Ήλιο

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Ήλιο
He-TableImage.png
Atom.svg
Γενικά
Όνομα Ήλιο
Σύμβολο He
Ατομικός αριθμός 2
Χημικός ομάδα Ευγενή αέρια
Ομάδα
Περίοδος
Τομέας		 18 (0)
1
s
Ατομικό βάρος 4,002602 g/mol
Εμφάνιση Άχρωμο αέριο
Ηλεκτρονική διαμόρφωση 1s2
Ηλεκτρόνια ανά
ενεργ. στάθμη		 2
Ιδιότητες
Σημείο τήξης -272,2°C (0,95 K)(25 bar)
Σημείο βρασμού -268,93°C (4,22 K)
Πυκνότητα 0,1786 kg/m3 (0°C, 1 bar)
Κρίσιμο σημείο 5,19 Κ, 2,27 bar
Θερμότητα εξατμίσεως 0,0829 kJ/mol
Διαλυτότητα στο νερό 8,61 cm3/kg
Θερμική αγωγιμότητα 0,1418 W/(m*K)(0°C)
Ενέργεια ιονισμού 1η: 2372,3 kJ/mol
2η: 5250,5 kJ/mol
Η κατάσταση αναφοράς είναι η πρότυπη κατάσταση
εκτός αν σημειώνεται διαφορετικά

Το χημικό στοιχείο ήλιο είναι το πρώτο μέλος της χημικής ομάδας των ευγενών αερίων, έχει σύμβολο το He και ατομικό αριθμό 2. Είναι αέριο, άχρωμο, άοσμο, άγευστο, μη τοξικό και μονομοριακό. Έχει τα χαμηλότερα σημεία βρασμού και τήξης από κάθε άλλο χημικό στοιχείο.

Είναι το δεύτερο πιο διαδεδομένο χημικό στοιχείο του σύμπαντος μετά το υδρογόνο (76% H, 23% He). Ειδικότερα είναι άφθονο στον Ήλιο και στο Δία. Η αφθονία τπυ αποδίδεται στο γεγονός της πολύ υψηλής ενέργειας σύνδεσης του πυρήνα του 4He. Το μεγαλύτερο ποσοστό του ηλίου στο σύμπαν θεωρείται ότι σχηματίστηκε ήδη από τη Μεγάλη Έκρηξη. Ένα μικρότερο ποσοστό θεωρείται ότι προέρχεται από πιο πρόσφατη πυρηνική σύντηξη υδρογόνου στα άστρα. Ένα πολύ μικρό ποσοστό θεωρείται ότι προέρχεται από τη ραδιενεργό διάσπαση βαρύτερων χημικών στοιχείων σε άστρα και πλανήτες. Υπάρχει όμως και ένας μικρός βαθμός κατανάλωσής του, περισσότερο στα μεγαλύτερης μάζας άστρα και λιγότερο στα μικρότερης, λόγω πυρηνικής σύντηξής του προς σχηματισμό βαρύτερων χημικών στοιχείων. Η αντίδραση αυτή επιταχύνεται προς το τέλος της «ζωής» των άστρων, όταν σχηματίζουν ερυθρούς γίγαντες. Το ισοζύγιο παραγωγής-κατανάλωσης ηλίου στο σύμπαν θεωρείται σαφώς θετικό (δηλαδή υπέρ του σχημστισμού).

Στην ατμόσφαιρα ανευρίσκεται μόνο σε ίχνη (5,24 ppm) επειδή είναι εξαιρετικά ελαφρύ και δεν μπορεί να συγκρατηθεί μαζικά από τη βαρύτητα της γης. Τη ήλιο παράγεται στη γη από τη ραδιενεργό διάσπαση βαρύτερων στοιχείων, γι' αυτό και συχνά αποτελεί συστατικό του φυσικού αερίου.

Εισπνοή μικρής ποσότητας ηλίου μεταβάλλει προσωρινά τη συχνότητα και τη χροιά της ανθρώπινης φωνής.

