Diferencia entre revisiones de «Helio»
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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 [[partícula alfa|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 1s<sup>2</sup>, no figura en el grupo 2 de la [[tabla periódica de los elementos]], junto al [[hidrógeno]] en el [[Elementos del bloque s|bloque s]], sino que se coloca en el grupo 18 del [[Elementos del bloque p|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]] el helio es un [[gas]] monoatómico no inflamable, pudiéndose licuar sólo 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 [[punto crítico|temperatura crítica]] es de tan sólo 5,19[[Kelvin|K]] o -267,96 grados centígrados. Los sólidos compuestos por <sup>3</sup>He y <sup>4</sup>He 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 sólo existe a presiones del orden de 100 M[[Pascal (unidad)|Pa]] a 15 K (-258,15 [[grado Celsius|°C]]). Aproximadamente a esa temperatura, el helio sufre una transformación cristalina, de una [[redes de Bravais|estructura cúbica]] centrada en las caras a una estructura [[Sistema cristalino hexagonal|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.<ref>{{cita libro|título=The Properties of Liquid and Solid Helium|autor=Wilkis, J.|editorial=Clarendon Press|ubicación=Oxford, Inglaterra|fecha=1967|isbn=0-19-851245-7}}</ref>
=== 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. El helio se compone de dos electrones en órbita alrededor de un núcleo que contiene dos [[proton]]es junto con uno o dos [[neutrón|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.<ref>{{cita noticia|url=http://www.sjsu.edu/faculty/watkins/helium.htm|título= Magnetic susceptibility of the elements and inorganic compounds|autor=Watkins, Thayer|editorial=[[Universidad Estatal de San José]]}}</ref> 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]],<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 |páginas = 610}}</ref> 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 [[función exponencial|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 [[Orbital atómico|nube de electrones]]. Esta simetría refleja principios físicos similares: el par de neutrones y de protones en el núcleo del helio obedecen 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 (física)|potencial]] diferente al que mantiene a los electrones en la nube alrededor del átomo—. De esta manera, estos [[fermión|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 [[nucleón|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.
[[Archivo:Binding energy curve - common isotopes es.svg|thumb|right|500px|[[Energía de enlace]] por [[nucleón]] para [[isótopo]]s comunes. En el helio esta energía es significativamente mayor que en los [[núclido]]s 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 [[Punto de fusión|puntos de fusión]] y de [[Punto de ebullición|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 éstos 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 [[Barión|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.<ref>{{cita libro |apellido=Rapp |nombre=Donald |título=Quantum Mechanics |idioma=inglés |año=1971 |editorial=Holt, Rinehart and Winston, Inc |ubicación=Estados Unidos de América |isbn=03-081294-1 |páginas=336-342}}</ref>
La inusual estabilidad del helio-4 es importante también en [[cosmología]]. En los primeros minutos después del [[Teoría del Big Bang|Big Bang]], el universo estaba compuesto por una mezcla de [[nucleón|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.<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 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 [[Planeta terrestre|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 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 |páginas = 680-684}}</ref>
=== Fases de gas y de plasma ===
[[Archivo:Helium_discharge_tube.jpg|thumb|235px|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, la tasa de difusión del helio a través de los [[sólido]]s es tres veces mayor que la del aire, y alrededor del 65% de la del hidrógeno.<ref name=enc />
[[Archivo:HeTube.jpg|thumb|235px|Tubo de descarga lleno de helio, adoptando el símbolo de este elemento.]]
