Dannelse av atomkjerner.

Helium(Han) er en inert gass, som er det andre elementet i det periodiske systemet av elementer, så vel som det andre elementet når det gjelder letthet og utbredelse i universet. Den tilhører enkle stoffer og er under standardforhold (Standard temperatur og trykk) en monoatomisk gass.

Helium har ingen smak, farge, lukt og inneholder ikke giftstoffer.

Blant alle enkle stoffer har helium det laveste kokepunktet (T = 4,216 K). Ved atmosfærisk trykk er det umulig å oppnå fast helium, selv ved temperaturer nær absolutt null - for å gå inn i fast form trenger helium et trykk over 25 atmosfærer. Det er få kjemiske forbindelser av helium og alle er ustabile under standardforhold.
Naturlig forekommende helium består av to stabile isotoper, He og 4He. "He"-isotopen er svært sjelden (isotopoverflod 0,00014%) med 99,99986% for 4He-isotopen. I tillegg til naturlige er 6 kunstige radioaktive isotoper av helium også kjent.
Utseendet til nesten alt i universet, helium, var den primære nukleosyntesen som fant sted de første minuttene etter Big Bang.
For tiden nesten alle helium Det er dannet av hydrogen som et resultat av termonukleær fusjon som skjer i det indre av stjerner. På planeten vår dannes helium i prosessen med alfa-forfall av tunge elementer. Den delen av heliumet som klarer å sive gjennom jordskorpen kommer ut som en del av naturgass og kan utgjøre opptil 7 % av sammensetningen. Hva skal fremheves helium fra naturgass brukes fraksjonert destillasjon - prosessen med lavtemperaturseparasjon av elementer.

Historien om oppdagelsen av helium

Den 18. august 1868 var det ventet en total solformørkelse. Astronomer over hele verden har aktivt forberedt seg på denne dagen. De håpet å løse mysteriet med prominenser - lysende projeksjoner synlige på tidspunktet for en total solformørkelse langs kantene av solskiven. Noen astronomer mente at prominenser er høye månefjell, som på tidspunktet for en total solformørkelse er opplyst av solens stråler; andre mente at prominensene var fjell på selve solen; atter andre så flammende skyer av solatmosfæren i solprojeksjonene. Flertallet mente at prominenser ikke var noe mer enn en optisk illusjon.

I 1851, under en solformørkelse observert i Europa, så den tyske astronomen Schmidt ikke bare solprojeksjoner, men klarte også å skjelne at konturene deres endrer seg over tid. Basert på sine observasjoner, konkluderte Schmidt med at prominenser er glødende gasskyer som kastes ut i solatmosfæren av gigantiske utbrudd. Men selv etter Schmidts observasjoner anså mange astronomer fortsatt brennende avsatser for å være en optisk illusjon.

Først etter den totale formørkelsen 18. juli 1860, som ble observert i Spania, da mange astronomer så solprojeksjonene med egne øyne, og italieneren Secchi og franskmannen Dellar klarte ikke bare å skissere, men også fotografere dem, ingen hadde noen tvil om eksistensen av prominenser.

I 1860 var et spektroskop allerede oppfunnet - en enhet som gjør det mulig, ved å observere den synlige delen av det optiske spekteret, å bestemme den kvalitative sammensetningen av kroppen som det observerte spekteret er hentet fra. Men på dagen for solformørkelsen brukte ingen av astronomene et spektroskop for å se spekteret av prominenser. Spektroskopet ble husket da formørkelsen allerede var over.

Det er grunnen til at hver astronom, under forberedelsene til solformørkelsen i 1868, inkluderte et spektroskop i listen over instrumenter for observasjon. Jules Jansen, en kjent fransk vitenskapsmann, glemte ikke denne enheten da han dro til India for å observere prominenser, der forholdene for å observere en solformørkelse, ifølge astronomenes beregninger, var de beste.

I det øyeblikket da den glitrende solskiven var fullstendig dekket av månen, undersøkte Jules Jansen med et spektroskop de oransje-røde flammene som rømte fra overflaten av solen, i spekteret, i tillegg til tre kjente linjer med hydrogen : rød, grønn-blå og blå, en ny, ukjent - knallgul. Ingen av stoffene kjent for datidens kjemikere hadde en slik linje i den delen av spekteret der Jules Jansen oppdaget det. Den samme oppdagelsen, men hjemme i England, ble gjort av astronomen Norman Lockyer.

25. oktober 1868 mottok vitenskapsakademiet i Paris to brev. Den ene, skrevet dagen etter solformørkelsen, kom fra Guntur, en liten by på østkysten av India, fra Jules Janssen; et annet brev datert 20. oktober 1868 var fra England fra Norman Lockyer.

De mottatte brevene ble lest opp på et møte med professorer ved Paris Academy of Sciences. I dem rapporterte Jules Jansen og Norman Lockyer, uavhengig av hverandre, om funnet av det samme «solstoffet». Dette nye stoffet, funnet på overflaten av solen ved hjelp av et spektroskop, foreslo Lockyer å kalle helium fra det greske ordet for "sol" - "helios".

En slik tilfeldighet overrasket det vitenskapelige møtet mellom professorer ved akademiene og vitnet samtidig om den objektive karakteren av oppdagelsen av et nytt kjemisk stoff. Til ære for oppdagelsen av substansen til solfakler (prominenser), ble en medalje slått ut. På den ene siden av denne medaljen er det inngravert portretter av Jansen og Lockyer, og på den andre et bilde av den antikke greske solguden Apollo i en vogn trukket av fire hester. Under vognen var en inskripsjon på fransk: "Analyse av solprojeksjoner den 18. august 1868."

I 1895 trakk London-kjemikeren Henry Myers oppmerksomheten til William Ramsay, den berømte engelske fysiske kjemikeren, til den da glemte artikkelen til geologen Hildebrand. I denne artikkelen argumenterte Hildebrand for at noen sjeldne mineraler, når de varmes opp i svovelsyre, avgir en gass som ikke brenner og ikke støtter forbrenning. Blant disse sjeldne mineralene var kleveite, funnet i Norge av Nordenskiöld, den berømte svenske oppdageren av polarområdene.

Ramsay bestemte seg for å undersøke arten av gassen i kleveite. I alle kjemikaliebutikkene i London klarte Ramsays assistenter å kjøpe bare ... ett gram baktalelse, og betalte bare 3,5 shilling for det. Etter å ha isolert flere kubikkcentimeter gass fra mengden cleveite som ble oppnådd og renset den fra urenheter, undersøkte Ramsay den med et spektroskop. Resultatet var uventet: gassen som ble sluppet ut fra kleveite viste seg å være ... helium!

Da Ramsay ikke stolte på oppdagelsen sin, henvendte han seg til William Crookes, den daværende ledende spesialisten på spektralanalyse i London, med en forespørsel om å undersøke gassen som ble frigjort fra cleveite.

Crookes undersøkte gassen. Resultatet av studien bekreftet Ramsays oppdagelse. Den 23. mars 1895 ble det derfor oppdaget et stoff på jorden som var funnet på solen 27 år tidligere. Samme dag publiserte Ramsay oppdagelsen sin, og sendte en melding til Royal Society of London og en annen til den berømte franske kjemikeren akademiker Berthelot. I et brev til Berthelot ba Ramsay om å informere det vitenskapelige møtet til professorer ved Paris Academy om oppdagelsen hans.

Femten dager etter Ramsay, uavhengig av ham, isolerte den svenske kjemikeren Langley helium fra kleveite og rapporterte i likhet med Ramsay sin oppdagelse av helium til kjemikeren Berthelot.

For tredje gang ble helium oppdaget i luften, hvor det ifølge Ramsay skal ha kommet fra sjeldne mineraler (kleveite osv.) under ødeleggelse og kjemiske transformasjoner på jorden.

Små mengder helium ble også funnet i vannet i noen mineralkilder. Så, for eksempel, ble den funnet av Ramsay i den helbredende kilden Cotret i Pyreneene, den engelske fysikeren John William Rayleigh fant den i kildevannet i det berømte feriestedet Bath, den tyske fysikeren Kaiser oppdaget helium i kildene som strømmet inn. fjellene i Schwarzwald. Imidlertid ble mest av alt helium funnet i noen mineraler. Det finnes i samarskitt, fergusonitt, kolumbitt, monazitt og uranit. Mineralet thorianitt fra øya Ceylon inneholder spesielt mye helium. Et kilo thorianitt frigjør 10 liter helium når det varmes opp rødglødende.

Det ble snart slått fast at helium bare finnes i de mineralene som inneholder radioaktivt uran og thorium. Alfastrålene som sendes ut av noen radioaktive grunnstoffer er ikke annet enn kjernene til heliumatomer.

Fra historien...

Dens uvanlige egenskaper gjør det mulig å bruke helium mye til en rekke formål. Den første, absolutt logiske, basert på dens letthet, er bruken i ballonger og luftskip. Dessuten, i motsetning til hydrogen, er det ikke eksplosivt. Denne egenskapen til helium ble brukt av tyskerne i første verdenskrig på kampluftskip. Ulempen med å bruke det er at et heliumfylt luftskip ikke vil fly like høyt som et hydrogen.

For bombardement av store byer, hovedsakelig hovedstedene i England og Frankrike, brukte den tyske kommandoen i første verdenskrig luftskip (zeppelinere). Hydrogen ble brukt til å fylle dem. Derfor var kampen mot dem relativt enkel: et brannprosjektil som falt inn i skallet på luftskipet antente hydrogen, som øyeblikkelig blusset opp og apparatet brant ut. Av de 123 luftskipene som ble bygget i Tyskland under første verdenskrig, brant 40 ut fra brannskall. Men en dag ble generalstaben til den britiske hæren overrasket over en melding av særlig betydning. Direkte treff av brennende skjell på den tyske zeppelineren ga ikke resultater. Luftskipet brast ikke i flammer, men sakte strømmet ut av ukjent gass og fløy tilbake.

Militære eksperter var forvirret, og til tross for en presserende og detaljert diskusjon av spørsmålet om ikke-brennbarheten til zeppelin fra brennende prosjektiler, kunne de ikke finne den nødvendige forklaringen. Gåten ble løst av den engelske kjemikeren Richard Threlfall. I et brev til det britiske admiralitetet skrev han: "... Jeg tror at tyskerne fant opp en måte å utvinne helium i store mengder på, og denne gangen fylte de skallet på zeppelinen ikke med hydrogen, som vanlig, men med helium ..."

Overtalelsesevnen til Threlfalls argumenter ble imidlertid redusert av det faktum at det ikke fantes noen vesentlige kilder til helium i Tyskland. Riktignok finnes helium i luften, men det er ikke nok der: en kubikkmeter luft inneholder bare 5 kubikkcentimeter helium. Kjølemaskinen til Linde-systemet, som konverterte flere hundre kubikkmeter luft til væske på én time, kunne ikke produsere mer enn 3 liter helium i løpet av denne tiden.

3 liter helium i timen! Og for å fylle zeppelinen trenger du 5÷6 tusen kubikkmeter. m. For å få en slik mengde helium måtte en Linde-maskin arbeide uten stans i omtrent to hundre år, to hundre slike maskiner ville gi den nødvendige mengden helium på ett år. Byggingen av 200 anlegg for å omdanne luft til væske for å produsere helium er økonomisk svært ulønnsomt, og praktisk talt meningsløst.

Hvor fikk tyske kjemikere helium fra?

Dette problemet, som det viste seg senere, ble løst relativt enkelt. Lenge før krigen ble tyske dampskipsselskaper som fraktet varer til India og Brasil instruert om å laste returnerende dampskip ikke med vanlig ballast, men med monazittsand, som inneholder helium. Dermed ble det opprettet en reserve av "heliumråvarer" - omtrent 5 tusen tonn monazittsand, hvorfra helium ble oppnådd for zeppelinere. I tillegg ble det utvunnet helium fra vannet i mineralkilden Nauheim, som ga opptil 70 kubikkmeter. m helium daglig.

Hendelsen med den brannsikre zeppelineren var drivkraften for et nytt søk etter helium. Kjemikere, fysikere, geologer begynte å lete intensivt etter helium. Det har plutselig blitt av stor verdi. I 1916 kostet 1 kubikkmeter helium 200 000 gullrubler, det vil si 200 rubler per liter. Hvis vi tar i betraktning at en liter helium veier 0,18 g, koster 1 g av det over 1000 rubler.

Helium har blitt et objekt for jakt for kjøpmenn, spekulanter, børshandlere. Helium ble funnet i betydelige mengder i naturgasser som kom ut av jordens tarm i Amerika, i delstaten Kansas, hvor det, etter at Amerika gikk inn i krigen, ble bygget et heliumanlegg nær byen Fort Worth. Men krigen tok slutt, heliumreservene forble ubrukte, kostnadene for helium falt kraftig og utgjorde på slutten av 1918 omtrent fire rubler per kubikkmeter.

