Pourquoi l’hélium figure-t-il dans le groupe 18 s’il appartient au bloc s ?
La configuration de l’hélium est 1s² : deux électrons dans une orbitale s, et rien d’autre. Si le bloc suit la sous-couche en cours de remplissage, l’hélium est un élément du bloc s et devrait se placer au-dessus du béryllium, dans le groupe 2.
Il n’y figure pas, et la raison tient à ce que la position en colonne suit la chimie, non la comptabilité. La couche externe de l’hélium est complète. La couche n = 1 n’accueille que deux électrons, si bien que 1s² est une couche fermée au même titre que le 2s² 2p⁶ du néon. L’hélium est chimiquement inerte, monoatomique et non réactif — le comportement qui définit le groupe 18, et rien de commun avec le béryllium.
Cette page colore l’hélium comme élément du bloc s et le place dans le groupe 18, ce qui paraît incohérent jusqu’à ce qu’on remarque que deux faits vrais y sont énoncés. Le bloc indique où est allé le dernier électron. Le groupe indique comment l’élément se comporte. Pour tous les éléments sauf l’hélium, les deux concordent.
Une minorité de chimistes plaide pour déplacer l’hélium dans le groupe 2 par cohérence, ce que font les tableaux en escalier. L’argument n’a jamais emporté l’adhésion, car un tableau qui séparerait l’hélium des autres gaz nobles masquerait la ressemblance chimique la plus forte de tout le système.
Comment a-t-on découvert l’hélium dans le Soleil avant la Terre ?
En 1868, lors d’une éclipse totale visible depuis l’Inde, Pierre Janssen observa une raie jaune vive dans le spectre de la chromosphère solaire, à une longueur d’onde d’environ 587,6 nm. Norman Lockyer, travaillant indépendamment en Angleterre, vit la même raie et conclut qu’elle appartenait à un élément inconnu sur Terre. Il le nomma d’après Hélios.
L’affirmation fut accueillie avec scepticisme pendant des décennies. Il fallut attendre 1895 pour que William Ramsay, traitant à l’acide un minerai d’uranium, la cleveite, recueille un gaz dont le spectre correspondait exactement à la raie de Janssen.
Ces 27 ans d’écart ne sont pas une curiosité. C’est la première fois qu’un élément était identifié ailleurs que sur Terre, et cela établit la spectroscopie comme un outil capable d’analyser la matière à distance astronomique. Tout ce que nous savons de la composition des étoiles et des galaxies découle de cette méthode.
L’hélium s’avéra être le deuxième élément le plus abondant de l’univers, environ 24 % de la matière ordinaire en masse, produit presque entièrement dans les premières minutes après le Big Bang. Sa rareté terrestre a une cause précise : il est assez léger pour s’échapper entièrement de l’atmosphère, et il ne se lie à rien qui pourrait le retenir.
Pourquoi l’hélium a-t-il le point d’ébullition le plus bas de tous ?
L’hélium bout à 4,22 K, soit environ −269 °C. Aucune autre substance ne reste liquide jusqu’à une température aussi basse.
Deux propriétés se conjuguent. D’abord, les atomes d’hélium n’ont ni dipôle ni électron célibataire : la seule force entre eux est la dispersion de London, la plus faible des interactions intermoléculaires. Ensuite, le nuage électronique de l’hélium est petit et fermement tenu, donc à peine polarisable, ce qui rend même ces forces de dispersion inhabituellement ténues.
Il en résulte un liquide que presque rien ne maintient. Très peu d’énergie thermique suffit à séparer les atomes, et le point d’ébullition se situe à quatre degrés du zéro absolu.
Cette même faiblesse produit un phénomène plus étrange. Refroidissez l’hélium liquide sous 2,17 K — le point lambda — et il devient superfluide : il s’écoule sans viscosité, remonte les parois de son récipient en film mince, et conduit la chaleur si efficacement qu’il cesse entièrement de bouillonner. La superfluidité est un effet quantique rendu visible à l’échelle humaine, et l’hélium est le seul élément à la manifester dans des conditions de laboratoire ordinaires.
L’hélium refuse aussi de geler. Sous pression atmosphérique, il reste liquide jusqu’au zéro absolu. Le mouvement quantique de point zéro — cette agitation résiduelle que le principe d’incertitude interdit d’annuler — suffit à empêcher la formation d’un réseau. L’hélium solide exige environ 25 atmosphères.
À quoi sert l’hélium, et pourquoi sa raréfaction pose-t-elle problème ?
L’usage le plus visible, gonfler des ballons, est le moins important. La valeur réelle de l’hélium tient à ce que rien d’autre ne peut faire.
L’hélium liquide est le seul réfrigérant pratique pour les aimants supraconducteurs, ce qui en fait le fluide de travail de chaque IRM et du Grand Collisionneur de hadrons. Son inertie en fait le gaz de protection du soudage à l’arc des métaux réactifs et le gaz vecteur en chromatographie. Sa petite taille atomique en fait le traceur standard pour la détection de fuites sous vide.
Le problème d’approvisionnement est structurel. L’hélium terrestre est presque entièrement radiogénique : des particules alpha émises par la désintégration de l’uranium et du thorium dans la croûte, piégées dans les mêmes structures géologiques qui retiennent le gaz naturel. Il s’accumule sur des centaines de millions d’années et s’extrait comme sous-produit de la production gazière.
Une fois relâché, il est perdu. L’hélium est trop léger pour que la gravité terrestre le retienne : l’hélium atmosphérique migre vers le haut et s’échappe dans l’espace. Tout autre élément que nous utilisons reste sur la planète sous une forme ou une autre et peut en principe être récupéré. Un ballon lâché lors d’un anniversaire retire définitivement son hélium du monde accessible.
Pourquoi l’hélium est-il le deuxième élément le plus abondant de l’univers ?
L’hélium représente environ 24 % de la matière ordinaire en masse, et l’hydrogène l’essentiel du reste. Tout le reste — carbone, oxygène, fer, or — pèse environ 2 % à eux tous.
Presque tout cet hélium s’est formé dans les premières minutes après le Big Bang, lors de la nucléosynthèse primordiale. L’univers précoce était assez chaud pour que protons et neutrons fusionnent, et le rapport entre les deux au moment où la fusion est devenue possible a déterminé la quantité d’hélium formée. Pratiquement chaque neutron disponible s’est retrouvé enfermé dans un noyau d’hélium 4, exceptionnellement stable.
La fusion s’est ensuite arrêtée, car il n’existe aucun noyau stable de nombre de masse 5 ou 8. La chaîne menant de l’hélium aux éléments plus lourds comporte un trou, et l’univers s’est refroidi et dilué trop vite pour le franchir. Les étoiles ont plus tard résolu le problème par le processus triple alpha, en fusionnant trois noyaux d’hélium presque simultanément — mais cela exige des densités stellaires et des millions d’années.
La fraction primordiale d’hélium prédite, environ 24 %, correspond étroitement à l’observation, et c’est l’une des preuves les plus solides du modèle du Big Bang. Un univers ayant toujours existé dans son état actuel n’aurait aucune raison d’en contenir précisément cette quantité.