El helio es menos [[solubilidad|soluble]] en [[agua]] que cualquier otro gas conocido,<ref>{{cita publicación|título = Solubility of helium and neon in water and seawater|autor = Weiss, Ray F.| año = 1971| publicación = J. Chem. Eng. Data|volumen = 16|número = 2|páginas = 235–241 |doi = 10.1021/je60049a019}}</ref> y su [[índice de refracción]] es el más cercano a la unidad de todos los gases.<ref>{{cita publicación|título = Using helium as a standard of refractive|autor = Stone, Jack A.; Stejskal, Alois | año = 2004| publicación = Metrologia|volumen = 41|páginas = 189–197 |doi =10.1088/0026-1394/41/3/012}}</ref> Este elemento tiene un [[efecto Joule-Thomson|coeficiente Joule-Thomson]] negativo a temperatura ambiente normal, lo que significa que se calienta cuando se le permite expandirse libremente. Sólo por debajo de su temperatura de inversión de Joule-Thomson (de 32 a 50 K a 1 [[atmósfera (unidad)|atmósfera]]) se enfría en la expansión libre.<ref name=enc /> 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 (estado de la materia)|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, aun cuando el gas sólo está parcialmente ionizado. Las partículas cargadas son altamente influenciadas por los [[campo magnético|campos magnéticos]] y [[campo eléctrico|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 [[aurora polar|auroras]].<ref>{{cita publicación|título = Helium isotopes in an aurora|autor = Buhler, F.; Axford, W. I.; Chivers, H. J. A.; Martin, K.| año = 1976|publicación = J. Geophys. Res.|volumen = 81|número = 1|páginas = 111–115|doi = 10.1029/JA081i001p00111}}</ref>
=== 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.<ref>{{cita web |fecha = 5-10-2005 |url = http://www.phys.ualberta.ca/~therman/lowtemp/projects1.htm |título = Solid Helium |editorial = Department of Physics [[University of Alberta]]|fechaacceso=20-7-2008}}</ref> A menudo es difícil distinguir el helio sólido del líquido ya que el [[índice de refracción]] de las dos fases es casi el mismo. El sólido tiene un marcado [[punto de fusión]] y estructura cristalina, pero es muy compresible. Aplicar presión en un laboratorio puede reducir su [[volumen]] en más del 30%.<ref>{{cita publicación |autor = Malinowska-Adamska, C.; Soma, P.; Tomaszewski, J. |título = Dynamic and thermodynamic properties of solid helium in the reduced all-neighbours approximation of the self-consistent phonon theory |publicación = Physica status solidi (b) |volumen = 240 |número = 1 |páginas = 55–67 |doi = 10.1002/pssb.200301871 |año = 2003}}</ref> Con un [[módulo de compresibilidad]] del orden de 50 MPa,<ref>{{cita publicación |autor = Malinowska-Adamska, C.; Soma, P.; Tomaszewski, J. |título = Dynamic and thermodynamic properties of solid helium in the reduced all-neighbours approximation of the self-consistent phonon theory |publicación = Physica status solidi (b) |volumen = 240 |número = 1 |páginas = 55–67 |doi = 10.1002/pssb.200301871 |año = 2003}}</ref> es 50 veces más compresible que el agua. El helio sólido tiene una [[densidad]] de 0,214 ± 0,006 g/ml a 1,15 K y 66 atm, la densidad proyectada a 0 K y 25 bar (2,5 MPa) es 0,187 ± 0,009 g/ml.<ref>{{cita publicación |autor = Henshaw, D. B. |título = Structure of Solid Helium by Neutron Diffraction |publicación = Physical Review Letters |volumen = 109 |número = 2 |páginas = 328–330 |doi = 10.1103/PhysRev.109.328 |año = 1958}}</ref>
==== 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.<ref name=enc /> Al igual que otros líquidos [[criogenia|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 aun 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.<ref name=enc /> Este líquido incoloro, tiene una [[viscosidad]] muy baja y una densidad de 0,145 g/mL, que es sólo una cuarta parte del valor predicho por la [[física]] clásica.<ref name=enc /> Es necesario hacer uso de la mecánica cuántica para explicar esta propiedad y, por tanto, ambos tipos de helio líquido se llaman ''fluidos cuánticos'', lo que significa que muestran propiedades atómicas a escala macroscópica. Esto puede ser un efecto del hecho de que su punto de ebullición está muy cerca del cero absoluto, lo que impide que el movimiento molecular aleatorio ([[energía térmica]]) oculte sus propiedades atómicas.<ref name=enc />
