HELIO
(He)
El helio es un elemento químico de número
atómico 2, símbolo He y peso atómico estándar de
4,0026. Pertenece al grupo 18 de la tabla periódica de los
elementos, ya que al tener el nivel de energía completo presenta las
propiedades de un gas noble. Es decir, es inerte
(no reacciona) y al igual que estos, es un gas monoatómico incoloro e inodoro
que cuenta con el menor punto de ebullición de todos los elementos
químicos y solo puede ser licuado bajo presiones muy grandes y no
puede ser congelado.
Durante un eclipse solar en 1868, el
astrónomo francés Pierre Janssen observó una línea espectral amarilla
en la luz solar que hasta ese momento era desconocida. Norman
Lockyer observó el mismo eclipse y propuso que dicha línea era producida
por un nuevo elemento, al cual llamó helio, con lo
cual, tanto a Lockyer como
a Janssen se les adjudicó el descubrimiento de este elemento. En 1903 se
encontraron grandes reservas de helio en campos de gas natural en
los Estados Unidos, país con la mayor producción de helio en el mundo.
Industrialmente se usa
en criogenia (siendo su principal uso, lo que representa alrededor de
un 28% de la producción mundial), en la refrigeración de imanes
superconductores. Entre estosusos, la aplicación más
importante es en los escáneres de resonancia magnética.
También se utiliza como protección para la soldadura por arco y otros
procesos, como el crecimiento de cristales de silicio, los cuales
representan el 20% de su uso para el primer caso y el 26% para el segundo.
Otros usos menos frecuentes, aunque popularmente conocidos, son el llenado
de globos y dirigibles, o su empleo como componente de
las mezclas de aire usadas en el buceo a gran profundidad. El
inhalar una pequeña cantidad de helio genera un cambio
en la calidad y el timbre de la voz humana. En la investigación científica, el
comportamiento del helio-4 en forma líquida en sus dos fases, helio I y helio
II, es importante para los científicos que estudian la mecánica
cuántica (en especial, el fenómeno de la súper fluidez), así como
para aquellos que desean conocer los efectos ocurridos en la materia a
temperaturas cercanas al cero absoluto (como el caso de
la superconductividad).
El helio es el segundo elemento más ligero y el segundo más abundante en
el universo observable, constituyendo el 24% de la masa de los
elementos presentes en nuestra galaxia. Esta abundancia
se encuentra en proporciones similares en el Sol y en Júpiter.
Por masa se encuentra en una proporción doce veces mayor a la
de todos los elementos más pesados juntos. La presencia tan frecuente de
helio es debida a elevada energía de
enlace por nucleón del
helio-4 con respecto a los tres elementos que le siguen en la tabla periódica
(litio, berilio y boro). Esta energía da como resultado la producción frecuente de
heliotanto en la fusión nuclear como
en la desintegración radioactiva. La mayor parte del helio en el universo se encuentra presente
en la forma del isótopo helio-4
(4He), el cual se cree que se formó unos 15 minutos después del Big Bang. Gracias a la fusión de
hidrógeno en las estrellas activas, se forma una pequeña cantidad de helio
nuevo, excepto en las de mayor masa, debido a que durante
las etapas finales de su vida generan su energía convirtiendo el helio en
elementos más pesados. En la atmósfera de
la Tierra se encuentran trazas de helio debido a
la desintegración radioactiva de algunos elementos. En algunos depósitos naturales el gas se encuentra en cantidad
suficiente para la explotación.
En la Tierra, la ligereza de helio ha provocado su evaporación de la nube de
gas y polvo a partir de la cual se formó el planeta, por lo que es relativamente
poco frecuente —con una fracción de 0,00052 por volumen— en la atmósfera
terrestre. El helio presente en la Tierra hoy en día ha sido
creado en su mayor parte por la desintegración radiactiva natural de los
elementos radioactivos pesados (torio y uranio), debido a que las
partículas alfa emitidas en dichos procesos constan de núcleos de helio-4.
Este helio radiogénico es atrapado junto con el gas natural en
concentraciones de hasta el 7% por volumen, del que se extrae
comercialmente por un proceso de separación a baja temperatura llamado
destilación fraccionada.
Historia
Descubrimiento científico
Líneas espectrales del
helio.
