¿Cómo se descubrió un elemento mirando al Sol?
En agosto de 1868, durante un eclipse total visible desde la India, el astrónomo francés Jules Janssen observó el espectro de una protuberancia solar y anotó una línea amarilla a 587,6 nanómetros. Estaba cerca de las líneas del sodio, pero no coincidía con ninguna.
Ese mismo año, el inglés Norman Lockyer llegó a la misma conclusión y propuso que correspondía a un elemento desconocido. Lo llamó helio, del griego helios, sol.
La propuesta se recibió con escepticismo. Afirmar la existencia de un elemento que nadie había tocado, basándose solo en una raya de luz, iba más lejos de lo que la química de la época aceptaba. Pasaron veintisiete años hasta que William Ramsay, en 1895, obtuvo helio en Londres tratando el mineral cleveíta con ácido y comprobó que su espectro tenía la misma línea amarilla.
El helio es el único elemento identificado fuera de la Tierra antes que en ella.
¿Por qué es tan inerte?
Por la configuración 1s². Dos electrones llenan por completo la primera capa, y esa capa no admite más: el orbital 1s tiene capacidad para dos y ninguno más.
Un átomo con la capa llena no gana nada al ceder ni al aceptar electrones. La energía de ionización del helio es de 2 372 kJ/mol, la más alta de toda la tabla periódica. Arrancarle un electrón cuesta más que a cualquier otro átomo.
Esa estabilidad tiene consecuencias más allá de la química. Un núcleo de dos protones y dos neutrones está excepcionalmente ligado, y por eso las partículas alfa emitidas en desintegraciones radiactivas son núcleos de helio y no cualquier otro fragmento. La energía de enlace por nucleón del helio 4 es un pico local que domina toda la nucleosíntesis estelar.
No se conoce ningún compuesto estable de helio en condiciones ordinarias. Se han descrito especies bajo presiones extremas, como Na₂He a más de un millón de atmósferas, pero no son química corriente.
¿Qué es el helio superfluido?
Por debajo de 2,17 K, el helio líquido deja de comportarse como un líquido ordinario. La transición se llama punto lambda por la forma que adopta la curva de calor específico.
En ese estado, llamado helio II, la viscosidad es indistinguible de cero. El líquido fluye por capilares de un diámetro por el que ningún fluido normal pasaría. Trepa por las paredes del recipiente en una película de unas decenas de nanómetros y sale por el borde: si se llena un vaso de helio superfluido y se deja aislado, se vacía solo.
Su conductividad térmica es cientos de veces mayor que la del cobre. Por eso el helio superfluido no hierve formando burbujas: cualquier calor se reparte tan rápido que la superficie se evapora sin ebullición local. Al cruzar el punto lambda, un baño de helio que burbujeaba se queda repentinamente en calma, y ese cambio visible es la señal clásica en el laboratorio.
Pyotr Kapitsa recibió el Nobel en 1978 por este trabajo. El fenómeno es consecuencia de que los átomos de helio 4 son bosones y pueden ocupar todos el mismo estado cuántico.
¿Por qué escasea en la Tierra si abunda en el universo?
Por la misma razón que el hidrógeno: la masa. Un átomo de helio pesa cuatro unidades y se mueve con velocidad suficiente para escapar de la atmósfera terrestre. El helio primordial de la formación del planeta se perdió hace mucho.
Todo el helio disponible hoy es radiogénico. El uranio 238 y el torio 232 presentes en las rocas de la corteza emiten partículas alfa al desintegrarse; cada partícula alfa captura dos electrones y se convierte en un átomo de helio. El proceso es lentísimo: la vida media del uranio 238 es de 4 468 millones de años.
Ese helio migra a través de la roca y se acumula bajo las mismas trampas geológicas que retienen el gas natural. La concentración en la mayoría de los yacimientos es demasiado baja para justificar la separación. Solo unos pocos campos —en Kansas, Qatar, Argelia y Rusia— superan el umbral económico, en torno al 0,3 %.
La separación se hace por licuefacción fraccionada: se enfría el gas natural hasta que todo lo demás condensa y el helio, con el punto de ebullición más bajo que existe, queda en fase gaseosa.
¿Para qué se usa, más allá de los globos?
Los globos son una fracción menor y visible de un consumo mayoritariamente técnico.
El uso principal es la refrigeración de imanes superconductores. Un escáner de resonancia magnética contiene bobinas que deben mantenerse por debajo de su temperatura crítica, y solo el helio líquido llega a 4,2 K. Un aparato típico alberga entre 1 000 y 2 000 litros. El Gran Colisionador de Hadrones del CERN utiliza unas 120 toneladas.
En soldadura por arco, el helio protege el baño fundido del oxígeno atmosférico. Su elevada conductividad térmica produce un arco más caliente que el argón, lo que conviene para aluminio y cobre.
En detección de fugas, se aprovecha que el átomo de helio es pequeño y químicamente inerte: se presuriza un sistema con helio y se busca con un espectrómetro de masas por fuera. Detecta fugas que ningún otro método revela.
También se emplea en mezclas respiratorias para buceo profundo, sustituyendo al nitrógeno, que a alta presión provoca narcosis. La mezcla de helio y oxígeno, llamada heliox, permite trabajos submarinos a profundidades donde el aire comprimido sería incapacitante. El inconveniente es el mismo que hace divertidos los globos: la voz de los buceadores se vuelve ininteligible y exige procesamiento electrónico para la comunicación.
En investigación, el helio 3 —un isótopo rarísimo, presente en cerca de una parte por millón del helio natural— permite alcanzar temperaturas aún más bajas. Un refrigerador de dilución que mezcla helio 3 con helio 4 desciende por debajo de los pocos milikelvin, y es la tecnología que mantiene fríos los computadores cuánticos superconductores actuales.