Heliumet som ble utvunnet med slike vanskeligheter ble brukt av amerikanerne først i 1923 for å fylle det nå fredelige luftskipet Shenandoah. Det var verdens første og eneste luftfrakt-passasjerskip fylt med helium. Hans "liv" var imidlertid kortvarig. To år etter fødselen hennes ble Shenandoah ødelagt av en storm. 55 tusen kubikkmeter m, nesten hele verdensforsyningen av helium, som hadde blitt samlet inn i seks år, forsvant sporløst i atmosfæren under en storm som varte i bare 30 minutter.

Heliumpåføring

Helium i naturen

Mest terrestrisk helium dannes under radioaktivt forfall av uran-238, uran-235, thorium og ustabile produkter av deres forfall. Usammenlignelig mindre mengder helium produseres ved sakte nedbrytning av samarium-147 og vismut. Alle disse grunnstoffene gir opphav til bare den tunge isotopen av helium - He 4 , hvis atomer kan betraktes som restene av alfapartikler, begravd i et skall av to parrede elektroner - i en elektrondublett. I de tidlige geologiske periodene eksisterte det sannsynligvis også andre naturlig radioaktive serier av grunnstoffer som allerede hadde forsvunnet fra jordens overflate, og mettet planeten med helium. En av dem var den nå kunstig gjenskapte neptuniske serien.

Ut fra mengden helium som er fanget i en stein eller et mineral, kan man bedømme deres absolutte alder. Disse målingene er basert på lovene for radioaktivt forfall: for eksempel blir halvparten av uran-238 på 4,52 milliarder år til helium og bly.

Helium akkumuleres sakte i jordskorpen. Ett tonn granitt, som inneholder 2 g uran og 10 g thorium, produserer bare 0,09 mg helium på en million år – en halv kubikkcentimeter. De svært få mineralene som er rike på uran og thorium inneholder ganske store mengder helium – noen få kubikkcentimeter helium per gram. Imidlertid er andelen av disse mineralene i naturlig heliumproduksjon nær null, da de er svært sjeldne.

Det er lite helium på jorden: 1 m 3 luft inneholder bare 5,24 cm 3 helium, og hvert kilo terrestrisk materiale inneholder 0,003 mg helium. Men når det gjelder utbredelse i universet, er helium nummer to etter hydrogen: helium står for omtrent 23% av den kosmiske massen. Omtrent halvparten av alt helium er konsentrert i jordskorpen, hovedsakelig i granittskallet, som akkumulerte hovedreservene av radioaktive elementer. Innholdet av helium i jordskorpen er lite - 3 x 10 -7 vekt%. Helium akkumuleres i frie gassansamlinger i tarmene og i oljer; slike forekomster når industriell skala. De maksimale konsentrasjonene av helium (10-13%) ble funnet i frie gassansamlinger og gasser fra urangruver og (20-25%) i gasser frigjort spontant fra grunnvann. Jo eldre gassførende sedimentære bergarter er eldre og jo høyere innholdet av radioaktive elementer i dem er, jo mer helium er i sammensetningen av naturgasser.

Heliumutvinning

Heliumproduksjon i industriell skala utføres fra natur- og petroleumsgasser av både hydrokarbon- og nitrogensammensetning. I henhold til kvaliteten på råvarene er heliumforekomster delt inn i: rik (He-innhold > 0,5% av volum); vanlig (0,10-0,50) og dårlig< 0,10). Значительные его концентрации известны в некоторых месторождениях природного газа Канады, США (шт. Канзас, Техас, Нью-Мексико, Юта).

Verdens reserver av helium utgjør 45,6 milliarder kubikkmeter. Store forekomster er lokalisert i USA (45 % av verdens ressurser), etterfulgt av Russland (32 %), Algerie (7 %), Canada (7 %) og Kina (4 %).
USA leder også innen heliumproduksjon (140 millioner kubikkmeter per år), etterfulgt av Algerie (16 millioner).

Russland er på tredjeplass i verden - 6 millioner kubikkmeter per år. Heliumanlegget i Orenburg er foreløpig den eneste innenlandske kilden til heliumproduksjon, og gassproduksjonen går ned. I denne forbindelse er gassfeltene i Øst-Sibir og Fjernøsten med høye konsentrasjoner av helium (opptil 0,6%) av spesiell betydning. En av de mest lovende er Kovykta ha zokondensatfelt som ligger nord i Irkutsk-regionen. Ifølge eksperter inneholder den omtrent 25 % av verdens x heliumreserver.

Navn på indikator	Helium (grad A) (i henhold til TU 51-940-80)	Helium (grad B) (i henhold til TU 51-940-80)	Helium av høy renhet, grad 5,5 (i henhold til TU 0271-001-45905715-02)	Helium av høy renhet, merke 6.0 (i henhold til TU 0271-001-45905715-02)
Helium, ikke mindre
Nitrogen, ikke mer
Oksygen + argon
Neon, ikke mer
Vanndamp, ikke mer
Hydrokarboner, ikke mer
CO2 + CO, ikke mer
Hydrogen, ikke mer

Sikkerhet

– Helium er ikke-giftig, ikke-brennbart, ikke-eksplosivt
- Helium er tillatt å brukes på alle overfylte steder: på konserter, kampanjer, stadioner, butikker.
– Gassformig helium er fysiologisk inert og utgjør ingen fare for mennesker.
– Helium er heller ikke farlig for miljøet, derfor er det ikke nødvendig med nøytralisering, utnyttelse og eliminering av dets rester i sylindere.
– Helium er mye lettere enn luft og forsvinner i de øvre lagene av jordens atmosfære.

Helium (grad A og B i henhold til TU 51-940-80)
Teknisk navn	Helium gassformig
Kjemisk formel
FN-nummer
Transportfareklasse
Fysiske egenskaper
Den fysiske tilstanden	Under normale forhold - gass
Tetthet, kg/m³	Under normale forhold (101,3 kPa, 20 C), 1627
Kokepunkt, C ved 101,3 kPa
Temperaturen til det tredje punktet og dets likevektstrykk C, (MPa)
Løselighet i vann	liten
Brann- og eksplosjonsfare	brann- og eksplosjonssikker
Stabilitet og reaktivitet
Stabilitet	stabil
Reaktivitet	inert gass
Menneskelig fare
Giftig effekt	Ikke giftig
miljøfare	Har ingen skadelig effekt på miljøet
Midler	Alle midler er aktuelle.

Lagring og transport av helium

Gassformig helium kan transporteres med alle transportformer i henhold til reglene for godstransport på en bestemt transportmåte. Transporten utføres i spesielle brune stålsylindere og heliumbeholdere. Flytende helium transporteres i transportfartøy som STG-40, STG-10 og STG-25 med et volum på 40, 10 og 25 liter.

Regler for transport av sylindere med tekniske gasser

Transport av farlig gods i den russiske føderasjonen er regulert av følgende dokumenter:

1. "Regler for transport av farlig gods på vei" (som endret ved ordre fra Transportdepartementet i Den Russiske Føderasjon av 11. juni 1999 nr. 37, av 14. oktober 1999 nr. 77; registrert hos departementet of Justice of the Russian Federation 18. desember 1995, registreringsnr. 997).

2. "Europeisk avtale om internasjonal transport av farlig gods på vei" (ADR), som Russland offisielt sluttet seg til 28. april 1994 (Resolusjon fra regjeringen i Den russiske føderasjonen av 03.02.1994 nr. 76).

3. "Regler for veien" (SDA 2006), nemlig artikkel 23.5, som fastslår at "Befordring ... av farlig gods ... utføres i samsvar med spesielle regler."

4. "Kode for den russiske føderasjonen for administrative lovbrudd", artikkel 12.21 del 2 som gir ansvar for brudd på reglene for transport av farlig gods i form av en "administrativ bot på sjåfører i mengden fra en til tre ganger minstelønnen eller fratakelse av retten til å kjøre kjøretøy i en periode på en til tre måneder; for tjenestemenn som er ansvarlige for transport - fra ti til tjue ganger minstelønnen.

I samsvar med paragraf 3 i paragraf 1.2 "Reglene gjelder ikke for ... transport av et begrenset antall farlige stoffer på ett kjøretøy, hvis transport kan betraktes som transport av ikke-farlig gods." Den presiserer også at "Den begrensede mengde farlig gods er definert i kravene til sikker transport av en bestemt type farlig gods. Ved fastsettelse av det er det mulig å bruke kravene i den europeiske avtalen om internasjonal transport av farlig gods. (ADR)". Dermed er spørsmålet om maksimal mengde stoffer som kan transporteres som ikke-farlig gods redusert til studiet av punkt 1.1.3 i ADR, som fastsetter unntak fra de europeiske reglene for transport av farlig gods knyttet til ulike omstendigheter.

Så, for eksempel, i samsvar med paragraf 1.1.3.1 "Bestemmelsene i ADR gjelder ikke ... for transport av farlig gods av privatpersoner når disse varene er pakket for detaljsalg og er beregnet for personlig forbruk, bruk i hverdagsliv, fritid eller sport, forutsatt at det iverksettes tiltak for å forhindre lekkasje av innholdet under normale transportforhold."

Imidlertid er gruppen av unntak som formelt anerkjennes av reglene for transport av farlig gods, unntak knyttet til mengdene som transporteres i én transportenhet (punkt 1.1.3.6).

Alle gasser er tilordnet den andre klassen av stoffer i henhold til ADR-klassifiseringen. Ikke-brennbare, ikke-giftige gasser (gruppe A - nøytral og O - oksiderende) tilhører den tredje transportkategorien, med en maksimal mengdegrense på 1000 enheter. Brannfarlig (gruppe F) - til den andre, med en maksimal grense på 333 enheter. Med "enhet" menes her 1 liter kapasitet av et kar som inneholder komprimert gass, eller 1 kg flytende eller oppløst gass. Dermed er den maksimale mengden gasser som kan transporteres i en transportenhet som en ikke-farlig last som følger:

Helium er en virkelig edelgass. Det har foreløpig ikke vært mulig å tvinge ham til å gå inn i noen reaksjoner. Heliummolekylet er monoatomisk.

Når det gjelder letthet, er denne gassen bare nest etter hydrogen, luft er 7,25 ganger tyngre enn helium.

Helium er nesten uløselig i vann og andre væsker. Og på samme måte løses ikke et eneste stoff merkbart i flytende helium.

Fast helium kan ikke oppnås ved noen temperatur med mindre trykket økes.

I historien til oppdagelsen, forskningen og anvendelsen av dette elementet er det navn på mange fremtredende fysikere og kjemikere fra forskjellige land. De var interessert i helium, jobbet med helium: Jansen (Frankrike), Lockyer, Ramsay, Crookes, Rutherford (England), Palmieri (Italia), Keesom, Camerling-Onnes (Holland), Feynman, Onsager (USA), Kapitsa, Kikoin , Landau (Sovjetunionen) og mange andre fremtredende forskere.

Det unike med utseendet til heliumatomet bestemmes av kombinasjonen av to fantastiske naturlige strukturer i det - absolutte mestere når det gjelder kompakthet og styrke. I heliumkjernen, helium-4, er begge de intranukleære skallene mettet - både proton og nøytron. Den elektroniske dublett som rammer inn denne kjernen er også mettet. I disse designene - nøkkelen til å forstå egenskapene til helium. Derav dens fenomenale kjemiske treghet og den rekordstore lille størrelsen på atomet.

Rollen til kjernen til heliumatomet - alfapartikler i historien om dannelsen og utviklingen av kjernefysikk er enorm. Hvis du husker, var det studiet av spredning av alfapartikler som førte Rutherford til oppdagelsen av atomkjernen. Da nitrogen ble bombardert med alfapartikler, ble gjenomdannelsen av grunnstoffer utført for første gang – noe mange generasjoner alkymister har drømt om i århundrer. Riktignok var det i denne reaksjonen ikke kvikksølv som ble til gull, men nitrogen til oksygen, men dette er nesten like vanskelig å gjøre. De samme alfa-partiklene var involvert i oppdagelsen av nøytronet og produksjonen av den første kunstige isotopen. Senere ble curium, berkelium, californium og mendelevium syntetisert ved bruk av alfapartikler.

Vi har listet opp disse faktaene for bare ett formål - for å vise at element #2 er et veldig uvanlig element.