La primera evidencia de la existencia del helio se observó el 18 de agosto
de 1868 comouna línea brillante de color amarillo con una
longitud de 587,49nanómetros en el espectro de
la cromosfera del Sol. La línea fue detectada por el astrónomo
francés Pierre Janssen durante un eclipse solar total en
Guntur, India. En un principio se pensó que
esta línea era producida por el sodio. El 20 de octubre del mismo año, el
astrónomo inglés Joseph Norman Lockyer observó una línea amarilla en
el espectro solar, a la cual nombró como la línea de
Fraunhofer D3 porque estaba cerca de las líneas de sodio D1 y
D2 ya conocidas. Lockyer llegó a la conclusión de que dicha línea
era causada por un elemento existente en el Sol pero
desconocido en la Tierra. Eduard Frankland confirmó los resultados de Janssen y
propuso el nombre helium para el nuevo elemento, en honor al dios
griego del
sol (Helios) al que se añadió el sufijo -ium ya que se esperaba que
el nuevo elemento fuera metálico.
En 1882, el físico italiano Luigi Palmieri detectó helio en la
Tierra por primera vez, a través de su línea espectral D3, cuando analizó la
lava del monte
Vesubio.
El 26 de marzo de 1895 Sir William Ramsay aisló el helio al
tratar la cleveita (una variedad de la uranita que contiene
por lo menos un 10% de tierras raras) con ácidos
minerales. Ramsey en realidad buscaba argón, pero después de separar
el nitrógeno y el oxígeno del gas liberado
por el ácido sulfúrico, notó una brillante línea amarilla que coincidía
con la línea D3 observada en el espectro solar. Las muestras fueron
identificadas como
helio por Lockyer y el físico británico William Crookes. Además fue aislado
de lacleveita el mismo año independientemente por los químicos Per Teodor
Cleve y Abraham Langlet en Uppsala (Suecia),
quienes pudieron obtener suficiente cantidad del gas para
determinar acertadamente su peso atómico. El helio también fue
aislado por el geoquímico estadounidense William Francis Hillebrand,
aunque este atribuyó las líneas al nitrógeno.
En 1907 Ernest Rutherford y Thomas Royds demostraron que
las partículas alfa son núcleos de helio, al permitir a las
partículas penetrar una delgada pared de un tubo de
vidrio al vacío y después creando una descarga eléctrica dentro del mismo para estudiar el espectro del gas. En 1908 el físico
holandés Heike Kamerlingh Onnes produjo helio líquido por primera vez
enfriando el gas hasta 0 K,80 lo que le
hizo merecedor del premio
Nobel. Él trató asimismo de solidificar el helio reduciendo su temperatura,
aunque no lo logró debido a que este elemento carece
de un punto triple, temperatura a la cual las fases sólida, líquida y gaseosa
existen en equilibrio. En 1926 su
discípulo Willem Hendrik Keesom logró por vez primera solidificar
1 cm³ helio.
En 1938, el físico ruso Pyotr Leonidovich Kapitsa descubrió que
el helio-4 casi no tiene viscosidad a temperaturas cercanas al cero absoluto, un fenómeno que ahora se llama superfluidez.82Este
fenómeno está relacionado con la condensación de Bose-Einstein. En 1972,
el mismo fenómeno se observó en el helio-3, pero a temperaturas mucho más
cerca del cero
absoluto, por los físicos estadounidenses Douglas D. Osheroff, David M. Lee y
Robert C. Richardson.
Se cree que en el helio-3el fenómeno está relacionado
con la creación de pares de fermiones de este isótopo, de tal manera
que se forman bosones, en analogía a los pares de Cooper que
producen la superconductividad.
Caracteristicas Principales
A pesar de que la configuración electrónica del helio es 1s2, no
figura en el grupo 2 de la tabla periódica de los elementos, junto
al hidrógeno en el bloque s, sino que se coloca en el grupo 18
del bloque p, ya que al tener el nivel de energía completo presenta las
propiedades de un gas noble.
En condiciones normales de presión y temperatura es un gas monoatómico no inflamable, pudiéndose
licuar solamente en condiciones extremas (de alta presión y baja temperatura).
Tiene el punto de solidificación más bajo de todos los
elementos químicos, siendo el único líquido que no puede solidificarse bajando
la temperatura, ya que permanece en estado líquido en el cero absoluto a
presión normal. De hecho, su temperatura crítica es de tan solo
5,19K o -267 grados centígrados. Los sólidos
compuestos por 3He y 4He son los únicos en los que es posible,
incrementando la presión, reducir el volumen más del 30%. El calor
específico del
gas helio es muy elevado y el helio vapor muy denso, expandiéndose rápidamente
cuando se calienta a temperatura ambiente.
