Helio

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  Hexagonal.svg Capa electrónica 002 Helio.svg
 
2
He
 
               
               
                                   
                                   
                                                               
                                                               
Tabla completaTabla ampliada
He,2.jpg
Incoloro
Información general
Nombre, símbolo, número Helio, He, 2
Serie química Gases nobles
Grupo, período, bloque 18, 1, s
Masa atómica 4,0026  u
Configuración electrónica 1 s2
Electrones por nivel 2 ( imagen)
Propiedades atómicas
Electronegatividad Sin datos ( Pauling)
Radio atómico (calc) 31  pm ( Radio de Bohr)
Radio covalente 32  pm
Radio de van der Waals 140  pm
Estado(s) de oxidación 0 (desconocido)
1.ª Energía de ionización 2372,3  kJ/mol
2.ª Energía de ionización 5250,5 kJ/mol
Propiedades físicas
Estado ordinario Gas
Densidad 0,1785  kg/m3
Punto de fusión 0,95 K (-272 °C)
Punto de ebullición 4,22 K (-269 °C)
Entalpía de vaporización 0,0845  kJ/mol
Entalpía de fusión 5,23  kJ/mol
Varios
Estructura cristalina hexagonal
N° CAS 7440-59-7
N° EINECS 231-168-5
Calor específico 5193  J/( K· kg)
Conductividad eléctrica Sin datos  S/ m
Conductividad térmica 0,152  W/(K·m)
Velocidad del sonido 970  m/s a 293,15  K (20  °C)
Isótopos más estables
Artículo principal: Isótopos del helio
iso AN Periodo MD Ed PD
MeV
3He 0,000137 Estable con 1 neutrón
4He 99,999863 Estable con 2 neutrones
6He Sintético 806,7 ms β- 3,508 6 Li
Valores en el SI y condiciones normales de presión y temperatura, salvo que se indique lo contrario.
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El helio (en griego:ἥλιος helios,sol) es un elemento químico de número atómico 2, símbolo He y masa atómica 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 estos usos, 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.[1] 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 superfluidez), 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 helio tanto 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.

Características 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 5,20  K ó −267,96 grados Celsius. 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 M Pa a 15 K (−258,15  °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) se produce 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]

El átomo de helio

El helio en la mecánica cuántica

El helio es un elemento químico cuyo átomo es el más simple de resolver utilizando las reglas de la mecánica cuántica después del átomo de hidrógeno. Se compone de dos electrones en órbita alrededor de un núcleo que contiene dos protones junto con uno o dos neutrones, dependiendo del isótopo. Sin embargo, como en la mecánica newtoniana, ningún sistema que consista de más de dos partículas se puede resolver con un enfoque de análisis matemático exacto (véase problema de los tres cuerpos) y el helio no es la excepción. Así, los métodos matemáticos son necesarios, incluso para resolver el sistema de un núcleo y dos electrones. Sin embargo, tales métodos de la química computacional se han utilizado para crear una imagen mecánico cuántica de las uniones de los electrones de helio con una precisión dentro de un 2 % del valor correcto, con unos pocos pasos de cálculo computacional.[3] En estos modelos se observa que cada electrón evita parcialmente que el otro sienta la interacción con el núcleo, de tal manera que la carga nuclear efectiva Z es de aproximadamente 1,69 unidades, y no las 2 cargas de un "núcleo desnudo" clásico de helio.

El átomo de hidrógeno se utiliza ampliamente para ayudar a resolver el átomo de helio. El modelo atómico de Bohr dio una explicación muy precisa del espectro del átomo de hidrógeno, pero cuando se intentó utilizar en el helio el modelo falló. Werner Heisenberg desarrolló una modificación del análisis de Bohr, en el que utilizó valores semiintegrados de los números cuánticos. La teoría del funcional de la densidad se utiliza para obtener los niveles de energía en su estado base del átomo de helio, junto con el método de Hartree-Fock.

La relativa estabilidad del núcleo del helio-4 y su capa de electrones

El núcleo del átomo de helio-4, que es exactamente igual a una partícula alfa,[4] es particularmente interesante. La razón de esto se debe a que experimentos de dispersión de electrones de alta energía han mostrado que su carga decrece de forma exponencial a partir de un máximo en su punto central, exactamente de la misma manera en que decrece la densidad de carga en su propia nube de electrones. Esta simetría refleja principios físicos similares: el par de neutrones y de protones en el núcleo del helio obedecen a las mismas reglas mecánico-cuánticas que los dos electrones que lo orbitan —aunque la unión de las partículas en el núcleo se debe a un potencial diferente al que mantiene a los electrones en la nube alrededor del átomo—. De esta manera, estos fermiones (es decir, tanto protones como electrones y neutrones) ocupan completamente los orbitales 1s en pares, ninguno de ellos posee momento angular orbital y cada uno de ellos cancela el espín intrínseco del otro. El añadir otra de cualquiera de estas partículas requeriría momento angular y liberaría sustancialmente menos energía (de hecho, ningún núcleo con cinco nucleones es estable). Por esta razón, este arreglo para estas partículas es extremadamente estable energéticamente, y dicha estabilidad da lugar a muchos fenómenos cruciales inherentes al helio en la naturaleza.