På en stor ballong... Helium brukes til å tilberede pusteblandinger, inkludert de for atmosfæren til bebodde romfartøy, for dyphavsdykking, samt for astmabehandling, for å fylle luftskip og ballonger. Det er ikke giftig, så å puste inn små mengder helium sammen med luft er helt ufarlig.

Kolossen av Rhodos, en gigantisk statue av den gamle solguden Helios. Grunnstoffet helium ble oppdaget ved spektralmetoden på solen og ble først senere oppdaget på jorden.

terrestrisk helium

Helium er et uvanlig grunnstoff, og historien er uvanlig. Den ble oppdaget i atmosfæren til solen 13 år tidligere enn på jorden. Mer presist ble en knallgul D-linje oppdaget i solkoronaens spektrum, og hva som var skjult bak den ble pålitelig kjent først etter at helium ble utvunnet fra jordiske mineraler som inneholder radioaktive elementer.

Helium på solen ble oppdaget av franskmannen J. Jansen, som gjorde sine observasjoner i India 19. august 1868, og engelskmannen J.H. Lockyer - 20. oktober samme år. Brevene til begge forskerne ankom Paris samme dag og ble lest opp på et møte i Paris Academy of Sciences 26. oktober med et intervall på flere minutter. Akademikere, truffet av en så merkelig tilfeldighet, bestemte seg for å slå ut en gullmedalje til ære for denne begivenheten.

I 1881 ble oppdagelsen av helium i vulkanske gasser rapportert av den italienske forskeren Palmieri. Imidlertid ble budskapet hans, senere bekreftet, tatt på alvor av få forskere. Sekundært terrestrisk helium ble oppdaget av Ramsay i 1895.

Det er 29 isotoper i jordskorpen, under det radioaktive forfallet dannes alfapartikler - høyaktive kjerner av heliumatomer med høy energi.

I utgangspunktet dannes terrestrisk helium under radioaktivt forfall av uran-238, uran-235, thorium og ustabile produkter av deres forfall. Usammenlignelig mindre mengder helium produseres ved sakte nedbrytning av samarium-147 og vismut. Alle disse elementene genererer bare den tunge isotopen av helium - 4He, hvis atomer kan betraktes som restene av alfapartikler begravd i et skall av to sammenkoblede elektroner - i en elektrondublett. I de tidlige geologiske periodene eksisterte det sannsynligvis også andre naturlig radioaktive serier av grunnstoffer som allerede hadde forsvunnet fra jordens overflate, og mettet planeten med helium. En av dem var den nå kunstig gjenskapte neptuniske serien.

Ut fra mengden helium som er fanget i en stein eller et mineral, kan man bedømme deres absolutte alder. Disse målingene er basert på lovene for radioaktivt forfall: for eksempel blir halvparten av uran-238 til helium og bly om 4,52 milliarder år.

Helium i jordskorpen akkumuleres sakte. Ett tonn granitt som inneholder 2 g uran og 10 g thorium produserer bare 0,09 mg helium på en million år – en halv kubikkcentimeter. I svært få mineraler rike på uran og thorium er heliuminnholdet ganske høyt – noen få kubikkcentimeter helium per gram. Imidlertid er andelen av disse mineralene i naturlig heliumproduksjon nær null, da de er svært sjeldne.

Naturlige forbindelser som inneholder alfa-aktive isotoper er bare den primære kilden, men ikke råstoffet for industriell produksjon av helium. Riktignok holder noen mineraler med en tett struktur - innfødte metaller, magnetitt, granat, apatitt, zirkon og andre - fast heliumet i dem. Imidlertid gjennomgår de fleste mineraler etter hvert prosesser med forvitring, rekrystallisering, etc., og helium forlater dem.

Heliumboblene som frigjøres fra de krystallinske strukturene legger ut på en reise gjennom jordskorpen. En svært liten del av dem løses opp i grunnvann. Dannelsen av mer eller mindre konsentrerte heliumløsninger krever spesielle forhold, først og fremst høye trykk. En annen del av det nomadiske heliumet kommer inn i atmosfæren gjennom porene og sprekker av mineraler. De gjenværende gassmolekylene faller i underjordiske feller, hvor de akkumuleres i titalls, hundrevis av millioner år. Feller er lag med løse steiner, hvis hulrom er fylt med gass. Sengen for slike gassreservoarer er vanligvis vann og olje, og ovenfra er de blokkert av gasstette lag av tette bergarter.

Siden andre gasser også vandrer i jordskorpen (hovedsakelig metan, nitrogen, karbondioksid), og dessuten i mye større mengder, er det ingen rene heliumansamlinger. Helium er tilstede i naturgasser som en mindre urenhet. Innholdet overstiger ikke tusendeler, hundredeler, sjelden - tiendedeler av en prosent. Stort (1,5...10%) heliuminnhold i metan-nitrogenforekomster er et ekstremt sjeldent fenomen.

Et elementsymbol laget av gassutslippsrør fylt med helium. Helium lyser en lys ferskenfarge når en elektrisk strøm føres gjennom det.

Naturgasser viste seg å være praktisk talt den eneste kilden til råvarer for industriell produksjon av helium. For separasjon fra andre gasser brukes den eksepsjonelle flyktigheten til helium assosiert med dens lave flytende temperatur. Etter at alle andre komponenter i naturgass er kondensert ved dypkjøling, pumpes heliumgass ut. Deretter blir den renset fra urenheter. Renheten til fabrikkheliumet når 99,995%.

Heliumreservene på jorden er estimert til 5 1014 m3; etter beregningene å dømme ble den dannet i jordskorpen over 2 milliarder år ti ganger mer. Denne diskrepansen mellom teori og praksis er forståelig. Helium er en lett gass og slipper, i likhet med hydrogen (om enn saktere), ikke ut fra atmosfæren til verdensrommet. Sannsynligvis, under jordens eksistens, ble heliumet til planeten vår gjentatte ganger oppdatert - den gamle rømte ut i verdensrommet, og i stedet for den kom frisk - "utåndet" av jorden inn i atmosfæren.

Det er minst 200 000 ganger mer helium i litosfæren enn i atmosfæren; enda mer potensielt helium er lagret i jordens "livmor" - i alfa-aktive elementer. Men det totale innholdet av dette elementet i jorden og atmosfæren er lite. Helium er en sjelden og diffus gass. For 1 kg terrestrisk materiale er det bare 0,003 mg helium, og innholdet i luften er 0,00052 volumprosent. En så lav konsentrasjon tillater ennå ikke økonomisk utvinning av helium fra luften.

Helium dannes av hydrogen som et resultat av en termonukleær reaksjon. Det er termonukleære reaksjoner som er energikilden for vår sol og mange milliarder andre stjerner.

Helium i universet

Innvollene og atmosfæren på planeten vår er fattig på helium. Men dette betyr ikke at det ikke er nok overalt i universet. Ifølge moderne estimater er 76 % av den kosmiske massen hydrogen og 23 % helium; bare 1 % gjenstår på alle andre elementer! Dermed kan verdensstoffet kalles hydrogen-helium. Disse to elementene dominerer i stjerner, planetariske tåker og interstellar gass.

Ris. 1. Kurver av overflod av grunnstoffer på jorden (øverst) og i verdensrommet.

Den "kosmiske" kurven gjenspeiler den eksepsjonelle rollen til hydrogen og helium i universet og den spesielle betydningen av heliumgruppen i strukturen til atomkjernen. De grunnstoffene og deres isotoper hvis massetall er delelig med fire, har den høyeste relative overfloden: 16О, 20Ne, 24Mg, etc.

Sannsynligvis inneholder alle planetene i solsystemet radiogent (dannet under alfa-forfall) helium, og store planeter inneholder også relikt helium fra verdensrommet. Helium er rikelig representert i atmosfæren til Jupiter: ifølge noen data er det 33% der, ifølge andre - 17%. Denne oppdagelsen dannet grunnlaget for handlingen til en av historiene til den berømte vitenskapsmannen og science fiction-forfatteren A. Azimov. I midten av historien er en plan (muligens mulig i fremtiden) for å levere helium fra Jupiter, eller til og med til den nærmeste satellitten på denne planeten - Jupiter V - en armada av kybernetiske maskiner på kryotroner (om dem - nedenfor). Nedsenket i det flytende heliumet i Jupiters atmosfære (ultralave temperaturer og superledning er nødvendige betingelser for driften av kryotroner), vil disse maskinene gjøre Jupiter V om til hjernesenteret i solsystemet ...

Opprinnelsen til stjernehelium ble forklart i 1938 av de tyske fysikerne Bethe og Weizsacker. Senere fikk teorien deres eksperimentell bekreftelse og forfining ved hjelp av partikkelakseleratorer. Dens essens er som følger.

Heliumkjerner syntetiseres ved stjernetemperaturer fra protoner i en fusjonsprosess som frigjør 175 millioner kilowattimer med energi for hvert kilo helium.

Ulike sykluser av reaksjoner kan føre til fusjon av helium.

Under forholdene til ikke veldig varme stjerner, slik som solen vår, ser det ut til at proton-proton-syklusen dominerer. Den består av tre påfølgende transformasjoner. Først kombineres to protoner med store hastigheter for å danne et deuteron - en struktur av et proton og et nøytron; i dette tilfellet er et positron og et nøytrino atskilt. Videre er deuteronet kombinert med et proton for å danne lett helium med emisjon av et gamma-kvante. Til slutt reagerer to 3He-kjerner, og transformeres til en alfapartikkel og to protoner. En alfapartikkel, som har tilegnet seg to elektroner, vil da bli et heliumatom.

Det samme sluttresultatet gir en raskere karbon-nitrogen-syklus, hvis betydning ikke er særlig stor under solforhold, men på stjerner som er varmere enn Solen, er rollen til denne syklusen forsterket. Den består av seks trinn - reaksjoner. Karbon spiller her rollen som en katalysator for prosessen med protonfusjon. Energien som frigjøres under disse transformasjonene er den samme som i proton-proton-syklusen - 26,7 MeV per heliumatom.

Heliumfusjonsreaksjonen er grunnlaget for energiaktiviteten til stjerner, deres glød. Følgelig kan heliumsyntese betraktes som forfaderen til alle reaksjoner i naturen, grunnårsaken til liv, lys, varme og meteorologiske fenomener på jorden.

Helium er ikke alltid sluttproduktet av stjernefusjon. I følge teorien til professor D.A. Frank-Kamenetsky produserer suksessiv fusjon av heliumkjerner 3Be, 12C, 16O, 20Ne, 24Mg, og fangst av protoner av disse kjernene fører til dannelsen av andre kjerner. For syntese av kjerner av tunge grunnstoffer opp til transuran kreves eksepsjonelle superhøye temperaturer, som utvikler seg på ustabile "nye" og "supernova" stjerner.

Den berømte sovjetiske kjemikeren A.F. Kapustinsky kalte hydrogen og helium protoelementer - elementer av primær materie. Er det ikke denne forrangen som forklarer den spesielle posisjonen til hydrogen og helium i det periodiske systemet av grunnstoffer, spesielt det faktum at den første perioden i det vesentlige er blottet for periodisiteten som er karakteristisk for andre perioder?

Atomstruktur av helium

Den beste...

Heliumatomet (aka molekylet) er den sterkeste av molekylstrukturen. Banene til de to elektronene er nøyaktig like og passerer ekstremt nær kjernen. For å avsløre en heliumkjerne må du bruke rekordhøy energi - 78,61 MeV. Derav den fenomenale kjemiske passiviteten til helium.

I løpet av de siste 15 årene har kjemikere klart å oppnå mer enn 150 kjemiske forbindelser av tunge edelgasser (forbindelser av tunge edelgasser vil bli diskutert i artiklene "Krypton" og "Xenon"). Imidlertid forblir tregheten til helium, som før, utenfor mistanke.

Beregninger viser at hvis det ble funnet en måte å oppnå for eksempel fluor eller heliumoksid på, ville de under dannelsen absorbere så mye energi at de resulterende molekylene ville bli "eksplodert" av denne energien fra innsiden.

Heliummolekyler er ikke-polare. Kreftene til intermolekylær interaksjon mellom dem er ekstremt små - mindre enn i noe annet stoff. Derfor - de laveste verdiene for kritiske mengder, det laveste kokepunktet, de laveste varmene for fordampning og smelting. Når det gjelder smeltepunktet til helium, eksisterer det ikke ved normalt trykk i det hele tatt. Flytende helium ved en temperatur vilkårlig nær absolutt null stivner ikke hvis det i tillegg til temperatur utsettes for et trykk på 25 atmosfærer eller mer. Det er ingen annen slik substans i naturen.

Det er heller ingen annen gass som er så ubetydelig løselig i væsker, spesielt polare, og så lite utsatt for adsorpsjon, som helium. Det er den beste lederen av elektrisitet blant gasser og den andre, etter hydrogen, leder av varme. Varmekapasiteten er svært høy og viskositeten er lav.

