Los gases nobles



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Formación del helio


La situación con respecto a los gases nobles más ligeros, en particular el helio, es como la del hidrógeno, aunque más clara. Por cada 10.000 átomos de silicio en el Universo, cerca de 31.000.000 son helio, pero por cada 1.000 átomos de silicio en la corteza terrestre, sólo, quizá, 0,004 son helio. La cantidad de helio en la Tierra es sólo una cuarenta mil millonésima parte de lo que cabe esperar por su proporción en el conjunto del Universo.

El gas helio consiste en átomos simples con un peso atómico de 4. Éste es dos veces el peso molecular del hidrógeno, pero es todavía demasiado ligero para que pueda retenerlo la gravedad de la Tierra, sobre todo en las condiciones de elevada temperatura de los primeros tiempos del planeta.

Además, el helio no forma compuestos y existe únicamente en forma de gas elemental. En consecuencia, no existe ningún recurso mediante el cual pueda ser retenida parte del helio.

Realmente asombroso no es que haya poco helio en la Tierra, sino que quedara siquiera un ápice de helio. ¿Por qué no ha desaparecido todo durante los miles de millones de años de vida de la Tierra? ¿Por qué siquiera ha quedado un solo átomo?

Sucede que es bastante probable que no quede ni rastro del helio original. Sin embargo, nuevos depósitos de átomos de helio se han ido formando en la corteza terrestre a través de toda su historia.

Esto tiene lugar porque diversos elementos de larga vida radiactiva ceden partículas alfa al desintegrarse. En 1909, Rutherford estuvo en condiciones de demostrar que las partículas alfa eran realmente núcleos de helio. Éstos captaban electrones muy pronto después de ser liberados por los elementos radiactivos y se convertían en átomos neutros de helio.

Cerca del 94,5% de todas las partículas alfa formadas en la corteza terrestre proceden de átomos de uranio-238, cada uno de los cuales, al descomponerse, por etapas, en átomos de plomo-206, desprende no menos de ocho partículas alfa. El resto está formado, casi enteramente, por átomos de torio-232, cada uno de los cuales se descompone, en etapas, en plomo-208, cediendo seis partículas alfa. La tasa de desintegración de estas dos sustancias es tal que cada segundo se producen cerca de 9.000 partículas alfa en cada kilogramo de la corteza terrestre.

Esto no es excesivo, realmente, considerado en sí mismo; pero hay una enorme cantidad de kilogramos de materia en la corteza terrestre y un año tiene un elevado número de segundos. Una reciente valoración aproximada, basada en el helio disuelto en las profundidades del océano, sugiere que, en conjunto, en la Tierra se producen 120.000.000 de metros cúbicos de helio anuales, a través de la radiactividad; este volumen asciende a 2.200 toneladas.

Gran parte de este helio permanece atrapado en los minerales de uranio y torio en los que se forma. El tratamiento de estos minerales liberará el helio, tal como descubrió Ramsay, aunque Hillebrand fracasó en el intento.

Algo del helio se libera y mezcla con otros gases atrapados dentro de la corteza terrestre, en particular con el llamado «gas natural», en realidad una mezcla de hidrocarburos inflamables (es decir, que posee moléculas de carbono e hidrógeno). El gas natural suele estar asociado con petróleo, y algunas veces, cuando en las regiones petroleras se realizan perforaciones, aparece también gas natural.

El primer descubrimiento de este hecho tuvo lugar por casualidad. En 1903, se halló un pozo de gas cerca de una ciudad de Kansas; para celebrar el acontecimiento, se extrajo una porción del gas para encender una antorcha. Sin embargo, el gas se negó a arder. Los asombrados ciudadanos lo hicieron analizar. La mayor parte del gas era nitrógeno, pero aproximadamente un 2% correspondía al helio.

Las mejores fuentes de helio se hallan entre los pozos de gas natural en Texas. En particular, hay pozos de gas cerca de Amarillo, que producen hasta 13.600.000 metros cúbicos (250 toneladas) de helio anuales. Un pozo de Arizona produce una mezcla de gas que contiene un 8% de helio. Al término de la década de los sesenta, los Estados Unidos producían muchos millones de metros cúbicos de helio por año. Desde luego, un poco del helio formado en la corteza terrestre escapa hacia la atmósfera. Esto tiene lugar, de acuerdo con un reciente cálculo, en la proporción de dos litros y medio por milla cuadrada al año. No puede ser retenido en la atmósfera por tiempo indefinido, pero, en parte, siempre está presente helio que ha fluido desde el suelo hacia arriba y que todavía no ha tenido tiempo de escapar fuera de la atmósfera hacia el espacio exterior.