Energía de enlace por nucleón para isótopos comunes. En el helio esta energía es significativamente mayor que en los núclidos adyacentes.

Como ejemplo de estos hechos debidos a la alta estabilidad de la configuración electrónica del helio está la baja reactividad química de este elemento (la más baja de toda la tabla periódica), así como la falta de interacción de sus átomos entre ellos mismos. Esto produce los puntos de fusión y de ebullición más bajos de todos los elementos. De la misma manera, la estabilidad energética del núcleo de helio-4 da lugar a una fácil producción de estos en reacciones atómicas que involucran tanto emisión de partículas pesadas como fusión nuclear. Cierta cantidad de helio-3 estable se produce en reacciones de fusión a partir del hidrógeno, pero es una fracción mucho menor comparada con el helio-4. La estabilidad del helio-4 es la razón por la cual el hidrógeno se convierte en esta forma de helio en el Sol, en vez de helio-3, deuterio u otros elementos más pesados. Asimismo es parcialmente responsable del hecho de que la partícula alfa es por mucho el tipo de partícula bariónica más comúnmente expelida por los núcleos atómicos. Dicho de otra manera, la desintegración alfa es mucho más común que la desintegración en núcleos más pesados.[5]

La inusual estabilidad del helio-4 es importante también en cosmología. En los primeros minutos después del Big Bang, el universo estaba compuesto por una mezcla de nucleones (protones y neutrones) libres. Esta «sopa» tenía originalmente una proporción de seis protones por cada neutrón, y después de un tiempo se enfrió al punto tal que se pudo dar la fusión nuclear.[6] La estabilidad del helio provocó que casi todas las agregaciones de nucleones formadas en ese momento fueran núcleos de helio-4. La unión de protones y neutrones para formar helio-4 tiene tanta fuerza que, de hecho, la producción de este elemento consumió casi todos los neutrones libres en cuestión de minutos, antes de que dichos núcleos pudieran decaer por desintegración beta. Esto dejó una cantidad muy pequeña de estas partículas para que se pudiera formar litio, berilio o boro. El enlace nuclear por cada nucleón en el helio-4 es más fuerte que en cualquiera de estos tres elementos (véase nucleogénesis y energía de enlace). Por lo tanto, no había ningún mecanismo energético disponible, una vez que se hubo formado el helio, para crear los elementos de número atómico 3, 4 y 5. En términos de energía, también era favorable la fusión del helio para formar el siguiente elemento en la tabla periódica con menor energía por nucleón: el carbono. No obstante, debido a la falta de elementos intermedios, este proceso requería la colisión casi simultánea de tres núcleos de helio-4 (véase proceso triple-alfa), por lo que no hubo suficiente tiempo para que el carbono se formara en el Big Bang: en cuestión de minutos, el universo temprano se enfrió a una temperatura y presión en las cuales la fusión de helio a carbono ya no fue posible. Esto ocasionó que el universo temprano poseyera un cociente hidrógeno/helio muy similar al observado actualmente (en masa, tres partes de hidrógeno por una de helio-4), con casi todos los neutrones del universo —como es el caso hoy en día— atrapados dentro de los núcleos de helio-4.

Todos los elementos más pesados —incluyendo aquellos que se necesitan para formar planetas rocosos como la Tierra y para la existencia de vida basada en el carbono— tuvieron que crearse posteriormente, en estrellas lo suficientemente calientes para quemar no solo hidrógeno —dado que esto solamente produce más helio— sino el mismo helio. Dichas estrellas son masivas y, por lo tanto, raras. Lo anterior da lugar al hecho de que todos los elementos químicos, aparte del hidrógeno y el helio, compongan solamente el 2 % de la masa en forma de átomos del universo. El helio-4, por su parte, constituye cerca del 23 % de toda la materia ordinaria del universo, es decir, prácticamente toda la materia ordinaria que no es hidrógeno.[7]

Fases de gas y de plasma

Tubo de descarga lleno de helio puro.