Helium trenger utrolig raskt gjennom tynne skillevegger laget av noen organiske polymerer, porselen, kvarts og borosilikatglass. Merkelig nok diffunderer helium gjennom mykt glass 100 ganger langsommere enn gjennom borosilikatglass. Helium kan også trenge gjennom mange metaller. Bare jern og metaller fra platinagruppen, selv varme, er helt ugjennomtrengelige for den.

En ny metode for å utvinne rent helium fra naturgass er basert på prinsippet om selektiv permeabilitet.

Forskere viser eksepsjonell interesse for flytende helium. For det første er det den kaldeste væsken som dessuten ikke et eneste stoff oppløses merkbart. For det andre er det den letteste av væsker med minimal overflatespenning.

Ved en temperatur på 2,172°K er det en brå endring i egenskapene til flytende helium. Den resulterende arten er konvensjonelt kalt helium II. Helium II koker ganske annerledes enn andre væsker, det koker ikke når det koker, overflaten forblir helt rolig. Helium II leder varme 300 millioner ganger bedre enn vanlig flytende helium (helium I). Viskositeten til helium II er praktisk talt null, den er tusen ganger mindre enn viskositeten til flytende hydrogen. Derfor har helium II superfluiditet - evnen til å strømme uten friksjon gjennom kapillærer med vilkårlig liten diameter.

En annen stabil isotop av helium, 3He, går over i superfluid tilstand ved en temperatur som bare er hundredeler av en grad unna den absolutte kulen. Superfluid helium-4 og helium-3 kalles kvantevæsker: kvantemekaniske effekter vises i dem selv før de størkner. Dette forklarer den svært detaljerte studien av flytende helium. Og nå produserer de mye av det – hundretusenvis av liter i året. Men fast helium har knapt blitt studert: de eksperimentelle vanskelighetene med å studere denne svært kalde kroppen er store. Utvilsomt vil dette gapet bli fylt, siden fysikere forventer mange nye ting fra kunnskapen om egenskapene til fast helium: det er tross alt også en kvantekropp.

Helium sylindere

Inert, men veldig nødvendig

På slutten av forrige århundre publiserte det engelske magasinet Punch en tegneserie der helium ble avbildet som en snedig blunkende mann - en innbygger i solen. Teksten under bildet lød: «Endelig fanget de meg på jorden! Det har vært lenge nok! Jeg lurer på hvor lang tid det vil ta før de finner ut hva de skal gjøre med meg?»

Det har faktisk gått 34 år siden oppdagelsen av terrestrisk helium (den første rapporten om dette ble publisert i 1881) før den fant praktisk anvendelse. En viss rolle her spilte heliums opprinnelige fysiske, tekniske, elektriske og i mindre grad kjemiske egenskaper, som krevde en lang studie. De viktigste hindringene var fravær og høye kostnader for element nr. 2.

Tyskerne var de første som brukte helium. I 1915 begynte de å fylle luftskipene sine som bombet London med det. Snart ble lett, men ikke-brennbart helium et uunnværlig fyllstoff for luftfartskjøretøyer. Nedgangen i luftskipsindustrien, som begynte på midten av 1930-tallet, førte til en liten nedgang i heliumproduksjonen, men bare for en kort periode. Denne gassen tiltrakk seg i økende grad oppmerksomheten til kjemikere, metallurger og maskinbyggere.

Mange teknologiske prosesser og operasjoner kan ikke utføres i luften. For å unngå samspillet mellom det resulterende stoffet (eller råstoffet) med luftgasser, opprettes spesielle beskyttende miljøer; og det er ingen mer egnet gass for disse formålene enn helium.

Helium sylindere

Inert, lett, mobil, god varmeleder, helium er et ideelt verktøy for å overføre brennbare væsker og pulver fra en beholder til en annen; det er nettopp disse funksjonene den utfører i raketter og guidede missiler. I et heliumbeskyttende miljø finner separate stadier for å skaffe kjernebrensel sted. Brenselelementer fra atomreaktorer lagres og transporteres i beholdere fylt med helium.

Ved hjelp av spesielle lekkasjedetektorer, hvis handling er basert på den eksepsjonelle diffusjonsevnen til helium, oppdager de den minste mulighet for lekkasje i atomreaktorer og andre systemer under trykk eller vakuum.

De siste årene har vært preget av en fornyet økning i luftskipsbygging, nå på et høyere vitenskapelig og teknisk grunnlag. I en rekke land er det bygget og bygges luftskip med heliumfylling med en bærekapasitet på 100 til 3000 tonn. De er økonomiske, pålitelige og praktiske for transport av voluminøs last, som gassrørledninger, oljeraffinerier, kraftoverføringstårn , etc. Fylling med 85 % helium og 15 % hydrogen er brannsikkert og reduserer kun løft med 7 % sammenlignet med hydrogenfylling.

Høytemperatur atomreaktorer av en ny type begynte å operere, der helium tjener som kjølevæske.

Flytende helium er mye brukt i vitenskapelig forskning og engineering. Ultralave temperaturer favoriserer inngående kunnskap om materie og dens struktur - ved høyere temperaturer maskeres fine detaljer i energispektrene av atomenes termiske bevegelse.

Det er allerede superledende solenoider laget av spesielle legeringer som skaper sterke magnetiske felt (opptil 300 000 oersteds) ved temperaturen til flytende helium med ubetydelig energiforbruk.

Ved temperaturen til flytende helium blir mange metaller og legeringer superledere. Superledende reléer - kryotroner brukes i økende grad i utformingen av elektroniske datamaskiner. De er enkle, pålitelige, veldig kompakte. Superledere, og med dem flytende helium, blir essensielle for elektronikk. De er inkludert i utformingen av infrarøde strålingsdetektorer, molekylære forsterkere (masere), optiske kvantegeneratorer (lasere) og enheter for måling av mikrobølgefrekvenser.

Disse eksemplene uttømmer selvfølgelig ikke heliums rolle i moderne teknologi. Men hvis det ikke var for de begrensede naturressursene, ikke for den ekstreme spredningen av helium, ville han ha funnet mange flere bruksområder. Det er for eksempel kjent at når de konserveres i et heliummiljø, beholder matvarer sin opprinnelige smak og aroma. Men "helium" hermetikk er fortsatt en "ting i seg selv", fordi helium ikke er nok og det brukes kun i de viktigste industrien og der det er uunnværlig. Derfor er det spesielt fornærmende å innse at med brennbar naturgass passerer mye større mengder helium gjennom kjemiske synteseapparater, ovner og ovner og går ut i atmosfæren enn de som utvinnes fra heliumholdige kilder.

Nå anses det som fordelaktig å separere helium bare i tilfeller der innholdet i naturgass ikke er mindre enn 0,05%. Reservene av slik gass minker hele tiden, og det er mulig at de vil være oppbrukt før slutten av vårt århundre. Imidlertid vil problemet med "heliummangel" trolig være løst innen dette tidspunktet - delvis på grunn av etableringen av nye, mer avanserte metoder for å separere gasser, trekke ut de mest verdifulle, om enn ubetydelige fraksjonene fra dem, og delvis på grunn av kontrollert termonukleær fusjon . Helium vil være et viktig, om enn biprodukt, produkt av «kunstige soler».

Heliumrør

Isotoper av helium

I naturen er det to stabile isotoper av helium: helium-3 og helium-4. Den lette isotopen er en million ganger mindre vanlig på jorden enn den tunge isotopen. Det er den sjeldneste av de stabile isotopene som finnes på planeten vår. Tre flere heliumisotoper er blitt kunstig oppnådd. Alle er radioaktive. Halveringstiden til helium-5 er 2,4 10-21 sekunder, helium-6 er 0,83 sekunder, helium-8 er 0,18 sekunder. Den tyngste isotopen, interessant ved at det er tre nøytroner per proton i kjernene, ble først oppdaget i Dubna på 60-tallet. Forsøk på å skaffe helium-10 har så langt vært mislykket.

Siste faste gass

Helium var den siste av alle gasser som ble omdannet til flytende og fast tilstand. De spesielle vanskelighetene med å flytende og størkne helium er forklart av strukturen til atomet og noen trekk ved dets fysiske egenskaper. Spesielt helium, som hydrogen, ved temperaturer over -250 °C, utvider seg, avkjøles ikke, men varmes opp. På den annen side er den kritiske temperaturen til helium ekstremt lav. Det er grunnen til at flytende helium først ble oppnådd først i 1908, og fast - i 1926.

helium luft

Luft der alt eller det meste av nitrogenet er erstattet med helium er ikke lenger en nyhet i dag. Den er mye brukt på land, under bakken og under vann.

Heliumluft er tre ganger lettere og mye mer mobil enn vanlig luft. Den oppfører seg mer aktivt i lungene - den bringer raskt inn oksygen og evakuerer raskt karbondioksid. Derfor gis heliumluft til pasienter med luftveislidelser og enkelte operasjoner. Det lindrer kvelning, behandler bronkial astma og sykdommer i strupehodet.

Å puste heliumluft eliminerer praktisk talt nitrogenemboli (caisson sykdom), som dykkere og spesialister fra andre yrker, hvis arbeid foregår under forhold med høyt trykk, er utsatt for under overgangen fra høyt trykk til normalt. Årsaken til denne sykdommen er ganske betydelig, spesielt ved høyt blodtrykk, løseligheten av nitrogen i blodet. Når trykket avtar, frigjøres det i form av gassbobler som kan tette blodårer, skade nerveknuter ... I motsetning til nitrogen er helium praktisk talt uløselig i kroppsvæsker, så det kan ikke forårsake trykkfallssyke. I tillegg eliminerer heliumluft forekomsten av "nitrogenanestesi", utad lik alkoholforgiftning.

Før eller siden vil menneskeheten måtte lære å leve og arbeide lenge på havbunnen for på alvor å utnytte mineral- og matressursene på sokkelen. Og på store dyp, som eksperimentene til sovjetiske, franske og amerikanske forskere har vist, er heliumluft fortsatt uunnværlig. Biologer har bevist at langvarig pusting med heliumluft ikke forårsaker negative endringer i menneskekroppen og truer ikke endringer i det genetiske apparatet: Heliumatmosfæren påvirker ikke utviklingen av celler og hyppigheten av mutasjoner. Det er verk hvis forfattere anser heliumluft for å være det optimale luftmediet for romfartøy som foretar langsiktige flyvninger til universet. Men så langt har kunstig heliumluft ennå ikke steget utover jordens atmosfære.

Asteroiden (895) Helio, oppdaget i 1918, er oppkalt etter helium.

Verden rundt oss består av ~100 forskjellige kjemiske elementer. Hvordan ble de dannet under naturlige forhold? Et hint for å svare på dette spørsmålet er gitt av den relative overfloden av kjemiske elementer. Blant de viktigste egenskapene til overfloden av kjemiske elementer i solsystemet, kan følgende skilles.

1. Materie i universet består hovedsakelig av hydrogen H - ~ 90% av alle atomer.
2. Når det gjelder overflod, rangerer helium He på andreplass, og står for ~ 10% av antall hydrogenatomer.
3. Det er et dypt minimum som tilsvarer de kjemiske elementene litium Li, beryllium Be og bor B.
4. Umiddelbart etter det dype minimum av Li, Be, B, følger det et maksimum på grunn av den økte mengden av karbon C og oksygen O.
5. Etter oksygenmaksimum er det et brå fall i mengden av grunnstoffer opp til skandium (A = 45).
6. Det er en kraftig økning i mengden av grunnstoffer i området jern A = 56 (jerngruppe).
7. Etter A = 60 skjer nedgangen i mengden av elementer jevnere.
8. Det er en merkbar forskjell mellom kjemiske grunnstoffer med et partall og et oddetall protoner Z. Som regel kjemiske elementer med jevn Z er mer vanlig.