==== Helio II ====
[[Archivo:Helium-II-creep.svg|thumb|150px|right|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 sólo a temperaturas mucho más bajas. Como resultado, se sabe menos sobre las propiedades de esta fase en dicho isótopo.<ref name=enc />
El helio II es un superfluido, un estado cuántico de la materia con propiedades extrañas. Por ejemplo, cuando fluye a través de [[tubo capilar|capilares]] tan delgados como de 10<sup>-7</sup> a 10<sup>-8</sup> 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.<ref>{{cita publicación |doi = 10.1006/aphy.2000.6019 |título = Microscopic Theory of Superfluid Helium |publicación = Annals of Physics |volumen = 281 |número = 1–2 |año = 2000|páginas = 636–705 12091211 |autor = Hohenberg, P. C.; Martin, P. C.}}</ref>
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, éste se fuga a través del disco y aumenta la presión, haciendo que el [[líquido]] salga brotando del recipiente.<ref>{{cita web |autor=Warner, Brent|url=http://cryowwwebber.gsfc.nasa.gov/introduction/liquid_helium.html |título=Introduction to Liquid Helium |editorial=NASA|fechaacceso=5-1-2007 |urlarchivo=http://web.archive.org/web/20050901062951/http://cryowwwebber.gsfc.nasa.gov/introduction/liquid_helium.html |fechaarchivo=1-9-2005}}</ref>
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]].<ref name=enc /> Esto se debe a que la conducción de calor se produce por un mecanismo cuántico excepcional. La mayoría de los materiales que son buenos conductores térmicos tienen una banda de [[electrones de valencia]] libres que sirven para transferir el calor. El helio II no tiene banda de valencia, pero conduce bien el calor. El flujo de calor se rige por ecuaciones similares a la [[ecuación de onda]] utilizada para caracterizar la propagación del sonido en el aire. Cuando se introduce calor, éste se mueve a través de helio II en forma de ondas a 20 metros por segundo a una temperatura de 1,8 K. Este fenómeno es conocido como [[segundo sonido]].<ref name=enc />
El helio II también presenta un efecto de ascensión. Cuando una [[superficie]] se extiende más allá del nivel de helio II, éste 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 [[nanómetro|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.<ref name=enc /><ref>{{cita publicación |doi = 10.1103/PhysRev.76.1209 |título = Rollin Film Rates in Liquid Helium |publicación = Physical Review |volumen = 76 |número = 8 |páginas = 1209–1211|año = 1949 |autor = Fairbank, H. A.; Lane, C. T.}}</ref><ref>{{cita publicación |doi = 10.1016/S0031-8914(39)80013-1 |título = On the "film" phenomenon of liquid helium II |publicación = Physica |volumen = 6 |número = 2 |año = 1939 |páginas = 219–230 |autor = Rollin, B. V.; Simon, F. }}</ref> Como resultado de este comportamiento y de la habilidad del helio II de escapar a través de aberturas pequeñas, es muy difícil mantener a este fluido confinado. Las ondas que se propagan a través de una película de Rollin se rigen por la misma ecuación de [[ondas de gravedad]] en aguas poco profundas, pero en lugar de la [[gravedad]], la fuerza de restauración es la [[fuerza de van der Waals]].<ref>{{cita web |autor = Ellis, Fred M. |url = http://fellis.web.wesleyan.edu/research/thrdsnd.html |título = Third sound |editorial = Wesleyan Quantum Fluids Laboratory|año = 2005|fechaacceso = 23-7-2008}}</ref> Estas ondas son conocidas como tercer sonido.<ref>{{cita publicación |doi = 10.1103/PhysRev.188.370 |título = Hydrodynamics and Third Sound in Thin He II Films |publicación = Physical Review |volumen = 188 |número = 1|año = 1949 |páginas = 370–384|autor = Bergman, D.}}</ref>
== Compuestos ==
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