Πίνακας περιεχομένων

[Επεξεργασία] Ιστορία

Το ήλιο είναι το μοναδικό χημικό στοιχείο που ανακαλύφθηκε πρώτα έξω από τη γη, πριν αποδειχθεί ότι υπάρχει και σε αυτήν.

[Επεξεργασία] Επιστημονικές ανακαλύψεις

Φασματικές γραμμές ηλίου στο ορατό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος

Η πρώτη ένδειξη για την ύπαρξη του ηλίου παρατηρήθηκε στις 18 Αυγούστου του 1868 με τη μορφή μισς έντονσ κίτρινης φασματικής γραμμής με μήκος κύματος 587,49 nm στο φάσμα απορρόφησης της χρωμόσφαιρας του Ήλιου σπό τον γάλλο αστρονόμο Pierre Janssen κατά τη διάρκεια της ολικής ηλαικής έκλειψης στο Γκουντούρ της Ινδίας[1][2]. Η γραμμή αυτή βρίσκεται κοντά στις χαρακτηριστικές φασματικές γραμμές για το νάτριο και γι' αυτό αρχικά αποδόθηκε σ' αυτό το χημικό στοιχείο. Στις 20 Οκτωβρίου της ίδιας χρονιάς, ο άγγλος αστρονόμο Norman Lockyer επίσης την κίτρινη γραμμή στο ηλιακό φάσμα. Την ονόμασε D3 γραμμή Fraunhofer, επειδή βρίσκνταν κοντά στις αντίστοιχες D1 και D2 του νατρίου[3]. Κατέληξε ότι προέρχονταν από ένα άλλο (από το νάτριο) χημικό στοιχείο, που υπάρχει στον Ήλιο, αλλά είναι άγνωστο στη Γη. Ο Lockyer και ο άγγλος χημικός Edward Frankland ονόμασαν το νέο (για την εποχή) χημικό στοιχείο «ήλιο», από την ελληνική λέξη για τον Ήλιο[4][5][6].

Στη συνέχεια η ίδια κίτρινη γραμμή παρατηρήθηκε από τον L. Palmieri το 1881 στο φάσμα αερίων ηφαιστειακής προέλευσης από τον Βεζούβιο. Στις 26 Μαρτίου 1895 ο βρετανός χημικός Sir William Ramsay απομόνωσε ήλιο στη Γη, επεξεργαζόμενος δείγμα του ορυκτού κλεβείτη (μια ποικιλία του ουρανίτη, που περιέχει τουλάχιστον 10% σπάνιες γαίες) με ορυκτά οξέα. Ο Ramsay έφαχνε για αργό, αλλά διαχώρίζοντας το οξυγόνο και το άζωτο από τα αέρια που απελευθέρωσε με θειικό οξύ, παρατήρησε κίτρινη φασματική γραμμή που ταίριαζε με την D3 που είχε παρατηρηθεί στο ηλιακό φάσμα και είχε αποδοθεί στο χημικό στοιχείο ήλιο[7][8][9][10]. Τα δείγματα αυτά πιστωποιήθηκαν ότι ήταν ήλιο από τους Lockyer και William Crookes (βρετανός φυσικός). Η ανεξάρτητη αυτή απομόνωση του χημικού στοιχείου έδωσε την ευκαιρία να προσδιορισθεί η ατομική μάζα του χημικού στοιχείου[11][12][13]. Το ήλιο επίσης απομονώθηκε από τον αμερικανό γεωχημικό William Francis Hillebrand πριν από τον Ramsay, ο οποίος ανακάλυψε παράξενες φασματικές γραμμές σε δείγμα ορυκτού ουρανίτη. Ο Hillebrand όμως απέδωσε αυτές τις φασματικές γραμμές στο άζωτο. Η συγχαριτήρια επιστολή του στον Ramsay προσφέρει μια ενδιαφέρουσα περίπτωση μιας σχεδόν ανακάλυψης που προηγήθηκε και μιας ανακάλυψης που ακολύθησε στην επιστήμη[14]. Η ουσιαστική διαφορά ήταν η επιπλέον διαδικασία διαχωρισμού από το άζωτο του Ramsay, που εμπόδισε τη λάθος ταύτιση της φασματικής γραμμής D3.

