral con cido, un procedimiento de rutina. El mineral era uranita (ms corrientemente conocido por pechblenda, xido natural del uranio), el cual es rico en metal uranio pesado. Hillebrand hall que, con este tratamiento, burbujeaban pequeas cantidades de gas. Esto no era sorprendente, ya que los minerales, mientras van formndose, atrapan a menudo diminutas burbujas de gas que se solidifican en su sustancia. Tales minerales suele decirse 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 era razonable, 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 al nitrgeno. Esto pareca dejar resuelto el asunto, y, por consiguiente, Hillebrand public sus resultados 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 estas rayas, pero no pudo identificarlas. De hecho, no pudo identificarlas, pero, por alguna razn, decidi no continuar adelante con esta investigacin. Al tomar esta decisin, perdi su oportunidad de conseguir gran renombre. Lo mismo que Cavendish, tuvo realmente a su alcance una muestra de gas noble (Por el momento, me referir a ste como el gas de Hillebrand).


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2. ARGN

La hiptesis de Prout

Con dos aciertos y un fallo descartados, podemos ahora pasar al descubrimiento que finalmente se hizo notar por s mismo. Se consigui mediante un procedimiento de investigacin del cual nadie probablemente pudo haber sospechado que dara los resultados que produjo. Se trata de un caso clsico de cientficos que buscan una cosa e inesperadamente 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 la sugerencia de que toda materia est compuesta por minsculos tomos. Todos los tomos de un determinado elemento eran similares, de acuerdo con esta teora, pero los tomos de cualquier otro elemento eran diferentes a los de todos los dems. Dalton se percat de que la caracterstica distintiva de las diferentes clases de tomos, era su peso; fue el primero que intent descubrir en qu poda consistir el peso atmico de los distintos elementos. Por entonces, no se dispona de una tcnica (ni se dispuso de ella hasta un siglo despus) mediante la cual pudiera ser determinado el verdadero peso de un tomo individual, pero los pesos relativos s podan ser fijados. Es decir, si se asignaba un nmero arbitrario a un tomo de algn elemento, entonces sera posible 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, se estableci la costumbre de asignar el nmero 16 al tomo de oxgeno, de modo que poda decirse que el peso atmico del oxgeno era 16. Result que el tomo de hidrgeno tena un peso aproximadamente de 1/16 con respecto al tomo de oxgeno, por lo cual al hidrgeno se le poda asignar el peso atmico de 1. El tomo de carbono pesaba 3/4 con relacin al tomo de oxgeno; en consecuencia, al carbono se le poda asignar un peso atmico de 12. Del mismo modo, se poda determinar que el nitrgeno tena un peso atmico de 14; el azufre, 32; el sodio, 23, y as sucesivamente. En las primeras listas establecidas por Dalton todos los pesos atmicos estaban representados por nmeros enteros. Esto mostraba el aspecto de ser ms de lo que caba esperar de una coincidencia. En 1815, se public un artculo annimo que sugera que todos los tomos estaban formados por hidrgeno. Puesto que el hidrgeno tena un peso atmico de 1, todos los dems pesos atmicos tenan que ser nmeros enteros. El autor annimo result ser el fsico ingls William Prout (1785-1850), y la sugerencia se llam hiptesis de Prout. Era una sugerencia atractiva, ya que reduca el Universo a una simple sustancia: el hidrgeno. Todo lo dems estaba formado por combinaciones de esta nica sustancia bsica. Tanto los cientficos como los filsofos haban estado investigando para hallar una evidencia de esta creencia, incluso desde los tiempos de la antigua Grecia, aproximadamente unos 2.500 aos antes. Poda ahora realmente existir tal evidencia? En caso de ser cierta la hiptesis de Prout, todos los pesos atmicos necesariamente

2 Este procedimiento se llama en ingls serendipity, por Serendib, el antiguo nombre de la isla de Ceiln. Debe este nombre a un

relato titulado Los tres prncipes de Serendib, escrito por el novelista ingls Horace Walpole, en el cual los tres prncipes

persisten en hallar, a travs de incidencias, objetos ms valiosos que los que estaban buscando.


