Diferencia entre revisiones de «Helio»
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La estabilidad inusual del helio-4 es importante también en [[cosmología]]. En los primeros minutos después del [[Big Bang]], el universo estaba compuesto por una mezcla de 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.<ref>{{cita libro| título= Introducción to modern Cosmology| apellido = Liddle |nombre= Andrew | editorial = Wiley |ubicación = Inglaterra | edición = segunda |isbn = 0470 84834 0 |idioma= inglés |páginas = 91-92}} Esta proporción se puede calcular haciendo un cociente de las [[Distribución de Maxwell-Boltzmann|distribuciones de Maxwell-Boltzmann]] para el protón y el electrón y utilizando el valor conocido de las masas de cada uno de ellos.</ref> La estabilidad del helio provocó que casi todos los compuestos hechos de núcleos atómicos que se formaron 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 dejo 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. Era apenas favorable, en términos de energía, que el helio se fundiera para formar el siguiente elemento en la tabla periódica que posee una energía menor por nucleón: el [[carbono]]. No obstante, debido a la falta de elementos intermedios, este proceso requiere la colisión casi simultánea de tres núcleos de helio-4 (véase [[proceso triple alfa]]). No había suficiente tiempo para que el carbono se formara en el Big Bang, antes de que el universo temprano se enfriara, en cuestión de minutos, a la temperatura y presión en las cuales la fusión de helio a carbono ya no es posible. Esto ocasionó que el universo temprano poseyera un cociente hidrógeno/helio muy similar al observado actualmente (tres partes de hidrógeno por una de helio-4 por masa), 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 [[Planeta terrestre|planetas rocosos]] como la Tierra y para la existencia de vida basada en el carbono— tuvieron que crearse, desde el Big Bang, 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 bariónica|materia ordinaria]] del universo, es decir, prácticamente toda la materia ordinaria que no es hidrógeno.<ref>{{cita libro|apellido = Halliday |nombre = David |apellido2 = Resnick |nombre2 = Robert |apellido3 = Krane |nombre3 = Kenneth |título = Física |edición = tercera |editorial = Compañía Editorial Mexicana |volumen = 2 |isbn = 968-26-1255-1 |
=== Fases de gas y de plasma ===
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