Kjernefysiske reaksjoner i universet

t = 0		Stor eksplosjon. Universets fødsel
t = 10-43 s		Tiden for kvantetyngdekraften. strenger ρ = 10 90 g/cm 3, T = 10 32 K
t = 10 - 35 s		Quark-gluon medium ρ = 10 75 g/cm 3, T = 10 28 K
t = 1 µs		Kvarker kombineres for å danne nøytroner og protoner ρ = 10 17 g/cm 3 , T = 6 10 12 K
t = 100 s		Dannelse av prestellar 4 He ρ = 50 g/cm 3, T = 10 9 K
t = 380 tusen år		Dannelse av nøytrale atomer ρ = 0,5 10 -20 g/cm 3, T = 3 10 3 K
t = 10 8 år	Første stjerner	Brenner hydrogen i stjerner ρ \u003d 10 2 g / cm 3, T \u003d 2 10 6 K Brennende helium i stjerner ρ = 10 3 g/cm 3, T = 2 10 8 K Brennende karbon i stjerner ρ \u003d 10 5 g / cm 3, T \u003d 8 10 8 K Brennende oksygen i stjernene ρ = 10 5 ÷10 6 g/cm 3 , T = 2 10 9 K Brennende silisium i stjerner ρ = 10 6 g/cm 3 , T = (3÷5) 10 9 K
t = 13,7 milliarder år		Moderne univers ρ \u003d 10 -30 g / cm 3, T \u003d 2,73 K

Prestellar nukleosyntese. utdanning 4 Han

Kosmologisk syntese av helium er hovedmekanismen for dens dannelse i universet. Syntesen av helium fra hydrogen i stjerner øker massefraksjonen av 4 He i baryonisk materie med omtrent 10 %. Mekanismen for pre-stellar dannelse av helium forklarer kvantitativt utbredelsen av helium i universet og er et sterkt argument til fordel for den pre-galaktiske fasen av dets dannelse og hele konseptet med Big Bang.
Kosmologisk nukleosyntese gjør det mulig å forklare utbredelsen i universet av slike lette kjerner som deuterium (2 H), isotoper 3 He og 7 Li. Imidlertid er antallet ubetydelig sammenlignet med kjernene av hydrogen og 4 He. Med hensyn til hydrogen dannes deuterium i en mengde på 10 -4 -10 -5 , 3 He - i en mengde på ≈ 10 -5 , og 7 Li - i en mengde på ≈ 10 -10 .
For å forklare dannelsen av kjemiske grunnstoffer i 1948, la G. Gamow frem teorien om Big Bang. I følge Gamows modell skjedde syntesen av alle kjemiske grunnstoffer under Big Bang som et resultat av ikke-likevektsfangst av nøytroner av atomkjerner med utslipp av γ-kvanter og påfølgende β-forfall av de dannede kjernene. Beregninger viste imidlertid at det er umulig å forklare dannelsen av kjemiske grunnstoffer tyngre enn Li i denne modellen. Det viste seg at mekanismen for dannelse av lette kjerner (A< 7) связан с условиями, существовавшими во Вселенной в течение первых трех минут. Более тяжелые ядра образовались в результате ядерных реакций, происходящих при горении звезд.

Prestellar stadium av dannelsen av de letteste kjernene. På utviklingsstadiet av universet 100 s etter Big Bang ved en temperatur på ~ 10 9 K, besto stoffet i universet av protoner p, nøytroner n, elektroner e - , positroner e + , nøytrinoer ν, antinøytrinoer og fotoner γ. Strålingen var i termisk likevekt med elektronene e - , positronene e + og nukleoner.

Under forhold med termodynamisk likevekt er sannsynligheten for dannelse av et system med energi EN lik resten av nukleonet beskrevet av Gibbs-fordelingen . Derfor, under forhold med termodynamisk likevekt, vil forholdet mellom antall nøytroner og protoner bestemmes av forskjellen i massene til nøytronet og protonet

Dannelsen av elektron-positron-par stopper ved T< 10 10 К, так как энергии фотонов становятся ниже порога образования e - e + -пар (~ 1 МэВ). К концу равновесной стадии на каждый нейтрон приходилось 5 протонов. Так как на этом этапе эволюции Вселенной плотность протонов и нейтронов была велика, сильное ядерное взаимодействие между ними привело к образованию 4 He и небольшого количества изотопов Li и Be.

Hovedreaksjonene til prestellar nukleosyntese er:

p + n → d + γ, d + p → 3 He + γ,		3 He + n → 3 He + s
d + d →	3 Han + n,	3 He + n 3 H + p, 3 H + p 4 He + , 3 H + d 4 He + n.
	3H+p,

Siden stabile kjerner med OG = 5 ikke eksisterer, ender kjernefysiske reaksjoner hovedsakelig med dannelsen av 4He. 7 Be, 6 Li og 7 Li utgjør bare ~ 10–9 – 10–12 av dannelsen av 4 He-isotopen. Nesten alle nøytroner forsvinner og danner 4He-kjerner. Ved en stofftetthet ρ ~ 10–3 – 10–4 g/cm 3 er sannsynligheten for at et nøytron og et proton ikke samhandler under den primære nukleosyntesen mindre enn 10–4. Siden det i begynnelsen var 5 protoner per nøytron, er forholdet mellom antall kjerner 4 He og p skal være ~1/10. Dermed ble forholdet mellom overflod av hydrogen og helium, observert på det nåværende tidspunkt, dannet i løpet av de første minuttene av universets eksistens. Utvidelsen av universet førte til en reduksjon i dets temperatur og avslutningen av den primære prestellære nukleosyntesen.

Dannelse av kjemiske grunnstoffer i stjerner. Siden prosessen med nukleosyntese på et tidlig stadium av universets utvikling endte med dannelsen av hydrogen, helium og en liten mengde Li, Be, B, var det nødvendig å finne mekanismene og betingelsene for tyngre grunnstoffer. .
G. Bethe og K. Weizsäcker viste at de tilsvarende forholdene eksisterer inne i stjernene. Tyngre kjerner ble dannet bare milliarder av år etter Big Bang i prosessen med stjerneutvikling. Dannelsen av kjemiske elementer i stjerner begynner med forbrenning av hydrogen for å danne 4 He .

G. Bethe, 1968: «Fra uminnelige tider har folk ønsket å vite hva som får solen til å gløde. Det første forsøket på en vitenskapelig forklaring ble gjort av Helmholtz for rundt hundre år siden. Den var basert på bruken av de mest kjente kreftene på den tiden - kreftene til universell gravitasjon. Hvis ett gram materie faller på overflaten av solen, får den potensiell energi

E p \u003d -GM / R \u003d -1,91 10 15 erg / g.

Det er kjent at solens strålingskraft for tiden bestemmes av verdien

ε = 1,96 erg/g s.

Derfor, hvis tyngdekraften er energikilden, kan beholdningen av gravitasjonsenergi gi stråling for 10 15 s, dvs. over en periode på rundt tretti millioner år...
På slutten av 1800-tallet oppdaget Becquerel, Pierre og Marie Curie radioaktivitet. Oppdagelsen av radioaktivitet gjorde det mulig å bestemme jordens alder. Noe senere var det mulig å bestemme alderen til meteoritter, som det var mulig å bedømme når materie dukket opp i solsystemet i fast fase. Fra disse målingene var det mulig å fastslå at solens alder, med en nøyaktighet på 10 %, er 5 milliarder år. Dermed kan ikke tyngdekraften gi den nødvendige tilførselen av energi i hele denne tiden ...
Siden begynnelsen av 30-tallet begynte de å lene seg mot det faktum at stjerneenergi oppsto på grunn av kjernefysiske reaksjoner ... Den enkleste av alle mulige reaksjoner vil være reaksjonen

H + H → D + e + + v.

Siden prosessen med primær nukleosyntese hovedsakelig endte med dannelsen av 4 He-kjerner som et resultat av interaksjonsreaksjonene p + n, d + d, d + 3 He, d + 3 H og alle nøytroner ble konsumert, var det nødvendig å finne forholdene under hvilke tyngre grunnstoffer ble dannet. I 1937 skapte G. Bethe en teori som forklarer opprinnelsen til energien til Solen og stjernene som et resultat av fusjonsreaksjoner av hydrogen- og heliumkjerner som forekommer i stjernenes sentrum. Siden det ikke var nok nøytroner i sentrum av stjernene for reaksjoner av typen p + n, kunne bare reaksjoner fortsette i dem
p + p → d + e + + v. Disse reaksjonene fant sted i stjerner når temperaturen i sentrum av stjernen nådde 10 7 K og tettheten nådde 10 5 kg/m 3 . Det faktum at reaksjonen p + p → d + e + + ν skjedde som et resultat av den svake interaksjonen, forklarte egenskapene til Hertzsprung–Russell-diagrammet.

Nobelprisen i fysikk
1967 − G. Bethe
For hans bidrag til teorien om kjernefysiske reaksjoner, og spesielt for oppdagelsen av kilden til stjerneenergi.

Etter å ha gjort rimelige antagelser om styrken til reaksjonene, basert på de generelle prinsippene for kjernefysikk, oppdaget jeg i 1938 at karbon-nitrogen-syklusen kunne gi den nødvendige frigjøringen av energi i solen ... Karbon tjener bare som en katalysator; resultatet av reaksjonen er en kombinasjon av fire protoner og to elektroner som danner en kjerne 4 Han . I denne prosessen sendes det ut to nøytrinoer som bærer rundt 2 MeV energi med seg. Den gjenværende energien på omtrent 25 MeV per syklus frigjøres og holder solens temperatur uendret ... Dette var grunnlaget som Fowler og andre beregnet reaksjonshastighetene på i (C, N)-syklusen ”.

Brenne hydrogen. To forskjellige sekvenser av hydrogenforbrenningsreaksjoner er mulig - konvertering av fire hydrogenkjerner til en 4 He-kjerne, som kan gi tilstrekkelig energifrigjøring til å opprettholde stjernens lysstyrke:

• proton-protonkjede (pp-kjede), der hydrogen omdannes direkte til helium;
• karbon-nitrogen-oksygen-syklus (CNO-syklus), der C-, N- og O-kjerner deltar som katalysatorer.

Hvilken av disse to reaksjonene som spiller en viktigere rolle avhenger av stjernens temperatur. I stjerner med en masse som kan sammenlignes med solens, eller mindre, dominerer proton-protonkjeden. I mer massive stjerner med høyere temperaturer er hovedenergikilden CNO-syklusen. I dette tilfellet er det naturligvis nødvendig at C-, N- og O-kjerner er tilstede i sammensetningen av stjernestoffet Temperaturen i de indre lagene av Solen er 1,5∙10 7 K, og proton-protonkjeden spiller en dominerende rolle i energifrigjøring.

Temperaturavhengighet av logaritmen til hastigheten V for energifrigjøring i hydrogen (pp) og karbon (CNO) sykluser

Brenne hydrogen. Proton-proton kjede. kjernefysisk reaksjon

p + p → 2 H + e + + v e + Q,

begynner i den sentrale delen av stjernen ved tettheter på ≈100 g/cm3. Denne reaksjonen stopper den videre sammentrekningen av stjernen. Varmen som frigjøres under hydrogenfusjonsreaksjonen skaper trykk som motvirker gravitasjonssammentrekning og hindrer stjernen i å kollapse. Det er en kvalitativ endring i mekanismen for energifrigjøring i stjernen. Hvis oppvarmingen av stjernen før begynnelsen av den kjernefysiske reaksjonen av hydrogenforbrenning skjedde hovedsakelig på grunn av gravitasjonskompresjon, vises nå en annen dominerende mekanisme - energi frigjøres på grunn av kjernefysiske fusjonsreaksjoner.

Stjernen får en stabil størrelse og lysstyrke, som for en stjerne med masse nær solen ikke endres på milliarder av år, mens "forbrenningen" av hydrogen skjer. Dette er det lengste stadiet i stjernenes utvikling. Som et resultat av forbrenning av hydrogen dannes en heliumkjerner av hver fjerde hydrogenkjerner. Den mest sannsynlige kjeden av kjernefysiske reaksjoner på solen som fører til dette kalles proton-proton syklus og ser slik ut:

p + p → 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV,
p + 2 H → 3 He + 5,49 MeV,
3 He + 3 He → 4 He + p + p + 12,86 MeV

eller i en mer kompakt form

4p → 4He + 2e + 2νe + 24,68 MeV.

Nøytrinoer er den eneste kilden som gir informasjon om hendelser som skjer i solens indre. Spekteret av nøytrinoer produsert på Solen som et resultat av hydrogenforbrenning i 4p → 4 He-reaksjonen og i CNO-syklusen strekker seg fra en energi på 0,1 MeV til en energi på ~12 MeV. Observasjon av solnøytrinoer gjør det mulig å direkte verifisere modellen for termonukleære reaksjoner på solen.
Energien som frigjøres som et resultat av pp-kjeden er 26,7 MeV. Nøytrinoer som ble sendt ut av solen ble registrert av bakkebaserte detektorer, som bekrefter fusjonsreaksjonen på solen.
Brenne hydrogen. CNO syklus. Et trekk ved CNO-syklusen er at den, med utgangspunkt i karbonkjernen, reduseres til sekvensiell binding av 4 protoner med dannelse av en 4He-kjerne på slutten av CNO-syklusen.