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tenan que ser nmeros enteros. A medida que se iban consiguiendo ms datos, esto no qued confirmado. En 1828, el qumico sueco Jns Jakob Berzelius (1779-1848) public una lista de pesos 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 pesos atmicos que no eran nmeros enteros. Empleando ejemplos de tablas modernas, el cloro tiene un peso atmico aproximado de 35,5; el boro, de alrededor de 10,8; el cobre, aproximadamente, 63,5; el magnesio, de 24,3, y as sucesivamente. En efecto, pareca que Berzelius haba refutado la validez de la hiptesis de Prout. No obstante, los qumicos seguan teniendo sus dudas. No es fcil determinar los pesos atmicos. El qumico debe trabajar con material completamente puro. Debe provocar reacciones qumicas de tal modo que conozca con toda exactitud qu cambios qumicos estn 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 clculos influyen de manera decisiva en la determinacin del peso atmico. En consecuencia, durante todo el siglo XIX, los qumicos intentaron determinar y volver a determinar los pesos atmicos con el mximo posible de exactitud para comprobar si la hiptesis de Prout era realmente vlida o no. A lo largo del siglo XIX, los resultados parecieron confirmar plenamente el trabajo de Berzelius una y otra vez. La hiptesis de Prout fue eliminada una docena de veces. En 1882, John William Strutt, tercer barn Rayleigh (1842-1919), por lo general mencionado como Lord Rayleigh, emprendi la tarea de intentar la comprobacin del problema 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 verdad que 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 del hidrgeno 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 de los gases con la suficiente exactitud para determinar sus pesos atmicos puede resultar muy difcil. Rayleigh persisti en esta tarea, a intervalos, durante diez aos, antes de que pudiera informar con certeza, en 1892, que la densidad del oxgeno no era, con toda exactitud, 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 atmico de 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 ser desmenuzados en fracciones. Los tomos de oxgeno podan ser formados por 15 tomos de hidrgeno, o 16, pero nunca por 15,882 tomos de hidrgeno. Una vez ms, la hiptesis de Prout pareca quedar rebatida.


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El rompecabezas de Rayleigh

Pero esto no constitua todo el trabajo de Rayleigh. Tambin haba medido la densidad del nitrgeno, y, salvo por un detalle, pudo haber informado que su densidad era catorce veces ligeramente inferior a la del hidrgeno, de modo que los tomos de nitrgeno no podan estar formados por tomos de hidrgeno, ni tampoco los tomos de oxgeno. 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 preparaba con diferentes mtodos. Su razonamiento radicaba en que, cuando preparaba un gas, ste poda contener una impureza con una particular densidad propia que cambiara levemente la exacta densidad absoluta del gas. Esta impureza poda aparecer a causa del mtodo particular de preparacin. Si preparaba el mismo gas de tres modos distintos, poda haber tres impurezas diferentes y tres densidades absolutas diferentes. Por otra parte, si el mismo gas, elaborado segn mtodos distintos tena siempre precisamente la misma densidad, sta era una slida evidencia para suponer que no estaba presente ningn 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 la misma 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 oxgeno mediante el procedimiento de hacerlo pasar sobre cobre al rojo vivo. Todo el oxgeno se combin con el cobre mientras el nitrgeno, intacto, pas de largo. Podemos llamar a este gas nitrgeno atmosfrico. Tambin haba preparado nitrgeno de este modo, tras aadir una cantidad de amonaco al aire. El amoniaco es un gas formado por una combinacin de nitrgeno e hidrgeno. En presencia de cobre al rojo vivo, los tomos de hidrgeno del amonaco son eliminados a la vez que el oxgeno del aire, y el nitrgeno que resulta procede en parte del 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 la misma densidad. Al fin y al cabo, el nitrgeno es nitrgeno. No obstante, los meticulosos clculos de Rayleigh demostraron que el nitrgeno amoniacal era caractersticamente menos denso que el nitrgeno atmosfrico, casi un 0,1% menos denso. Una discrepancia de slo un 0,1% no es excesiva, pero era demasiado importante para que Rayleigh la pasara por alto. El cuidado con que haca sus mediciones era tan grande que una diferencia de esta magnitud no tena razn de aparecer; no la haba en el caso del hidrgeno y del oxgeno. Sin embargo, por ms que repeta el experimento, Rayleigh obtena siempre los mismos resultados: el nitrgeno amoniacal era claramente menos 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 oxgeno tan 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 sera suficiente para que con suma facilidad se descubriera su presencia y tambin para que pudiera ser eliminado. Sin embargo, no se descubra ninguna impureza de oxgeno. Eliminada esta posibilidad!