Το 1907 οι Ernest Rutherford και Thomas Royds απέδειξσν πως τα σωματίδια α είναι πυρήνες 4He, επιτρέποντας σωματίδια α να διέλθουν μέσα από λεπτά τοιχώματα γυαλιού κενού σωλήνα, να αποφορτισθούν στο εσωτερικό του και μελετώντας το φάσμα του εγκλωβισμένου πλέον ηλίου. Το 1908 το ήλιο υγροποιήθηκε για πρώτη φορά από τον ολλανδό φυσικό Heike Kamerlingh Onnes ψύχοντας το αέριο σε θερμοκρασία μικρότερη από 1 Κ[15]. Προσπάθησε να το στερεοποιήσει κιόλας, αλλά απέτυχε επειδή το ήλιο δεν έχει τριπλό σημείο, στο οποίο οι τρεις φάσεις της ύλης υπέρχουν σε ισορροπία. Ο φοιτητής του Willem Hendrik Keesom κατόρθωσε τελικά να πάρει 1 cm3 στερεού ήλιου το 1926[16].

Το 1938, ο ρώσος φυσικός Pyotr Leonidovich Kapitsa ανακάλυψε ότι το 4He έχει σχεδόν μηδενικό ιξώδες σε θερμοκρασίες κοντά στους 0 Κ. Το φαινόμενο αυτό σήμερα ονομάζεται υπερευστότητα[17]. Το 1972, το ίδιο φαινόμενο παρατηρήθηκε για το 3He, αλλά σε θερμοκρασίες ακόμη πιο κοντά στους 0 Κ, από τους αμερικανούς φυσικούς Douglas D. Osheroff, David M. Lee και Robert C. Richardson. Το φαινόμενο αποδόθηκε στο συνδυασμό ζευγών φερμιόνιων ηλίου σε μποζόνια, σε αναλογία με τα ζεύγη ηλεκτρονίων του Cooper που παράγουν το φαινόμενο της υπεραγωγικότητας[18].

[Επεξεργασία] Ιδιότητες

Το ήλιο είναι αέριο άχρωμο, άοσμο, άγευστο και μη-τοξικό. Έχει το χαμηλότερο σημείο βρασμού από κάθε άλλο χημικό στοιχείο ενώ είναι το μοναδικό υγρό το οποίο είναι αδύνατο να παγώσει μόνο με την ελάττωση της θερμοκρασίας. Είναι απαραίτητη και η αύξηση της πίεσης. Επίσης είναι το μοναδικό υλικό που δεν διαθέτει τριπλό σημείο, δηλαδή ένα συνδυασμό θερμοκρασίας και πίεσης στον οποίο θα συνυπάρχουν σε ισορροπία οι τρεις καταστάσεις της ύλης – στερεό, υγρό και αέριο.

Στη φύση απαντάται σε δύο σταθερά ισότοπα, 3He και 4He, από τα οποία το πρώτο απαντάται σπάνια. Όπως όλα τα ευγενή αέρια έχει σταθερή ηλεκτρονική διαμόρφωση και το άτομό του είναι άπολο και σφαιρικό. Είναι το πιο αδρανές χημικό στοιχείο και οι μόνες αλληλεπιδράσεις μεταξύ των ατόμων είναι ασθενείς δυνάμεις van der Waals.

Έχει τη μικρότερη διαλυτότητα στο νερό από κάθε άλλο γνωστό αέριο, ενώ ο δείκτης διάθλασης είναι πιο κοντά στη μονάδα από κάθε άλλο γνωστό αέριο.

Το υπερρευστό ήλιο σκαρφαλώνει τα τοιχώματα του δοχείου υπερνικώντας την βαρύτητα.