El helio es el gas noble menos reactivo después del neón y por tanto, el segundo elemento menos reactivo de todos ellos. Es inerte y monoatómico en condiciones normales. Debido a su baja masa atómica, en la fase gaseosa, la conductividad térmica, el calor específico, y la velocidad del sonido son mayores que en cualquier otro gas, excepto el hidrógeno. Por razones similares, y también debido al pequeño tamaño de sus átomos, su tasa de difusión a través de los sólidos es tres veces mayor que la del aire, y alrededor del 65 % de la del hidrógeno.[8]

Tubo de descarga lleno de helio, adoptando el símbolo de este elemento.

Asimismo es también menos soluble en agua que cualquier otro gas conocido,[8] Una vez preenfriado debajo de esta temperatura, el helio puede licuarse mediante el enfriamiento debido a su expansión.

La mayor parte del helio extraterrestre se encuentra en un estado de plasma, con propiedades muy diferentes a las del helio atómico. En el plasma, los electrones del helio no están ligados al núcleo, lo que hace que su conductividad eléctrica sea muy alta, aún cuando el gas está solo parcialmente ionizado. Las partículas cargadas son altamente influenciadas por los campos magnéticos y eléctricos. Por ejemplo, en el viento solar, junto con el hidrógeno ionizado, las partículas interactúan con la magnetosfera de la Tierra, dando lugar a la corriente de Birkeland y a las auroras.[11]

Fases líquida y sólida

A diferencia de cualquier otro elemento, el helio líquido se mantendrá así hasta el cero absoluto a presiones normales. Este es un efecto directo de la mecánica cuántica: en concreto, la energía del punto cero del sistema es demasiado alta para permitir la congelación. El helio sólido requiere una temperatura de 1 a 1,5 K (alrededor de -272 °C o -457 °F) y alrededor de 25 bar (2,5 MPa) de presión.[14]

Helio I

Por debajo de su punto de ebullición de 4,22 K, y por encima del punto lambda de 2,1768 K, el isótopo helio-4 existe en un estado normal de líquido incoloro, llamado helio I.[8] Al igual que otros líquidos criogénicos, el helio I hierve cuando se calienta y se contrae cuando baja su temperatura. Por debajo del punto lambda, sin embargo, esta fase no hierve y se expande a medida que la temperatura desciende aún más.

El helio tiene un índice de refracción similar al de un gas, de 1,026, lo que hace que su superficie sea muy difícil de ver, de tal forma que se suelen utilizar flotadores de poliestireno extruido para ver en dónde se encuentra la superficie.[8]

Helio II

Representación gráfica de la capacidad del Helio II para reptar por la superficie de los cuerpos con los que está en contacto.

El helio líquido por debajo de su punto lambda muestra características sumamente inusuales, en un estado llamado helio II. La ebullición del helio II no es posible debido a su alta conductividad térmica; la entrada de calor causa la evaporación del líquido directamente a gas. El isótopo helio-3 también tiene una fase de superfluido, pero solo a temperaturas mucho más bajas. Como resultado, se sabe menos sobre las propiedades de esta fase en dicho isótopo.[8]

El helio II es un superfluido, un estado cuántico de la materia con propiedades extrañas. Por ejemplo, cuando fluye a través de capilares tan delgados como de 10−7 a 10−8 m, no tiene viscosidad medible. Sin embargo, cuando se realizan mediciones entre dos discos en movimiento, se observa una viscosidad comparable a la del helio gaseoso. La teoría actual explica este fenómeno utilizando un modelo de dos fluidos para el helio II. En este modelo, el helio líquido por debajo del punto lambda se considera que contiene una proporción de átomos de helio en estado base, que componen el superfluido, y que fluyen con una viscosidad exactamente igual a cero; y una proporción de átomos de helio en un estado excitado, que se comportan más como un fluido ordinario.[15]

En el efecto fuente, se construye una cámara que está conectada a un depósito de helio II por medio de un disco sinterizado a través del cual el helio superfluido pasa fácilmente, pero aquellos líquidos que no son superfluidos no pueden. Si se calienta el interior del contenedor, el helio deja de ser superfluido. A fin de mantener fracción de equilibrio de helio superfluido, este se fuga a través del disco y aumenta la presión, haciendo que el líquido salga brotando del recipiente.[16]

La conductividad térmica del helio II es mayor que la de cualquier otra sustancia conocida. Es un millón de veces mayor que la del helio I y varios cientos de veces la del cobre.[8]

El helio II también presenta un efecto de ascensión. Cuando una superficie se extiende más allá del nivel de helio II, este se mueve a lo largo de la superficie, contra la fuerza de gravedad. El líquido se escapará de un contenedor que no esté sellado reptando por las paredes del mismo hasta que encuentre una región con mayor temperatura donde se evaporará. Este ascenso lo realiza en una película de 30 nm de espesor, independientemente del material de superficie. Esta película se llama película de Rollin y lleva el nombre de la primera persona que caracterizó este rasgo, Bernard V. Rollin.[20]

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