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Segunda: Era posible que el nitrgeno amoniacal todava contuviese algo de hidrgeno? El hidrgeno era menos denso que el nitrgeno y, en consecuencia, de estar presente, reducira la densidad del nitrgeno amoniacal. Por aadidura, el hidrgeno era considerablemente menos denso que el nitrgeno, por lo que se requerira mucho esfuerzo para rebajar la densidad en la cantidad requerida. Incluso as, la cantidad precisa era demasiado grande. El hidrgeno poda ser descubierto fcilmente y eliminado incluso en las 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 clases de 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 de hidrgeno se combinan por parejas, el hidrgeno gaseoso est compuesto realmente de molculas de hidrgeno, cada una formada por una pareja de tomos de hidrgeno. Del mismo modo, el oxgeno y el nitrgeno estn formados por molculas de oxgeno y molculas de nitrgeno, con ambos grupos de molculas constituidos por parejas de tomos. Es habitual entre los qumicos representar los tomos de los elementos hidrgeno, oxgeno y nitrgeno mediante sus letras iniciales H, O y N, respectivamente. Las correspondientes 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 O3. Estas molculas 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 oxgeno corriente. Es difcil constreir este tercer tomo dentro de la molcula. Un modo de conseguirlo es empleando chispas elctricas que pasan a travs de oxgeno. La energa elctrica impulsa a que se renan tres tomos, de oxgeno del mismo modo que Cavendish haca para que se juntaran tomos de nitrgeno y tomos de oxgeno. Consideremos ahora el ozono (O3) y el oxgeno corriente (O2). Los qumicos tienen buenas 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 condiciones equivalentes de temperatura y presin. No obstante, las molculas de ozono contienen una mitad ms como tantos tomos componen las molculas de oxgeno. Por cada 100 tomos de oxgeno en un volumen determinado de oxgeno (50 O2 molculas), hay 150 tomos de oxgeno en el mismo volumen de ozono (50 O3 molculas). En consecuencia, la densidad del ozono debera ser una mitad ms elevada que la del oxgeno y, al medirla, se demuestra que 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 nitrgeno amoniacal? Puesto que cabe suponer que el N3 sea la mitad ms denso que el N2, su presencia 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 serva de nada sustituir un rompecabezas por otro. Despus, tambin, haba buenas razones para suponer que el N3 no sera ms estable que el O3; de hecho, casi con seguridad menos estable. 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 no sucedi!


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Rayleigh tambin intent resolver el problema desde otro ngulo. Las descargas elctricas que pasaran a travs de nitrgeno deberan formar N3, si es que tal gas exista, del mismo modo que al pasar a travs del oxgeno formaban O3. La densidad del nitrgeno debera incrementarse si a travs de l pasaban chispas elctricas durante largo rato. Pero no 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 nitrgeno amoniacal se transformasen en nitrgeno atmico: es decir, nitrgeno constituido por tomos aislados de nitrgeno; y que esto no sucediera en el nitrgeno atmosfrico. Un conjunto de nitrgeno atmico (N) sera, naturalmente, la mitad de denso que el nitrgeno corriente (N2) y si estuviera presente en pequeas cantidades en el nitrgeno amoniacal podra fcilmente reducir su densidad en la cantidad necesaria. Pero, por qu las molculas de nitrgeno tenan que fragmentarse en nitrgeno atmico y no en nitrgeno atmosfrico? Era conocido que no existan tomos de nitrgeno individuales considerados como tales cualquiera que fuese la duracin del tiempo. Se unen rpidamente para formar molculas de nitrgeno. Esto significaba que la densidad del nitrgeno 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 cualquier contaminante ms denso de nitrgeno atmosfrico. Esto no hara mayor la diferencia de densidad? Y precisamente fue ste el resultado que obtuvo. Cuando prepar nitrgeno amoniacal puro, descubri que su densidad era casi un 0,5% inferior a la del nitrgeno atmosfrico. 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 la densidad 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 fuese la atmsfera. Entonces, Rayleigh qued convencido de que la explicacin, cualquiera que fuese, 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 haba llegado a un callejn sin salida. Quiz lo que se necesitaba era un nuevo acercamiento; las ideas de algn hombre que no se hubiese estancado tras una larga y agotadora concentracin sobre el problema. Incluso mientras todava estaba llevando a cabo sus experimentos, public una carta, 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 recibi ninguna. Sin embargo, en 1893, Rayleigh recibi una carta de un qumico escocs, William Ramsay (1852-1916). Ramsay estaba interesado en el tema, ya haba estado en contacto


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con Rayleigh anteriormente sobre este tema, y ahora solicitaba el permiso de Rayleigh para continuar con sus propias tesis acerca del problema de la densidad del nitrgeno. Rayleigh concedi gustosamente su permiso. Ramsay razonaba que, puesto que el problema radicaba en el nitrgeno atmosfrico, tena que contener alguna impureza ms densa que el propio nitrgeno y que deba diferir en sus propiedades qumicas. El nitrgeno molecular, aunque casi totalmente inerte, reaccionaba con magnesio al rojo 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 con menos rapidez que el nitrgeno. Si la impureza se combinaba ms rpidamente de como lo haca el nitrgeno, entonces el nitrgeno atmosfrico sera purgado de la impureza, y la densidad de esta porcin que no hubiese reaccionado todava descendera al valor apropiado mostrado por el nitrgeno amoniacal puro. Si, en cambio, la impureza densa reaccionaba con el magnesio ms lentamente que lo haca el nitrgeno, se acumulara en el nitrgeno que todava no haba reaccionado y la densidad del residuo se elevara aun ms. Con esta alternativa en su mente, Ramsay pas un amplio volumen de nitrgeno atmosfrico sobre magnesio al rojo vivo. Cuando tan slo le qued una pequea cantidad de gas, midi su densidad y hall que era un 7% (!) ms elevada que la del nitrgeno amoniacal 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 nitrgeno atmosfrico en condiciones que indicaban que la impureza era incluso menos activa que el nitrgeno. Ramsay decidi repetir dicho experimento. Emple chispas elctricas para combinar nitrgeno y oxgeno, y tambin l, como Cavendish, se encontr al final con una pequea burbuja que no se combinaba con el oxgeno. Qued demostrado que Cavendish haba 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, para aclarar largas dudas, Ramsay emple un instrumento que no estuvo al alcance de Cavendish. Calent el gas y estudi su luz con el espectroscopio. Sus lneas aparecieron en posiciones como las de ningn elemento conocido y, en particular, no se parecan en absoluto a las del nitrgeno. En mayo de 1894, Ramsay escribi a Rayleigh, informndole de los detalles de su trabajo. Rayleigh confirm los resultados repitiendo los experimentos, y, en agosto de 1894, los dos juntos anunciaron el descubrimiento de un nuevo elemento.