12 C + p → 13 N + y
13 N → 13 C + e + + v
13 C + p → 14 N + y
14 N + p → 15 O + y
15 O → 15 N + e + + v
15 N + p → 12 C + 4 He

CNO syklus

Reaksjonskjede I

12 C + p → 13 N + y (Q = 1,94 MeV),
13 N → 13 C + e + + ν e (Q = 1,20 MeV, T 1/2 = 10 min),
13 C + p → 1 4 N + y (Q = 7,55 MeV),
14 N + p → 15 O + y (Q = 7,30 MeV),
15 O → 15 N + e + + ν e (Q = 1,73 MeV, T 1/2 = 124 s),
15N + p → 12C + 4He (Q = 4,97 MeV).

Reaksjonskjede II

15 N + p → 16 O + y (Q = 12,13 MeV),
16 O + p → 17 F + y (Q = 0,60 MeV),
17 F → 17 O + e + + ν e (Q = 1,74 MeV, T 1/2 = 66 s),
170 + p → 14 N + v (Q = 1,19 MeV).

Reaksjonskjede III

17 O + p → 18 F + y (Q = 6,38 MeV),
18 F → 18 O + e + + ν e (Q = 0,64 MeV, T 1/2 = 110 min),
180 + p → 15 N + a (Q = 3,97 MeV).

Hovedtidspunktet for utviklingen av en stjerne er assosiert med brenning av hydrogen. Ved tettheter som er typiske for den sentrale delen av stjernen skjer hydrogenforbrenning ved en temperatur på (1–3)∙10 7 K. Ved disse temperaturene tar det 10 6 – 10 10 år for en betydelig del av hydrogenet i sentrum av stjernen som skal omdannes til helium. Ved ytterligere temperaturøkning kan det dannes tyngre kjemiske grunnstoffer Z > 2 i sentrum av stjernen Hovedsekvensstjerner brenner hydrogen i den sentrale delen, hvor det på grunn av høyere temperatur skjer atomreaksjoner mest intensivt. Når hydrogen brenner ut i sentrum av stjernen, begynner hydrogenforbrenningsreaksjonen å bevege seg til stjernens periferi. Temperaturen i sentrum av stjernen øker kontinuerlig, og når den når 10 6 K starter forbrenningsreaksjoner på 4 He. Reaksjonen 3α → 12 C + γ er den viktigste for dannelsen av kjemiske grunnstoffer. Det krever samtidig kollisjon av tre α-partikler og er mulig på grunn av det faktum at energien til reaksjonen 8 Be + 4 He faller sammen med resonansen til den eksiterte tilstanden 12 C. Tilstedeværelsen av resonans øker kraftig sannsynligheten for fusjon av tre α-partikler.

Dannelse av midtkjerner A< 60. Hvilke kjernereaksjoner som vil finne sted i sentrum av stjernen avhenger av massen til stjernen, som må gi høy temperatur på grunn av gravitasjonskompresjon i sentrum av stjernen. Siden kjerner med stor Z nå er involvert i fusjonsreaksjonene, blir den sentrale delen av stjernen komprimert mer og mer, temperaturen i sentrum av stjernen stiger. Ved temperaturer på flere milliarder grader blir de tidligere dannede stabile kjernene ødelagt, protoner, nøytroner, α-partikler, høyenergifotoner dannes, noe som fører til dannelsen av kjemiske elementer i hele Mendeleevs periodiske system opp til jern. Dannelsen av kjemiske elementer tyngre enn jern skjer som et resultat av suksessiv fangst av nøytroner og påfølgende β - forfall.
Dannelse av middels og tunge kjernerEN > 60. I prosessen med termonukleær fusjon dannes atomkjerner i stjerner opp til jern. Ytterligere syntese er umulig, siden kjernene i jerngruppen har den maksimale spesifikke bindingsenergien. Dannelsen av tyngre kjerner i reaksjoner med ladede partikler - protoner og andre lette kjerner - hindres av den økende Coulomb-barrieren av tunge kjerner.

Dannelse av grunnstoffer 4 He → 32 Ge.

Evolusjon av en massiv stjerne M > M

Siden elementer med økende verdier er involvert i forbrenningsprosessen Z temperatur og trykk i sentrum av stjernen øker med en stadig økende hastighet, noe som igjen øker hastigheten på kjernefysiske reaksjoner. Hvis for en massiv stjerne reaksjonen av brennende hydrogen varer flere millioner år, skjer forbrenningen av helium 10 ganger raskere. Forbrenningsprosessen av oksygen varer i omtrent 6 måneder, og forbrenningen av silisium skjer på en dag.
Overfloden av elementer som ligger i området bak jern avhenger relativt svakt av massetallet A. Dette indikerer en endring i mekanismen for dannelse av disse elementene. Det må tas i betraktning at de fleste tunge kjerner er β - radioaktive. I dannelsen av tunge elementer spiller reaksjonene av nøytronfangst av kjerner (n, γ) en avgjørende rolle:

(A, Z) + n → (A+1, Z) + y.

Som et resultat av en kjede av alternerende prosesser for fangst av kjerner av ett eller flere nøytroner, etterfulgt av β - forfall, øker massetallene OG og lade Z kjerner og fra de innledende elementene i jerngruppen dannes stadig tyngre grunnstoffer til slutten av det periodiske system.

I supernovastadiet består den sentrale delen av stjernen av jern og en ubetydelig brøkdel av nøytroner og α-partikler, produktene av jerndissosiasjon under påvirkning av γ - antall. Nær
M/M = 1,5 er dominert av 28 Si. 20 Ne og 16 O utgjør hoveddelen av stoffet i området fra 1,6 til 6 M/M. Stjernens ytre hylster (M/M > 8) består av hydrogen og helium.
På dette stadiet, i kjernefysiske prosesser, skjer ikke bare frigjøring av energi, men også absorpsjon. Den massive stjernen mister stabilitet. En supernovaeksplosjon oppstår, der en betydelig del av de kjemiske elementene som er dannet i stjernen, kastes ut i det interstellare rommet. Hvis stjernene til den første generasjonen besto av hydrogen og helium, er tyngre kjemiske elementer allerede til stede i stjernene i påfølgende generasjoner i det innledende stadiet av nukleosyntesen.

Nukleære reaksjoner av nukleosyntese. E. Burbidge, G. Burbidzh, V. Fowler, F. Hoyle ga i 1957 følgende beskrivelse av hovedprosessene for stjerneutviklingen der dannelsen av atomkjerner finner sted.

1. Forbrenningen av hydrogen, som et resultat av denne prosessen, dannes 4 He-kjerner.

Helium forbrenning. Som et resultat av reaksjonen 4 He + 4 He + 4 He → 12 C + γ Det dannes 12 C-kjerner.

2. α-prosess. Som et resultat av suksessiv fangst av α-partikler, α-partikkelkjerner 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, ...
3. e-prosess. Når en temperatur på 5∙10 9 K nås, foregår et stort antall forskjellige reaksjoner i stjerner under forhold med termodynamisk likevekt, noe som resulterer i dannelse av atomkjerner opp til Fe og Ni. Kjerner med OG~ 60 er de sterkest bundne atomkjernene. Derfor avslutter de kjeden av kjernefysiske fusjonsreaksjoner, ledsaget av frigjøring av energi.
4. s-prosess. Kjerner tyngre enn Fe dannes i reaksjoner med suksessiv nøytronfangst. Svært ofte viser kjernen som fanget nøytronet seg å være β - -radioaktiv. Før kjernen fanger opp neste nøytron, kan den forfalle som følge av β - forfall. Hvert β - -forfall øker serienummeret til de resulterende atomkjernene med én. Hvis tidsintervallet mellom påfølgende nøytronfangster er større enn periodene med β - henfall, kalles nøytronfangstprosessen s-prosessen (sakte). Som et resultat av nøytronfangst og påfølgende β - henfall, blir kjernen gradvis tyngre, men samtidig avviker den ikke for langt fra stabilitetsdalen på N-Z diagrammet.
5. r-prosess. Hvis den suksessive fangsthastigheten for nøytroner er mye større enn hastigheten på β - forfall av en atomkjerne, klarer den å fange et stort antall nøytroner på en gang. Som et resultat av r-prosessen dannes det en nøytronrik kjerne, som ligger langt fra stabilitetsdalen. Først da blir det, som et resultat av en påfølgende kjede av β - henfall, til en stabil kjerne. Det antas vanligvis at r-prosesser oppstår som et resultat av supernovaeksplosjoner.
6. R-prosess. Noen stabile nøytronmangelkjerner (de såkalte forbipasserte kjerner) dannes i protonfangereaksjoner, i reaksjoner ( γ ,n) eller i reaksjoner drevet av nøytrinoer.

Syntese av transuraniske elementer. Bare de kjemiske elementene har overlevd i solsystemet, hvis levetid er lengre enn solsystemets alder. Dette er 85 kjemiske grunnstoffer. De gjenværende kjemiske elementene ble oppnådd som et resultat av ulike kjernefysiske reaksjoner i akseleratorer eller som et resultat av bestråling i atomreaktorer. Syntese av de første transuranelementene i laboratoriet ble utført ved bruk av kjernereaksjoner under påvirkning av nøytroner og akselererte α-partikler. Videre avansement til tyngre elementer viste seg imidlertid å være praktisk talt umulig på denne måten. For syntese av grunnstoffer tyngre enn mendelevium Md ( Z= 101) bruk kjernefysiske reaksjoner med tyngre flerladede ioner - karbon, nitrogen, oksygen, neon, kalsium. For å akselerere tunge ioner begynte man å bygge flerladede ioneakseleratorer.

Nobelprisen i fysikk
1983 - W. Fowler
For teoretiske og eksperimentelle studier av kjernefysiske prosesser som er viktige i dannelsen av kjemiske elementer i universet.

Åpningsår	Kjemisk element	Z	Reaksjon
1936	Np, Pu	93, 94
1945	Er	95
1961	cm	96
1956	bk	97
1950	jfr	98
1952	Es	99
1952	fm	100
1955	md	101
1957	Nei	102
1961	lr	103
1964	RF	104
1967-1970	Db	105
1974	Sg	106
1976	bh	107
1984-1987	hs	108
1982	Mt	109
1994	Ds	110
1994	Rg	111
1996	Cn	112
2004		113, 115
1998		114
2000		116
2009		117
2006		118

E. Rutherford: "Hvis det er grunnstoffer tyngre enn uran, er det sannsynlig at de vil vise seg å være radioaktive. Den eksepsjonelle sensitiviteten til kjemiske analysemetoder, basert på radioaktivitet, vil gjøre det mulig å identifisere disse grunnstoffene, selv om de er tilstede i ubetydelige mengder. Derfor kan det forventes at antallet radioaktive grunnstoffer i spormengder er mye større enn de tre i dag kjente radioaktive grunnstoffene. Rent kjemiske forskningsmetoder vil vise seg å være til liten nytte i den første fasen av studiet av slike grunnstoffer. Hovedfaktorene her er konstansen til strålingen, deres egenskaper og eksistensen eller fraværet av emanasjoner eller andre forfallsprodukter.»

Det kjemiske elementet med maksimalt atomnummer Z = 118 ble syntetisert i Dubna i samarbeid med Livermore Laboratory i USA. Den øvre grensen for eksistensen av kjemiske elementer er forbundet med deres ustabilitet med hensyn til radioaktivt forfall. Ytterligere stabilitet av atomkjerner observeres nær magiske tall. I følge teoretiske estimater skal det være dobbeltmagiske tall Z = 108, N = 162 og Z = 114, N = 184. Halveringstiden til kjerner med slike antall protoner og nøytroner kan være hundretusenvis av år. Dette er de såkalte «stabilitetens øyer». Problemet med dannelsen av kjerner til "stabilitetens øy" er kompleksiteten i utvalget av mål og akselererte ioner. De for tiden syntetiserte isotopene av 108-112 grunnstoffer har for få nøytroner. Som følger av de målte halveringstidene til isotoper på 108 - 112 elementer, fører en økning i antall nøytroner med 6 - 10 enheter (dvs. nærmer seg stabilitetsøya) til en økning i α-nedbrytningsperioden med 10 4 - 10 5 ganger.
Siden antallet supertunge kjerner Z > 110 er beregnet i enheter, var det nødvendig å utvikle en metode for identifikasjon av dem. Identifikasjonen av nydannede kjemiske elementer utføres av kjedene til deres påfølgende α-forfall, noe som øker påliteligheten til resultatene. Denne metoden for å identifisere transuranelementer har en fordel fremfor alle andre metoder, siden er basert på måling av korte perioder med α-nedbrytning. Samtidig, ifølge teoretiske estimater, kan de kjemiske elementene på stabilitetsøya ha halveringstider som overstiger måneder og år. For å identifisere dem er det nødvendig å utvikle fundamentalt nye registreringsmetoder basert på identifisering av et enkelt antall kjerner over flere måneder.