El helio sólido solamente existe a presiones del orden de 100 MPa a 15 K (-258 °C). Aproximadamente a esa temperatura, sufre una
transformación cristalina, de una estructura cúbica centrada en las caras a una estructura hexagonal compacta. En
condiciones más extremas (3 K, aunque presiones de 3 MPa) seproduce un nuevo cambio, empaquetándose los átomos en una estructura
cúbica centrada en el cuerpo. Todos estos empaquetamientos tienen energías y
densidades similares, debiéndose los cambios a la forma en la que los átomos
interactúan.2
Isotopos
Representación esquemática de un átomo de4He.
Existen ocho isótopos conocidos del helio, pero tan
solo el 3He y el 4He son estables. En la atmósfera
terrestre hay un átomo de 3He por cada millón de
átomos de 4He. A diferencia de otros elementos, la abundancia
isotópica del
helio varía mucho por su origen, debido a los diferentes procesos de formación.
El isótopo más común, el 4He, se produce en la Tierra
mediante la desintegración alfa de elementos radiactivos más pesados;
las partículas alfa que aparecen son átomos de4He completamente ionizado.
El 4He tiene un núcleo inusualmente estable
debido a que sus nucleones están ordenados en capas completas. Además,
este isótopo se formó en grandes cantidades durante
la nucleosíntesis primordial en el Big Bang.
El 3He está presente hoy en día en la tierra tan solo en trazas (la
mayoría data desde la formación de la Tierra), aunque algo de este cae a la Tierra al ser atrapado en el polvo
cósmico. Algunos rastros también son producidos mediante
la desintegración beta del tritio. Algunas rocas de
la corteza terrestre tienen distintas proporciones de isótopos que
varían hasta un factor de diez. Estas proporciones
pueden usarse para investigar el origen de las rocas
así como la composición del manto terrestre. El 3He es mucho más abundante en las estrellas comoproducto de
la fusión nuclear. Por consiguiente, en el medio interestelar, la
proporción de3He y 4He es alrededor de 100 veces más grande que la que hay
en la Tierra. El material extraplanetario, como regolitos de asteroides y
lunares, tiene trazas de3He producto del
bombardeo de los vientos solares contra ellos. La superficie de
la Luna tiene concentraciones de 3He de alrededor de de 0 ppm. Algunas personas, principalmente Gerald
Kulcinski en 1986, han propuesto explorar la
Luna, excavar los regolitos lunares, y utilizar el 3He para fusión
nuclear.
El 4He líquido puede ser enfriado hasta 1 kelvin
utilizando enfriamiento por evaporación en recipientes en los que se puede
alcanzar y mantener estas temperaturas. Un enfriamiento similar para el
helio-3, que tiene un punto de ebullición más bajo, se puede alcanzar alrededor
de los 0 K en un refrigerador de helio-3.
Las mezclas que contienen la misma proporción de helio-3 y helio-4 a una
temperatura por debajo de 0 K se separan en dos
fases no miscibles debido a su incompatibilidad (cada una obedece a
una estadística cuántica diferente: los átomos de helio-4 son
bosones mientras que los átomos de helio-3 son fermiones). Los refrigeradores de dilución usan esta imposibilidad de
mezclado para alcanzar temperaturas de unos pocos milikelvin.
Es posible producir isótopos exóticos de helio, los cuales
rápidamente se descomponen en otras sustancias. El isótopo pesado de
menor duración es el He, con un periodo de
semidesintegración de 7.6×10–22 segundos. El 6He se descompone
emitiendo una partícula beta y su periodode desintegración es de 0 segundos. El He también emite partículas beta así como rayos
gamma. Tanto el 7He y el He se crean mediante
algunas reacciones nucleares. El He y el 8He son
conocidos por tener un halo nuclear. El 2He
(que consiste en dos protones y ningún neutrón) es
un radioisótopo que se desintegra en protio (hidrógeno) por
medio de emisión de protones, con un periodo de desintegración de
3×10–27 segundos
Precauciones
El helio neutro en condiciones normales no es tóxico, no juega ningún papel
biológico y se encuentra en trazas en la sangre humana. Si se inhala suficiente
helio de forma tal que remplace al oxígeno necesario
para la respiración, puede generar asfixia. Las precauciones que se deben de
tomar para el helio usado en criogenia son similares a las del nitrógeno
líquido. Su temperatura extremadamente baja puede causar
quemaduras por congelación y la tasa de expansión de líquido a gas puede causar
explosiones si no se utilizan mecanismos de liberación de presión.
Los depósitos de helio gaseoso a temperaturas de 5 a 10 K deben
almacenarse como
si contuvieran helio líquido debido al gran incremento de presión y a la
significativa dilatación térmica que se produce al calentar el gas
desde una temperatura a menos de 10 K hasta temperatura ambiente