Debido a que el nuevo elemento pareca completamente inerte y no poda, hasta donde 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 (vase tabla 2).

TABLA 2. Composicin del aire (definida en 1894)


Nitrgeno 78


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Oxgeno 21

Argn 1

Bixido de carbono 0,04

El rompecabezas de Rayleigh quedaba por completo resuelto. Cuando el nitrgeno es preparado a partir del aire mediante el simple procedimiento de eliminar el oxgeno, el argn permanece y su mayor densidad eleva la densidad absoluta de la mezcla. Por otra parte, puesto que el argn no se combina con otras sustancias, los compuestos de nitrgeno, sin embargo, formados, no contienen argn. Por tanto, cuando el nitrgeno molecular se forma de cualquier compuesto nitrogenado, slo se obtiene nitrgeno y ningn 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 ARGN

La tabla de Mendeliev

Por tanto, queda perfectamente claro que el gas de Cavendish era argn, y que Cavendish tuvo una muestra de argn a su alcance ms de un siglo antes de su formal descubrimiento. Mirando hacia atrs, ya pasada la ocasin, parece lamentable que el descubrimiento de Cavendish fuese ignorado. Por otra parte, la prdida para la ciencia no fue tan grande como pudo haber sido. Con mucha frecuencia, cuando se ignora un descubrimiento cientfico es porque se adelant a su tiempo. Con esto quiero indicar que otros aspectos de la ciencia todava no han 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 un callejn sin salida, muestran tendencia a dedicarse a otros descubrimientos que pueden desarrollar y emplear convenientemente. Si los qumicos en general hubiesen reconocido el hecho de que Cavendish haba descubierto 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 siquiera les hubiera permitido preparar el nuevo gas en cantidad. Sin embargo, en 1894 se haba desarrollado una nueva perspectiva de los elementos, que mostraban el camino para lgicos pasos adicionales y nuevos descubrimientos. El argn era de tanta importancia para las teoras qumicas de 1894 que su descubrimiento fue seguido con anhelo y beneficiosamente, lo cual no habra sido posible en 1785. La utilizacin apropiada del descubrimiento del argn fue posible como resultado de 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 eran dispuestos en forma tabulada de acuerdo con su peso molecular, determinadas propiedades variaran de un modo regular y peridico, y elementos similares deberan caer en columnas en la tabla. Esto se llam tabla peridica de los elementos. Una de estas propiedades regularmente variables es la valencia, un trmino empleado 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 sodio nunca se combina con ms de un tomo de cualquier clase. Por consiguiente, la valencia del 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. En consecuencia, 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 el orden de su peso atmico e incluimos la valencia de cada uno. Para evitar ciertas complicaciones que se presentan cuando los pesos atmicos alcanzan valores superiores a 45, relacionaremos solamente los dieciocho primeros elementos. Ser suficiente para aclarar la cuestin (vase tabla 3).


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TABLA 3. La valencia de los elementos con referencia al peso atmico