G. Flerov, K, Petrzhak:"Forutsigelse av den mulige eksistensen av en ny region i det periodiske systemet av elementer av D.I. Mendeleev - feltet for supertunge elementer (SHE) - er for vitenskapen om atomkjernen en av de viktigste konsekvensene av eksperimentelle og teoretiske studier av prosessen med spontan fisjon. Summen av vår kunnskap om atomkjernen, oppnådd i løpet av de siste fire tiårene, gjør denne forutsigelsen ganske pålitelig og. som er viktig, uavhengig av valg av en eller annen spesiell variant av skallmodellen. Svaret på spørsmålet om eksistensen av SHE ville kanskje bety den mest kritiske testen av selve konseptet med skallstrukturen til kjernen - den viktigste kjernefysiske modellen, som så langt har motstått mange tester med å forklare egenskapene til kjente atomkjerner.
Mer spesifikt bestemmes stabiliteten til de tyngste kjernene hovedsakelig av deres spontane fisjon, og derfor er en nødvendig betingelse for eksistensen av slike kjerner at de har barrierer for fisjon. For kjerner fra uran til fermium har skallkomponenten i fisjonsbarrieren, selv om den fører til noen svært interessante fysiske fenomener, fortsatt ikke en kritisk effekt på deres stabilitet og manifesterer seg i en superposisjon med væskedråpekomponenten i barrieren. I SHE-regionen forsvinner dråpekomponenten av barrieren fullstendig, og stabiliteten til supertunge kjerner bestemmes av permeabiliteten til den rene skallbarrieren.
På samme tid, hvis tilstedeværelsen av en barriere er tilstrekkelig for den grunnleggende eksistensen av SHE-kjerner, så for eksperimentell verifisering av en slik prediksjon, kreves kunnskap om levetiden til SHE-kjerner i forhold til spontan fisjon, siden med en hvilken som helst spesiell setting av eksperimentet for å søke etter dem, er det umulig å dekke hele spekteret av levetider - fra 10 10 år opp til 10 -10 s. Valget av den eksperimentelle teknikken avhenger i hovedsak av livstidsintervallet som studien utføres i.
Som allerede nevnt er usikkerheten i den teoretiske beregningen av perioden med spontan fisjon T SF for stor, ikke mindre enn 8–10 størrelsesordener. Denne usikkerheten utelukker ikke på forhånd noen av mulighetene for å oppnå eller oppdage SHE, og som anvisninger for den eksperimentelle løsningen av problemet kan man velge både søket etter SHE i naturen (på jorden, i objekter av kosmisk opprinnelse, som en del av kosmisk stråling, etc.), og kunstig produksjon av grunnstoffer ved akseleratorer (i kjernefysiske reaksjoner mellom komplekse kjerner).
Åpenbart kan søket etter SHE i jordiske objekter føre til suksess bare under en lykkelig kombinasjon av to omstendigheter. På den ene siden må det være en effektiv mekanisme for nukleosyntese, som fører til dannelse av SHE-atomkjerner med tilstrekkelig sannsynlighet. På den annen side er det nødvendig at det er minst én nuklid som tilhører den nye stabilitetsregionen, som vil ha en levetid som kan sammenlignes med jordens levetid, 4,5· 10 9 år gammel.
Hvis vi snakker om tilstedeværelsen av SHE-er i objekter av utenomjordisk opprinnelse - i meteoritter, kosmisk stråling, etc., kan slike søk føre til suksess selv om levetiden til SHE-kjerner er betydelig mindre enn 10 10 år: slike objekter kan snu. ut til å være betydelig yngre enn terrestriske prøver (10 7 -10 8 år).

Helium er en inert gass fra den 18. gruppen i det periodiske systemet. Det er det nest letteste grunnstoffet etter hydrogen. Helium er en fargeløs, luktfri og smakløs gass som blir flytende ved -268,9 °C. Dens koke- og frysepunkt er lavere enn for noe annet kjent stoff. Det er det eneste elementet som ikke stivner når det avkjøles ved normalt atmosfærisk trykk. Det tar 25 atmosfærer for helium å stivne ved 1 K.

Oppdagelseshistorie

Helium ble oppdaget i den gassformede atmosfæren rundt Solen av den franske astronomen Pierre Jansen, som i 1868 under en formørkelse oppdaget en knallgul linje i solkromosfærens spektrum. Denne linjen ble opprinnelig antatt å representere grunnstoffet natrium. Samme år observerte den engelske astronomen Joseph Norman Lockyer en gul linje i solspekteret som ikke samsvarte med de kjente D 1- og D 2-linjene av natrium, og derfor kalte han den D 3-linjen. Lockyer konkluderte med at det var forårsaket av et stoff i solen som er ukjent på jorden. Han og kjemikeren Edward Frankland brukte det greske navnet på solen, helios, for å navngi grunnstoffet.

I 1895 beviste den britiske kjemikeren Sir William Ramsay eksistensen av helium på jorden. Han mottok en prøve av det uranholdige mineralet cleveit, og etter å ha undersøkt gassene som ble dannet når det ble oppvarmet, fant han at den knallgule linjen i spekteret falt sammen med D 3-linjen som ble observert i Solens spektrum. Dermed ble det nye elementet endelig installert. I 1903 bestemte Ramsay og Frederic Soddu at helium er et spontant forfallsprodukt av radioaktive stoffer.

Utbredelse i naturen

Helium utgjør omtrent 23 % av hele universets masse, og grunnstoffet er det nest mest tallrike i verdensrommet. Det er konsentrert i stjerner, hvor det dannes av hydrogen som et resultat av termonukleær fusjon. Selv om helium finnes i jordens atmosfære i en konsentrasjon på 1 del per 200 000 (5 ppm) og finnes i små mengder i radioaktive mineraler, meteorisk jern og mineralkilder, finnes store mengder av grunnstoffet i USA (spesielt i Texas, New York), Mexico, Kansas, Oklahoma, Arizona og Utah) som en komponent (opptil 7,6 %) av naturgass. Små reserver er funnet i Australia, Algerie, Polen, Qatar og Russland. I jordskorpen er konsentrasjonen av helium bare rundt 8 deler per milliard.

isotoper

Kjernen til hvert heliumatom inneholder to protoner, men som andre grunnstoffer har den isotoper. De inneholder en til seks nøytroner, så deres massetall varierer fra tre til åtte. De stabile er grunnstoffene hvor massen av helium bestemmes av atomnumrene 3 (3 He) og 4 (4 He). Alle de andre er radioaktive og forfaller veldig raskt til andre stoffer. Terrestrisk helium er ikke den opprinnelige komponenten av planeten, den ble dannet som et resultat av radioaktivt forfall. Alfa-partikler som sendes ut av kjernene til tunge radioaktive stoffer er kjerner av 4 He-isotopen. Helium hoper seg ikke opp i store mengder i atmosfæren fordi jordens tyngdekraft ikke er sterk nok til å hindre den fra å gradvis rømme ut i verdensrommet. Spor av 3 He på jorden er forklart av det negative beta-forfall av det sjeldne grunnstoffet hydrogen-3 (tritium). 4 He er den vanligste av de stabile isotopene: forholdet mellom antall atomer 4 He til 3 He er omtrent 700 tusen til 1 i atmosfæren og omtrent 7 millioner til 1 i noen heliumholdige mineraler.

Fysiske egenskaper til helium

Koke- og smeltepunktene til dette elementet er de laveste. Av denne grunn eksisterer helium bortsett fra under ekstreme forhold. Gassformig He oppløses mindre i vann enn noen annen gass, og diffusjonshastigheten gjennom faste stoffer er tre ganger høyere enn luft. Brytningsindeksen kommer nærmest 1.

Den termiske ledningsevnen til helium er bare nest etter hydrogen, og dens spesifikke varmekapasitet er uvanlig høy. Ved vanlige temperaturer varmes den opp under ekspansjon, og kjøles ned under 40 K. Derfor, hos T<40 K гелий можно превратить в жидкость путем расширения.

Et grunnstoff er et dielektrikum med mindre det er i ionisert tilstand. Som andre edelgasser har helium metastabile energinivåer som gjør at det kan forbli ionisert i en elektrisk utladning når spenningen forblir under ioniseringspotensialet.

Helium-4 er unik ved at den har to flytende former. Den vanlige kalles helium I og eksisterer ved temperaturer fra et kokepunkt på 4,21 K (-268,9 °C) til omtrent 2,18 K (-271 °C). Under 2,18 K blir den termiske ledningsevnen til 4 He 1000 ganger større enn for kobber. Denne formen kalles helium II for å skille den fra normalformen. Det er superflytende: viskositeten er så lav at den ikke kan måles. Helium II sprer seg til en tynn film på overflaten av det den berører, og denne filmen flyter uten friksjon selv mot tyngdekraften.

Mindre rikelig helium-3 danner tre distinkte væskefaser, hvorav to er superflytende. Superfluidity in 4 Han ble oppdaget av en sovjetisk fysiker på midten av 1930-tallet, og det samme fenomenet i 3 Han ble først lagt merke til av Douglas D. Osherov, David M. Lee og Robert S. Richardson fra USA i 1972.

En flytende blanding av to isotoper av helium-3 og -4 ved temperaturer under 0,8 K (-272,4 °C) er delt i to lag - nesten ren 3 He og en blanding av 4 He med 6 % helium-3. Oppløsningen av 3 He til 4 He er ledsaget av en kjølende effekt, som brukes i utformingen av kryostater, der heliumtemperaturen faller under 0,01 K (-273,14 °C) og holdes ved denne temperaturen i flere dager.

Tilkoblinger

Under normale forhold er helium kjemisk inert. Under ekstreme forhold kan du lage elementforbindelser som ikke er stabile ved normale temperaturer og trykk. For eksempel kan helium danne forbindelser med jod, wolfram, fluor, fosfor og svovel når det utsettes for en elektrisk glødeutladning når det bombarderes med elektroner eller i plasmatilstand. Dermed ble HeNe, HgHe 10 , WHe 2 og molekylære ioner He 2 + , He 2 ++ , HeH + og HeD + skapt. Denne teknikken gjorde det også mulig å oppnå nøytrale He 2 og HgHe molekyler.

Plasma

I universet er ionisert helium hovedsakelig distribuert, hvis egenskaper skiller seg betydelig fra molekylært helium. Dens elektroner og protoner er ikke bundet, og den har en veldig høy elektrisk ledningsevne selv i en delvis ionisert tilstand. Ladede partikler er sterkt påvirket av magnetiske og elektriske felt. For eksempel, i solvinden, samhandler heliumioner, sammen med ionisert hydrogen, med jordens magnetosfære, og forårsaker nordlys.

Oppdagelse av forekomster i USA

Etter å ha boret en brønn i 1903 i Dexter, Kansas, ble det oppnådd ikke-brennbar gass. I utgangspunktet var det ikke kjent at den inneholdt helium. Hvilken gass som ble funnet ble bestemt av statsgeolog Erasmus Haworth, som samlet inn prøver av den, og ved University of Kansas, med hjelp av kjemikerne Cady Hamilton og David McFarland, fant den ut at den inneholder 72 % nitrogen, 15 % metan, 1 % hydrogen og 12 % ble ikke identifisert. Etter ytterligere analyse fant forskerne at 1,84 % av prøven var helium. Så de lærte at dette kjemiske elementet er tilstede i enorme mengder i tarmene på Great Plains, hvorfra det kan utvinnes fra naturgass.

industriell produksjon

Dette gjorde USA til verdensledende innen heliumproduksjon. Etter forslag fra Sir Richard Threlfall finansierte den amerikanske marinen tre små eksperimentelle anlegg for å produsere dette stoffet under første verdenskrig for å gi sperreballonger en lett, ikke-brennbar løftegass. Totalt 5 700 m 3 av 92 % Han ble produsert under dette programmet, selv om det kun var produsert mindre enn 100 liter gass tidligere. En del av dette volumet ble brukt i verdens første helium-luftskip C-7, som foretok sin første flytur fra Hampton Roads til Bolling Field 7. desember 1921.

Selv om lavtemperaturgassvæskeprosessen ikke var avansert nok på den tiden til å være betydelig under første verdenskrig, fortsatte produksjonen. Helium ble hovedsakelig brukt som løftegass i fly. Etterspørselen etter det vokste under andre verdenskrig, da det ble brukt i skjermet buesveising. Grunnstoffet var også viktig i Manhattan atombombeprosjektet.