Ίσως η πιο εντυπωσιακή από τις ιδιότητές του είναι η ικανότητά να μετατρέπεται σε υπερρευστό. Όταν το υγρό φυσικό ήλιο (το συνηθισμένο ισότοπο 4He) ψυχθεί ακόμα περισσότερο στους 2,2 Κ (γνωστό ως θερμοκρασιακό σημείο λ) μετασχηματίζεται σε μια νέα κατάσταση που έχει αρκετά παράξενες ιδιότητες. Η αρχική “φυσιολογική” κατάσταση ονομάζεται ήλιο-Ι η οποία μετασχηματίζεται στην κατάσταση ήλιο-ΙΙ. Στο σημείο που λαμβάνει χώρα ο μετασχηματισμός από την κατάσταση Ι στην κατάσταση ΙΙ, η ειδική θερμότητα αυξάνεται απότομα ενώ παρατηρείται και ακόμα πιο απότομη αύξηση της θερμικής αγωγιμότητας της τάξης του 106. Αντίθετα το ιξώδες του υλικού γίνεται ουσιαστικά μηδέν.

Το υπερρευστό ήλιο έχει την ιδιότητα να περνάει εύκολα πολύ λεπτά τριχοειδή αγγεία και σχισμές, που σχεδόν αποτρέπουν εντελώς τη ροή όλων των άλλων υγρών. Επίσης, η τεράστια θερμική αγωγιμότητα έχει ως αποτέλεσμα το ήλιο-ΙΙ να μην βράζει με την θέρμανση του αλλά κατευθείαν να εξατμίζεται από υγρό σε αέριο.

Τέλος η πιο “παράξενη” ιδιότητά του, είναι η ικανότητά του να καλύπτει με ένα φιλμ πάχους μερικών εκατοντάδων ατόμων όλες τις στερεές επιφάνειες με τις οποίες έρχεται σε επαφή και βρίσκονται κάτω από το θερμοκρασιακό σημείο λ. Η παραπάνω ιδιότητα μπορεί να παρατηρηθεί κάνοντας το εξής πείραμα: βυθίζουμε τον πυθμένα ενός κατάλληλου δοχείου μέσα σε ένα λουτρό ηλίου-ΙΙ και περιμένουμε η θερμοκρασία των τοιχωμάτων να πέσει κάτω από το σημείο λ. Τότε θα παρατηρήσουμε το υπερρευστό ήλιο να σκαρφαλώνει, ουσιαστικά χωρίς τριβές και υπερνικώντας την βαρύτητα, τις πλευρές του δοχείου και να το γεμίζει μέχρι να εξισωθούν οι επιφάνειες μέσα και έξω από αυτό.

[Επεξεργασία] Παραγωγή

Όπως αναφέρθηκε το ήλιο είναι το δεύτερο πιο διαδεδομένο χημικό στοιχείο στο σύμπαν και παράγεται στα άστρα από την πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου. Κατά την αντίδραση αυτή μόνο ένα 0,7% της αρχικής μάζας μετατρέπεται σε ενέργεια, διατηρώντας έτσι ουσιαστικά σταθερή τη μάζα του άστρου. Χαρακτηριστικά μπορούμε να αναφέρουμε ότι στον ήλιο κάθε δευτερόλεπτο που περνάει μετατρέπονται περίπου 600 εκατομμύρια τόνοι υδρογόνου σε 595,5 εκατομμύρια τόνους ηλίου με τους εναπομείναντες 4,5 εκατομμύρια τόνους να εκπέμπονται ως ενέργεια. Αυτή η ενέργεια, που παράγεται βαθιά στο εσωτερικό του ήλιου με τη μορφή ακτίνων γ υψηλής ενέργειας, αλληλεπιδρά με το αστρικό υλικό και σταδιακά μετατρέπεται σε φωτόνια μεγαλύτερου μήκους κύματος.