Elemento Peso atmico aproximado

Valencia

Hidrgeno 1,0 1

Litio 6,9 1

Berilio 9,0 2

Boro 10,8 3

Carbono 12,8 4

Nitrgeno 14,0 3

Oxgeno 16,0 2

Flor 19,0 1

Sodio 23,0 1

Magnesio 24,3 2

Aluminio 27,0 3

Silicio 28,1 4

Fsforo 31,0 3

Azufre 32,1 2

Cloro 35,5 1

Potasio 39,1 1

Calcio 40,1 2

Escandio 45,0 3

Como 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 nuevo elemento encajar en semejante lista sin trastocar el ritmo? (Antes de 1869, los nuevos elementos eran colocados en la lista sin que se hiciesen tales preguntas, pero despus de 1869 estas preguntas tenan que ser planteadas). Una idea surgi de inmediato. Puesto que el argn pareca completamente inerte y sus tomos no se fijaban con ningn otro, poda asegurrsele una valencia de cero. Un elemento con una valencia de 0 poda entonces ser situado en el esquema entre elementos contiguos 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; en realidad, haba mejorado. No obstante, dnde poda ser incluido el argn en la lista? En la corta lista de dieciocho elementos expuestos en la tabla 3 hay tres pares de elementos contiguos con valencias de 1: hidrgeno-litio, flor-sodio y cloro-potasio. Otros aparecen ms adelante en la 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 su densidad. La densidad del argn es 1,425 mayor que la del nitrgeno. Por lo tanto, la molcula de argn debe pesar 1,425 veces ms que la molcula de nitrgeno. Sabemos


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que el nitrgeno est formado por dos tomos de nitrgeno; lo que necesitamos saber, a continuacin, 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 un gas monoatmico. Esto constituy otra sorpresa para los qumicos. Los otros elementos gaseosos hidrgeno, nitrgeno, oxgeno, flor y cloro eran todos ellos gases biatmicos, con molculas formadas cada una de dos tomos. El argn fue la primera excepcin. Aparentemente, sus tomos eran tan inertes que no podan combinarse ni siquiera consigo mismos (Los tomos de nitrgeno son muy activos y se combinan con rapidez unos con otros. Es la combinacin N2, la que es inerte, e incluso entonces no es tan inerte como el argn). Los qumicos se convencieron de la naturaleza monoatmica del argn tras medir el calor que poda absorber. Cuando se aade calor a un gas biatmico, la energa es absorbida de dos formas. Las molculas individuales se mueven en lnea recta cada vez con mayor rapidez, y tambin caen una y otra vez (como pequeas pesas), cada vez ms rpidamente. Un gas monoatmico puede absorber calor slo si mueve sus tomos velozmente en lnea recta. Los de un solo tomo, al ser esfricos y sin forma de pesas, no pueden absorber energa por aumentar la proporcin de su cada. Adems, un gas monoatmico 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 de calor que era de esperar si se compona de tomos individuales. En consecuencia, se consider resuelto este problema.

En un volumen determinado de gas argn hay tantos tomos de argn como molculas de nitrgeno hay en el mismo volumen de gas nitrgeno a la misma temperatura y presin. Si la densidad del argn es 1,425 veces la del nitrgeno, entonces un tomo de argn es 1,425 veces tan pesado como una molcula de nitrgeno. Puesto que la molcula de nitrgeno contiene dos tomos de nitrgeno, un tomo de argn es 2,85 veces tan pesado como un tomo de nitrgeno. El peso atmico del nitrgeno es de 14, y el peso atmico del argn debe ser 14 x 2,85, o sea, aproximadamente, de 40. Esto presentaba inmediatamente un problema. Si el argn es aadido a la lista de los elementos y es colocado en la posicin que le concede su peso atmico, entonces su valencia trastoca el evidente 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


Valencia

Azufre 32,1 2

Cloro 35,5 1

Potasio 39,1 1

Argn 40,0 0

Calcio 40,1 2

Rayleigh y Ramsay observaron correctamente que el ritmo de la valencia no debe ser trastornado. En otras dos posiciones en la tabla peridica, tal como fue elaborada por Mendeliev, un tomo ligeramente ms pesado fue colocado delante de un tomo un poco ms ligero con el propsito de conseguir que el ritmo de la valencia apareciese de


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modo ordenado. 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 el argn una posicin ms adelante del potasio. La parte de la lista de elementos aparecera entonces tal como se muestra en la tabla 5.


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TABLA 5. El lugar del argn con referencia a la valencia


Valencia

Azufre 32,1 2

Cloro 35,5 1

Argn 40,0 0

Potasio 39,1 1

Calcio 40,1 2

La regularidad del peso atmico quedaba alterada, pero se mantena el ritmo de la valencia, y esto era lo ms importante. Incluso as, en el mundo qumico exista una gran inquietud sobre este punto. La existencia 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 tabla peridica con slo transgredir el orden del peso atmico pareca ser una indicacin segura de que algo estaba equivocado. El propio Mendeliev expuso su sospecha de que exista algn error, y que lo que Rayleigh y Ramsay llamaban argn poda ser realmente, despus de todo, nitrgeno con un tomo trivalente (N3). ste, al fin y al cabo, tendra un peso tres veces ms elevado que un tomo de nitrgeno; o sea, aproximadamente, 42. Si nicamente pudiera suponerse que el N3 fuese inerte, entonces servira para este propsito tan bien como 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 evidencia surgi del hecho de que si la tabla peridica deba tener una valuacin real, el argn no poda existir como el nico gas de valencia cero. Tena que haber toda una familia de tales gases.