USAs nasjonale reserve

I 1925 etablerte USAs regjering National Helium Reserve i Amarillo, Texas med det formål å skaffe militære luftskip i krigstid og kommersielle luftskip i fredstid. Bruken av gassen gikk ned etter andre verdenskrig, men tilgangen ble økt på 1950-tallet for blant annet å gi den som kjølevæske brukt i produksjonen av oksyhydrogenrakettdrivstoff under romkappløpet og den kalde krigen. USAs heliumbruk i 1965 var åtte ganger det høyeste forbruket i krigstid.

Siden Helium Act av 1960 har Bureau of Mines inngått kontrakt med 5 private selskaper for å utvinne elementet fra naturgass. For dette programmet ble det bygget en 425 kilometer lang gassrørledning som kobler disse anleggene til et delvis utarmet regjeringsgassfelt nær Amarillo, Texas. Helium-nitrogen-blandingen ble pumpet inn i et underjordisk lager og ble værende der til det var nødvendig.

I 1995 var det bygget en milliard kubikkmeter med aksjer, og National Reserve var på 1,4 milliarder dollar i gjeld, noe som fikk den amerikanske kongressen til å fase den ut i 1996. Etter vedtakelsen av heliumprivatiseringsloven i 1996, begynte departementet for naturressurser å avvikle lagringsanlegget i 2005.

Renhet og produksjonsvolum

Helium produsert før 1945 var omtrent 98% rent, mens de resterende 2% var nitrogen, som var tilstrekkelig for luftskip. I 1945 ble det produsert en liten mengde 99,9% gass for bruk i buesveising. I 1949 nådde renheten til det resulterende elementet 99,995%.

I mange år produserte USA over 90 % av verdens kommersielle helium. Siden 2004 har 140 millioner m 3 av den blitt produsert årlig, hvorav 85% er produsert i USA, 10% ble produsert i Algerie, og resten - i Russland og Polen. De viktigste kildene til helium i verden er gassfeltene i Texas, Oklahoma og Kansas.

Kvitteringsprosess

Helium (renhet 98,2%) isoleres fra naturgass ved å gjøre andre komponenter flytende ved lave temperaturer og høyt trykk. Adsorpsjonen av andre gasser med avkjølt aktivt karbon oppnår en renhet på 99,995 %. En liten mengde helium produseres ved å gjøre luft flytende i stor skala. Omtrent 3,17 kubikkmeter kan fås fra 900 tonn luft. m gass.

applikasjoner

Edelgass har funnet anvendelse i ulike felt.

• Helium, hvis egenskaper gjør det mulig å oppnå ultralave temperaturer, brukes som kjølemiddel i Large Hadron Collider, superledende magneter i MR-maskiner og kjernemagnetiske resonansspektrometre, satellittutstyr, samt for flytende oksygen og hydrogen i Apollo raketter.
• Som en inert gass for sveising av aluminium og andre metaller, i produksjon av optiske fibre og halvledere.
• Å skape trykk i drivstofftankene til rakettmotorer, spesielt de som opererer på flytende hydrogen, siden bare gassformig helium beholder sin aggregeringstilstand når hydrogen forblir flytende);
• He-Ne brukes til å skanne strekkoder i kassene i supermarkeder.
• Et helium-ion-mikroskop gir bedre bilder enn et elektronmikroskop.
• På grunn av sin høye permeabilitet brukes edelgass til å sjekke for lekkasjer, for eksempel i bilklimaanlegg, samt for raskt å blåse opp kollisjonsputer i en kollisjon.
• Lav tetthet lar deg fylle dekorative ballonger med helium. Inertgass har erstattet eksplosivt hydrogen i luftskip og ballonger. For eksempel, i meteorologi, brukes heliumballonger til å løfte måleinstrumenter.
• I kryogen teknologi fungerer det som et kjølemiddel, siden temperaturen til dette kjemiske elementet i flytende tilstand er lavest mulig.
• Helium, hvis egenskaper gir det lav reaktivitet og løselighet i vann (og blod), blandet med oksygen, har funnet anvendelse i pustesammensetninger for dykking og caissonarbeid.
• Meteoritter og bergarter analyseres for dette elementet for å bestemme deres alder.

Helium: elementegenskaper

De viktigste fysiske egenskapene til Han er som følger:

• Atomnummer: 2.
• Relativ masse til et heliumatom: 4,0026.
• Smeltepunkt: nei.
• Kokepunkt: -268,9 °C.
• Tetthet (1 atm, 0 °C): 0,1785 g/p.
• Oksidasjonstilstander: 0.

Om noen generasjoner kan ballonger være historie. Kjøp en ballong. Slipp den og se den krympe til en liten prikk og forsvinne inn i stratosfæren. Da vil den enten fly for langt og sprekke, eller komponenter som er lettere enn luft vil sakte komme ut av den. På en eller annen måte vil helium unnslippe fra ballongen og fra atmosfæren. Terrestrisk helium flyr bokstavelig talt ut i verdensrommet.

Dette er fremtiden til global helium i de neste hundre årene, sier forskere. Slik er skjebnen til en gass som er lettere enn luft: tyngdekraften kan rett og slett ikke holde den. Jordskorpen frigjør noe helium, men det slipper raskt ut av atmosfæren. Mengden helium i den er stabil på 0,00052 volumprosent. Å trekke ut en så liten mengde fra luften ville være veldig dyrt. Heliumet som kan kjøpes og brukes kommer fra naturgassreserver, hovedsakelig i USA.

Brukt (i ballonger, MR eller raketter) helium stiger opp, opp og bort. Ettersom heliumforsyningen sakte tømmes, begynner prisene allerede å stige og ballonger viker for mer seriøs bruk. Om hundre år kan en ballong koste mer enn en solid gullring. Selv om forskerne visste om den forestående heliummangelen for flere tiår siden, har det bare blitt nyheter de siste fem årene.

Hvorfor? Årsakene ligger i heliums kompliserte politiske historie.

Hvordan kom vi dit?

Helios på Solens vogn. Nicola BertinNicolas Bertin

I 1868 ble helium først sett på som en linje i lysspekteret under en solformørkelse. Navnet "helium" er assosiert med den greske guden Helios, som hver dag kjørte solen over himmelen i en gyllen vogn. I 1895 oppdaget den skotske kjemikeren William Ramsay først denne gassen på jorden. Samme år samlet de svenske kjemikerne Per Theodor Kleve og Abram Lengle nok gass til å bestemme atomnummeret 2.

Grunnstoffet er tilstede i solenergi fordi solen er en enorm kule av hydrogen og helium. Solens tiltrekningskraft er så sterk at i midten smelter hydrogenatomene (med ett proton) sammen og blir til heliumatomer (med to protoner). Denne prosessen kalles en termonukleær reaksjon, og den frigjør nok energi til å få oss til å se sollys og føle varme i en avstand på 150 000 000 km. Men vi får ikke solhelium. Denne gassen, først isolert av forskere, var et biprodukt av oppløsning av bekblende (det vanligste uranmineralet) i syre, en prosess som er både radioaktiv og kostbar.

I 1903 oppdaget en oljerigg i Kansas en geysir med skuffende ikke-brennbar gass. Denne gassen gikk til laboratoriet for analyse og viste seg å være 1,8 % helium – mye mer konsentrert enn det som finnes i atmosfæren. Ingeniører begynte å studere gass fra andre brønner i landet, og som et resultat, i 1906, erklærte forskere: "Helium er ikke et sjeldent, men et vanlig element, og vi må finne en bruk for dens enorme reserver."

Hvorfor er helium så mye mer enn hydrogen egnet for luftskip

En gang vanlig ble helium den naturlige løsningen for gummiballonger og luftskip som pleide å være fylt med like lett, men brennbart hydrogen. Helium er mindre vanlig utenfor USA og regjeringen ønsket å beholde den fordelen. I 1925 godkjente kongressen Federal Reserve of Helium for militære og kommersielle luftskip, og en lov vedtatt i 1927 forbød eksport av helium. Som et resultat ble luftskipene til andre land, som Hindenburg, fortsatt fylt med hydrogen, noe som førte til den velkjente katastrofen.

Snart ble det funnet andre måter å bruke ressursen på. Helium har det laveste kokepunktet av alle kjente stoffer - minus 269 grader Celsius, så i flytende tilstand er helium et ideelt kjølemiddel. En kokende væske opprettholder temperaturen den koker ved så lenge den forblir en væske – den blir ikke varmere. Vann kan ikke være varmere enn hundre grader, og flytende helium kan ikke være varmere enn -269. Ressursen begynte å bli brukt til å isolere sveisebuer, og senere - i superledere, atomreaktorer og kryogenikk. Nå brukes denne gassen oftest som kjølevæske.

Siden Manhattan-prosjektets dager har helium blitt brukt til å finne lekkasjer: det er en inert gass som ikke reagerer med andre stoffer og trenger veldig raskt gjennom hull. Den brukes til å måle stråling og i medisinsk bildebehandling.

Temperaturen på magnetene i MR-maskinen opprettholdes med helium.

føderal reserve

Selv om bruken av heliumfylte luftskip opphørte, fortsatte Federal Helium Reserve å eksistere og ekspandere i andre halvdel av det tjuende århundre fordi gassen var nyttig for myndighetenes behov, hovedsakelig for rom- og forsvarsindustrien.

I 1996 sto Federal Reserve på en milliard kubikkmeter, men var ikke lenger av interesse for den amerikanske regjeringen, delvis på grunn av dårlig økonomisk styring. Washington Post skrev: «I 1996 ser en heliumforsyning ut som et avfall. Luftskip er ikke lenger en viktig del av luftvåpenet, og viktigst av alt, ved å betale borere for å utvinne helium fra naturgass, skylder lagringsanlegget 1 400 000 000 dollar."

Både Reagan og Clinton lovet å løse dette problemet, og i 1996 vedtok kongressen lovgivning for å privatisere helium. Fra og med 2005 skulle aksjen selges til en fast pris, i stedet for markedsverdi, og innen 2015 var det planlagt å avslutte salget og stenge hvelvet.

Ballong på Macy's Thanksgiving Day Parade (Macy's Thanksgiving Day Parade)

Derfor ble markedet fylt med helium, prisen falt kraftig, og forbruket, ifølge naturvernere, steg kraftig. «På grunn av denne loven har helium blitt for billig og blir ikke oppfattet som en verdifull ressurs. De sløser bort det. [...] Helium har ikke klart å selge så raskt som ønsket, og verdensprisene for det er latterlig lave, sa nobelprisvinneren Robert Richardson i 2010.

Professor Richardson mener heliumprisene bør økes 20 til 50 ganger for å oppmuntre til resirkulering. NASA prøver for eksempel ikke engang å gjenbruke helium etter å ha renset rakettdrivstofftankene, som forbruker mye av denne gassen. Professor Richardson mener også at heliumfylte ballonger er for billige. Hver av dem bør koste rundt $ 100 - slik er verdien av gassen som er i dem.

Richardson mener at hvis dagens forbruksrater fortsetter, vil verdens heliumreserver vare rundt hundre år.

I stedet for å oppmuntre privat sektor til å produsere helium, hadde salget av aksjer den stikk motsatte effekten. Gass ble så billig at ingen så behovet eller nytten av å utvinne den på egen hånd. I påvente av 2015 slo forskere alarm: Hvis aksjene selges i henhold til planen, vil de ikke lenger bli gjenopprettet. USA, som produserer rundt 70 % av alt helium på planeten, er fortsatt verdensledende innen produksjon, noe som betyr at mangelen i USA kan skape problemer rundt om i verden.

I 2013 ble Helium Strategic Control Act godkjent, slik at den kan auksjoneres frem til 2021, så prisen vil snart nærme seg markedet etter at en stor del av aksjen ble solgt for øre.

Helium i dag

Selv om auksjonen gradvis løser prisproblemet, er helium en ikke-fornybar ressurs. Reservene forventes å tømmes innen 2020, og selv om dette ikke skjer, under gjeldende lover, må lagringen av denne gassen stenges innen 2021. Samtidig er alternative kuldemedier, levitatorer og heliumkilder desperat ettertraktet over hele verden.

US Geological Survey skriver: «Ved slutten av tiåret vil internasjonale heliumproduksjonsanlegg sannsynligvis bli verdens viktigste heliumkilde. Slike installasjoner er allerede opprettet i Algerie og Qatar.» Kina planlegger å utvinne helium-3, som nå stort sett bare produseres, på månen.

Mange forbrukere, som så på stigende priser, begynte å se etter måter å gjenbruke helium på. Avhengig av hvor disse anstrengelsene fører, kan vi kanskje utsette dagen da en haug med ballonger blir en like vanvittig luksus som sølvbestikk eller pianotangenter i elfenben.