Στη γη το ήλιο υπάρχει σε μικρές συγκεντρώσεις στην ατμόσφαιρα αλλά σε μεγαλύτερες συγκεντρώσεις, που φτάνουν μέχρι και το 7%, ανευρίσκεται στο φυσικό αέριο, από το οποίο και παράγεται με κλασματική απόσταξη. Καθώς το ήλιο έχει το χαμηλότερο σημείο βρασμού από κάθε άλλο χημικό στοιχείο, με την εφαρμογή χαμηλών θερμοκρασιών και υψηλών πιέσεων επιτυγχάνεται η υγροποίηση και ο διαχωρισμός των υπόλοιπων αερίων (κυρίως άζωτο και μεθάνιο). Με επιπλέον διαδοχικές υγροποιήσεις των προσμίξεων σε συνεχώς χαμηλότερες θερμοκρασίες και ένα τελικό στάδιο επεξεργασίας με ενεργό άνθρακα επιτυγχάνεται τελική καθαρότητα ηλίου της τάξης του 99,995%.

Οι μεγαλύτεροι παραγωγοί ηλίου σήμερα είναι οι Η.Π.Α., η Αλγερία και, σε μικρότερες ποσότητες, η Ρωσία και η Πολωνία.

[Επεξεργασία] Χρήσεις

Το ήλιο χρησιμοποιείται για την πλήρωση αερόπλοιων γιατί είναι ελαφρύτερο από τον αέρα και δεν είναι εύφλεκτο όπως το υδρογόνο.

Η πιο γνωστή χρήση του είναι ως ανυψωτικό, στην πλήρωση αερόπλοιων και μπαλονιών καθώς είναι ελαφρύτερο από τον αέρα. Προτιμάται από το υδρογόνο γιατί δεν είναι εύφλεκτο ενώ έχει το 92,64% της ανυψωτικής ικανότητας αυτού (περίπου 1 kg/m3). Παρόλα αυτά η χρήση αυτή δεν είναι πια τόσο σημαντική και χρησιμοποιείται κυρίως σε μετεωρολογικά μπαλόνια.

Η κύρια χρήση είναι ως κρυογενικό ρευστό για την ψύξη σε εξαιρετικά χαμηλές θερμοκρασίες διάφορων μετάλλων ή άλλων υλικών, όπως στην περίπτωση της απεικόνισης με μαγνητικό συντονισμό (magnetic resonance imaging). Ήλιο χρησιμοποιεί, επίσης, ως μέσο ψύξης των μαγνητών του, ο επιταχυντής του CERN.

Επίσης, λόγω της πολύ μικρής διαλυτότητάς του στο νερό, χρησιμοποιείται ως υποκατάστατο του αζώτου σε συνθετικό αέρα αναπνευστικών συσκευών για μεγάλα βάθη, για την αντιμετώπιση της λεγόμενης νόσου των δυτών. Χρησιμοποιείται ως ψυκτικό σε ορισμένους πυρηνικούς αντιδραστήρες, στην αέρια χρωματογραφία, για τον εντοπισμό σημείων πιθανής διαρροής σε βιομηχανικό εξοπλισμό και για τη δημιουργία αδρανούς ατμόσφαιρας για την προστασία σημαντικών ιστορικών αντικειμένων. Τέλος, χρησιμοποιείται για την χρονολόγηση ορυκτών που περιέχουν ουράνιο και θόριο, καθώς είναι γνωστό ότι αυτά τα ραδιενεργά υλικά διασπώνται εκπέμποντας σωματίδια α, δηλαδή πυρήνες ηλίου.

Ως πρόσθετο τροφίμων χρησιμοποιείται με τον κωδικό Ε939.

[Επεξεργασία] Ασφάλεια - Υγεία

Το ήλιο δεν είναι τοξικό και ανευρίσκεται σε πολύ μικρές ποσότητες στο αίμα των ανθρώπων.