Mendeliev haba ordenado la tabla peridica en filas y columnas de tal modo que elementos con la misma valencia (y, adems, con propiedades muy similares) coincidan en las mismas columnas. La tabla 6 presenta las columnas a las que pertenecen los elementos de valencia 1 y 2, e incluye debajo del nombre de cada elemento su peso atmico aproximado.


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

Valencia 2

Valencia 1 Valencia 1 Valencia 2

Hidrgeno 1,0

Litio 6,9

Berilio 9,0

Oxgeno 16,0

Flor 19,0

Sodio 23,0

Magnesio 24,3

Azufre 32,1

Cloro 35,5

Potasio 39,1

Calcio 40,1

Selenio 79,0

Bromo 79,9

Rubidio 85,5

Estroncio 87,6

Telurio 127,6

Yodo 126,9

Cesio 132,9

Bario 137,3

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

Supongamos ahora que se acepta la sugerencia de Rayleigh-Ramsay y que el argn es 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 2

Hidrgeno 1,0

Litio 6,9

Berilio 9,0

Oxgeno 16,0

Flor 19,0

Sodio 23,0

Magnesio 24,3

Azufre 32,1

Cloro 35,5

Argn 40,0

Potasio 39,1

Calcio 40,1

Selenio 79,0

Bromo 79,9

Rubidio 85,5

Estroncio 87,6

Telurio 127,6

Yodo 126,9

Cesio 132,9

Bario 137,3

Pero si el argn existe entre el cloro y el potasio, entonces debe representar a toda una 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.


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Podemos numerarlos del modo siguiente:


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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 tena que empezar la bsqueda de los otros gases nobles. Si no poda ser hallado, ninguno de esos otros gases, entonces parecera dudoso que el argn pudiera existir en su puesto slo por s mismo. En tal caso, resultara evidente que haba algo equivocado en las conclusiones 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 plenamente establecida. Rayleigh, que en realidad era un fsico, sinti el impulso de su propia ciencia y ya no dese permanecer por ms tiempo en los dominios ajenos de la qumica. Por consiguiente, correspondi a Ramsay seguir adelante. Ramsay estaba atento a todas las referencias que se publicaran sobre cualquier gas que tuviese raras o sospechosas propiedades, y de inmediato se sinti interesado cuando se encontr con el informe de Hillebrand expuesto cuatro aos antes (vase pg. 14). Al parecer, el nitrgeno era absorbido por el mineral de uranio, uranita, pero la prueba espectroscpica presentaba un interrogante. Estaban presente lneas inexplicables. Seguramente se trataba de algo que haba que investigar ms a fondo. No dispona de 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 su espectro, 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 de 1895, encontr el antiguo informe dado por Lockyer (vase pg. 13) y se convenci a s mismo de que la lnea espectral del gas que haba obtenido de la cleveta era la lnea de Janssen-Lockyer hallada en el espectro solar. Ramsay consult a Crookes, el descubridor del talio (vase pg. 12) y experto en anlisis espectroscpicos. Crookes estuvo de acuerdo con la conclusin de Ramsay. Result evidente que el helio de Lockyer, el elemento del Sol, exista, al fin y al cabo, en la Tierra. En honor de Lockyer, Ramsay conserv el nombre, aunque hubiese podido 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 del helio parecan indicar que, al igual que el argn, era un gas noble, ya que no reaccionaba con otros elementos y estaba constituido por tomos individuales (Por cierto, todos los gases nobles son monoatmicos). Para determinar qu gas noble era, tan slo se necesitaba conocer su peso atmico. Por la densidad del helio, resultaba fcil comprobar que su peso atmico era aproximadamente de 4. En consecuencia, era claramente el gas noble 1, y perteneca al espacio entre el hidrgeno y el litio.


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Aire lquido

El descubrimiento del helio fue suficiente para establecer el argn en su posicin y terminar con todas las discusiones. El helio ocupaba su lugar sin ninguna distorsin del peso atmico. La posibilidad de que esto pudiera ser una coincidencia era demasiado exigua para ser tenida en cuenta. La nueva columna exista! Ramsay se dedic con afn a la bsqueda e investigacin de los restantes gases nobles. En esta tarea le ayudaba ahora un joven auxiliar, el qumico ingls Morris William Travers (nacido en 1872). Pareca lo mejor concentrarse en la atmsfera. No se esperaba que los gases nobles formasen compuestos y, por consiguiente, deban existir en forma libre, gaseosa. El lugar apropiado 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 la atmsfera unos pocos meses despus de que Ramsay anunciara su existencia. Sin embargo, la investigacin en la atmsfera no iba a resultar fcil. Identificar el argn 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 en cantidades 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 molculas en el aire para extraer el ocasional tomo de los restantes gases nobles poda llegar a ser muy difcil. Por suerte para Ramsay, el descubrimiento del argn ya no estaba demasiado adelantado para su tiempo. Precisamente acababa de producirse un nuevo descubrimiento que convirti lo casi imposible en muy posible. Sucedi del modo siguiente: Durante cien aos, los qumicos haban estado intentando conseguir temperaturas muy bajas: temperaturas a las cuales todos los gases se convirtiesen en lquido. Algunos gases, como el cloro o el amonaco, eran fciles de licuar. El cloro se volva lquido a una temperatura de 34,6 C y el amoniaco a 33,4 centgrados. Los qumicos podan conseguir tales temperaturas (no peores que un da de invierno en Dakota del Norte) con facilidad. Podan incluso licuar estos gases a temperatura ambiental con slo colocarlos a suficiente presin. Sin embargo, durante largo tiempo gases como el oxgeno, nitrgeno e hidrgeno resistieron sus mayores esfuerzos. Se consiguieron temperaturas de 100 grados C, o inferiores, y, no obstante, aquellos elementos continuaban en estado gaseoso. Hasta llegaron a ser llamados gases permanentes. Pero hasta el ao 1877 un fsico francs, Louis Paul Cailletet (1832-1913), no consigui inventar unas tcnicas que permitan obtener temperaturas suficientemente bajas para licuar el oxgeno y el nitrgeno. Se demostr que el primero slo se licuaba a 183 C, 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 oxgeno y nitrgeno, poda ser licuado. Durante cerca de treinta aos despus de la demostracin de Cailletet, la cantidad que pudo ser licuada de una sola vez era muy pequea y el aire lquido nicamente poda obtenerse para experimentos de laboratorio a pequea escala.

Sin embargo, en 1895, el mismo ao en que Ramsay descubri el helio, un qumico alemn, Karl von Linde (1842-1934), desarroll los mtodos para producir aire lquido en gran cantidad. En realidad, esto fue una suerte, puesto que el aire lquido poda ser analizado en busca de componentes menores mucho ms fcilmente que el aire gaseoso. Si el lquido est formado de una mezcla de varios componentes con distintos puntos de ebullicin, esos componentes pueden ser separados mediante una cuidadosa ebullicin, en un proceso conocido como destilacin fraccionada. Mientras hierve la mezcla, el componente con el punto de ebullicin ms bajo aparece en primer lugar. Por


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consiguiente, la primera muestra (o fraccin) de vapor es particularmente rica en este componente. Las fracciones posteriores contienen mayor cantidad de un componente con un punto de ebullicin ms elevado; muestras aun ms posteriores abundan en componentes de puntos de ebullicin todava ms elevados, y as sucesivamente. El lquido que 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 gas son ricas en nitrgeno, mientras que las porciones de aire lquido que quedan detrs abundan en oxgeno. En realidad, el mtodo ms adecuado para preparar gases de nitrgeno y de oxgeno puros, desde mediados de la dcada de los treinta, es mediante la destilacin fraccionada del aire lquido. Pero qu ocurre con cualquiera de los gases nobles que pueda estar presente en la atmsfera? Cuando es licuado el aire, el contenido de gas noble tambin queda licuado, y cada gas noble puede ser aislado por separado mediante un cuidadoso fraccionamiento del aire 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 del oxgeno. Existan buenas razones para suponer que los gases nobles ms densos que el argn (gas noble 4 y gas noble 5) tendran puntos de ebullicin ms elevados que el oxgeno; mientras que el todava sin descubrir gas noble que fuese menos denso que el argn (gas noble 2) tendra un punto de ebullicin inferior al del nitrgeno. Se deduce, pues, que si una cantidad de aire lquido fuese destilado meticulosamente, la primera aparicin de gas que brotase sera rica en gas noble 2. Si casi todo el aire lquido fuese hervido muy lentamente, la porcin final de lquido sobrante sera rica en gas noble 4 y gas noble 5. Ramsay y Travers se dedicaron a investigar el aire lquido y obtuvieron un litro en mayo de 1898. Lo hirvieron con sumo cuidado hasta que slo qued 1/40 de la cantidad original. 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 brillante que 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 era considerablemente ms denso que el argn. En realidad, por su densidad tuvieron una razonable 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 significa oculto, debido a que permaneci escondido durante tanto tiempo en la atmsfera, sin ser descubierto. El da siguiente al descubrimiento, el joven Travers fue examinado para el grado de doctor 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, ya que las reacciones qumicas que bastaban para aislar el oxgeno y el nitrgeno no afectaban a ninguno de los gases nobles. Por consiguiente, por qu, en vez de fraccionar aire lquido, no intentar fraccionar argn lquido? Puesto que el argn constitua nicamente el 1% del aire original, los gases nobles contenidos en el argn estaban cien veces tan concentrados como lo estaban en el aire. Seran as mucho ms fciles de descubrir. Inmediatamente despus del descubrimiento del criptn, Ramsay y Travers licuaron 3 litros de argn para formar unos 4 centmetros cbicos de argn lquido. ste fue cuidadosamente hervido, y la primera fraccin de gas produjo al instante un espectro que demostr que haba sido localizado el gas noble 2, entre el flor y el sodio. Fue llamado