[Επεξεργασία] Αναφορές, παρατηρήσεις και υποσημειώσεις

  1. ↑ Kochhar, R. K. (1991). "French astronomers in India during the 17th - 19th centuries". Journal of the British Astronomical Association 101 (2): 95–100. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1991JBAA..101...95K/0000100.000.html. Retrieved 2008-07-27.
  2. ↑ Emsley, John (2001). Nature's Building Blocks. Oxford: Oxford University Press. pp. 175–179. ISBN 0-19-850341-5.
  3. ↑ Clifford A. Hampel (1968). The Encyclopedia of the Chemical Elements. New York: Van Nostrand Reinhold. pp. 256-268. ISBN 0442155980.
  4. ↑ Sir Norman Lockyer - discovery of the element that he named helium" Balloon Professional Magazine, 07 Aug 2009.
  5. ↑ "Helium". Oxford English Dictionary. 2008. http://dictionary.oed.com/cgi/entry/50104457?. Retrieved 2008-07-20.
  6. ↑ Thomson, W. (1872). Frankland and Lockyer find the yellow prominences to give a very decided bright line not far from D, but hitherto not identified with any terrestrial flame. It seems to indicate a new substance, which they propose to call Helium. Rep. Brit. Assoc. xcix.
  7. ↑ Clifford A. Hampel (1968). The Encyclopedia of the Chemical Elements. New York: Van Nostrand Reinhold. pp. 256-268. ISBN 0442155980.
  8. ↑ Ramsay, William (1895). "On a Gas Showing the Spectrum of Helium, the Reputed Cause of D3 , One of the Lines in the Coronal Spectrum. Preliminary Note". Proceedings of the Royal Society of London 58: 65–67. doi:10.1098/rspl.1895.0006.
  9. ↑ Ramsay, William (1895). "Helium, a Gaseous Constituent of Certain Minerals. Part I". Proceedings of the Royal Society of London 58: 80–89. doi:10.1098/rspl.1895.0010.
  10. ↑ Ramsay, William (1895). "Helium, a Gaseous Constituent of Certain Minerals. Part II--". Proceedings of the Royal Society of London 59: 325–330. doi:10.1098/rspl.1895.0097.
  11. ↑ Emsley, John (2001). Nature's Building Blocks. Oxford: Oxford University Press. pp. 175–179. ISBN 0-19-850341-5.
  12. ↑ (German) Langlet, N. A. (1895). "Das Atomgewicht des Heliums" (in German). Zeitschrift für anorganische Chemie 10 (1): 289–292. doi:10.1002/zaac.18950100130.
  13. ↑ Weaver, E.R. (1919). "Bibliography of Helium Literature". Industrial & Engineering Chemistry.
  14. ↑ Munday, Pat (1999). John A. Garraty and Mark C. Carnes. ed. Biographical entry for W.F. Hillebrand (1853–1925), geochemist and US Bureau of Standards administrator in American National Biography. 10-11. Oxford University Press. pp. 808–9; pp. 227–8.
  15. ↑ van Delft, Dirk (2008). "Little cup of Helium, big Science" (PDF). Physics today: 36–42. http://www-lorentz.leidenuniv.nl/history/cold/VanDelftHKO_PT.pdf. Retrieved 2008-07-20.
  16. ↑ Coldest Cold". Time Inc.. 1929-06-10. http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,751945,00.html. Retrieved 2008-07-27.
  17. ↑ Kapitza, P. (1938). "Viscosity of Liquid Helium below the λ-Point". Nature 141: 74. doi:10.1038/141074a0.
  18. ↑ Osheroff, D. D.; R. C. Richardson, D. M. Lee (1972). "Evidence for a New Phase of Solid He3". Phys. Rev. Lett. 28 (14): 885–888. doi:10.1103/PhysRevLett.28.885.

[Επεξεργασία] Πηγές

Commons logo
Τα Κοινά έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα
Περιοδικός πίνακας


Ανακτήθηκε από "http://el.wikipedia.org/wiki/%CE%89%CE%BB%CE%B9%CE%BF"