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nen, 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 en cantidades aun ms pequeas. Tendran que emplearse mayores cantidades de argn lquido. De estas cantidades mayores, se obtuvo todo el criptn posible. Este criptn fue entonces licuado y hervido luego muy cuidadosa y lentamente. Si estaba presente el gas noble 5, sera ms denso que el criptn y tendra un punto de ebullicin ms elevado. En consecuencia, una vez que el criptn lquido fuese hervido hasta aislarlo, la ltima porcin de lquido deba ser rica en gas noble 5. Y as era. El espectroscopio lo demostr de inmediato, y en julio de 1898, se descubri el gas noble 5, que fue colocado entre el yodo y el cesio. Se le llam xenn, de la palabra griega xeros, 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 1

Valencia 2

Hidrgeno 1,0

Helio 4,0

Litio 6,9

Berilio 9,0

Oxgeno 16,0

Flor 19,0

Nen 20,2

Sodio 23,0

Magnesio 24,3

Azufre 32,1

Cloro 35,5

Argn 40,0

Potasio 39,1

Calcio 40,1

Selenio 79,0

Bromo 79,9

Criptn 83,8

Rubidio 85,5

Estroncio 87,6

Telurio 127,6

Yodo 126,9

Xenn 131,3

Cesio 132,9

Bario 137,3

Ramsay y Travers haban establecido una slida falange de gases nobles, y todos ellos, salvo el argn, encajaban en su lugar en trminos de peso atmico, as como de valencia. En 1904, Ramsay fue recompensado con el Premio Nobel de Qumica por su descubrimiento de los gases nobles y por demostrar cul era su lugar en la tabla peridica. En aquel mismo ao, Rayleigh tambin recibi el Premio Nobel de Fsica por sus trabajos sobre la densidad del nitrgeno, que condujeron, en primer lugar, al descubrimiento de los gases nobles.

El descubrimiento de los gases nobles dej completamente aclarado, por cierto, que la composicin de la atmsfera es realmente compleja y que est presente un cierto nmero de vestigios de componentes (en menores concentraciones que el bixido de carbono). La composicin de la atmsfera, hasta el mximo de nuestros conocimientos actuales, se ofrece en la tabla 9.


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TABLA 9. Composicin del aire (tal como se define hoy en da)


Nitrgeno (N2) 78,084

Oxgeno (O2) 20,946

Argn (Ar)* 0,934

Bixido de Carbono (CO2)

0,033

Nen (Ne)* 0,001818

Helio (He)* 0,000524

Metano (CH4) 0,0002

Criptn (Kr)* 0,000114

Hidrgeno (H2) 0,00005

xido Nitroso (N2O) 0,00005

Xenn (Xe)* 0,0000087

Los valores de la tabla 9 se refieren a la zona de la atmsfera cerca de la superficie terrestre. La investigacin de la atmsfera a mayores altitudes mediante cohetes ha demostrado que componentes tan inslitos como el ozono, el nitrgeno atmico, el oxgeno atmico, e incluso el vapor de sodio estn presentes en minsculas cantidades. A altitudes de centenares de kilmetros, las tenues volutas finales de atmsfera estn compuestas ampliamente por los ms ligeros de todos los gases: el helio y el hidrgeno.

Radiactividad

Al haberse descubierto tres gases nobles en tres meses consecutivos, se crea contar con bases suficientes para suponer que Ramsay y Travers haban hallado toda la familia de los gases nobles. Todos los espacios existentes que permita la tabla peridica estaban cubiertos y ya no iba a descubrirse en la atmsfera ningn otro gas noble. Sin duda, se tenan indicios de que poda existir una hilera adicional de elementos adems de las mostradas en la tabla 8. El torio y el uranio eran dos elementos que podan existir en esta hilera, pero, hasta principios del ao 1898 eran los nicos elementos conocidos que podan existir all. No se contaba con datos suficientes para creer en la existencia de un sexto gas noble. No obstante, mientras Ramsay y Travers estaban investigando mediante el aire lquido, sucedan otros importantes acontecimientos en otros campos del mundo de la ciencia.

* Gases nobles.


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En 1896, un fsico francs, Antoine Henri Becquerel (1852-1908), haba descubierto (en parte, por accidente, en un clsico ejemplo de serendipity = hallazgo por casualidad) que el metal pesado uranio desprenda constantemente radiaciones energtica

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Asimov Los Gases Nobles