El helio producido por la descomposición radiactiva del uranio y torio es enteramente helio-4. ¿Cómo explicar, entonces, la presencia también de pequeños indicios de helio-3? El helio-3 es más ligero que el helio-4 e incluso desaparece más pronto de la atmósfera; en consecuencia, si se halla presente, debe de estar formándose sin cesar.

Y así es. La Tierra está siendo bombardeada sin descanso y desde todas las direcciones en el espacio con partículas de rayos cósmicos muy energéticas. Golpean la atmósfera, disgregando los átomos. De vez en cuando, se forma un núcleo de hidrógeno-3. Dicho hidrógeno-3, también llamado tritio, es el único isótopo radiactivo de hidrógeno conocido. Se descompone, con una vida media de 12 años y tres meses, y, en el proceso, se convierte en helio-3 estable (algunas veces llamado tralfio). Ésta es la fuente de los indicios de helio-3 hallados en la atmósfera; virtualmente, ninguno está presente en la corteza terrestre.


Formación del argón


El helio es relativamente frecuente para ser un gas noble «raro», pero no es el único con esta cualidad. También el argón es sorprendentemente corriente. En particular, constituye alrededor del 1% de la atmósfera, lo cual es muy sorprendente para un gas noble. Se supuso que ocurría así debido a su más elevado peso atómico que, en consecuencia, le permitía ser retenido por la gravedad terrestre.

Esto ya es cierto hoy día; cualquier argón ahora presente en la atmósfera será retenido por tiempo indefinido. Sin embargo, es muy probable que, en las épocas más calurosas del período de formación de la Tierra, perdiera el argón que pudo haber tenido, salvo minúsculas cantidades físicamente atrapadas en minerales. En consecuencia, el argón ahora presente en la atmósfera debió de ser formado en los eones desde los tempranos días de la Tierra.

Un indicio es la particular abundancia de argón-40, que constituye el 99,6% de todos los átomos de argón en la Tierra. En el conjunto del Universo, la prueba espectroscópica parece indicar que el argón-36 es el isótopo más corriente. Al parecer, entonces, es el argón-40 en particular el que debió de formarse desde que el planeta se asentó en temperaturas más frías, después que se hubo perdido la mayor parte del argón-36. Una reciente sugerencia expone que dicho argón-36 y argón-38, tal como se hallan presentes en la atmósfera, lo están debido a que fue impulsado desde el espacio exterior por el viento solar; es decir, las partículas impulsadas a la fuerza fuera del Sol. ¿Por qué, entonces, el argón-40 es tan corriente?

El origen radica aquí en los inicios del potasio. En 1906, el científico británico Norman Robert Campbell halló una radiactividad muy débil asociada con el potasio (la primera vez que tal cosa había sido descubierta fuera del uranio, torio y sus elementos hijos). Esta radiactividad quedó rápidamente fijada como potasio-40, el menos corriente de los tres isótopos de potasio. Tan sólo un átomo de potasio en 10.000 de ellos es potasio-40.

El potasio-40 se descompone con una vida media de 1.300.000.000 de años. Un tiempo suficientemente largo como para permitir que parte de la provisión original de la Tierra en potasio-40 exista incluso hoy día. Un tiempo lo bastante corto, sin embargo, para que en el curso de la vida total de la Tierra (por lo menos cinco mil millones de años) la mayor parte del depósito original haya desaparecido. Hace cinco mil millones de años, había por lo menos dieciséis veces más potasio-40 del que existe ahora, y aproximadamente un átomo de potasio de cada 600 era potasio-40.

De todas maneras, el potasio es uno de los elementos más comunes en la corteza terrestre. Incluso aunque hoy día el potasio-40 suponga tan poco de la reserva de potasio, continúa habiendo aproximadamente tanto potasio-40 en la corteza terrestre como lo hay de uranio. Además, el potasio-40 está muy ampliamente esparcido, de modo que su radiactividad no puede ser tomada a la ligera.

El potasio-40 fue identificado, casi de inmediato, como una muestra de descomposición radiactiva mediante la emisión de partículas beta (Una partícula beta es un electrón en movimiento). Un átomo que emite una partícula beta incrementa su número atómico en uno más.

Sin embargo, en 1936, el físico japonés Hideki Yukawa (nacido en 1907) demostró que resultaba posible para algunos átomos sobrellevar la descomposición radiactiva mediante la absorción de un electrón de la capa de electrones más interna. La capa electrónica más interna es la llamada capa K, por lo que el proceso se denomina captura de K. La captura de K, que implica la absorción de un electrón, produce en un átomo un efecto opuesto al originado por una emisión de partículas beta, que significa la potencia neta de un electrón. En la captura de K, el átomo reduce su número atómico en una unidad.

En 1938, el físico americano Luis W. Álvarez (nacido en 1911) demostró la realidad de la captura de K. El potasio-40 se desintegra por la captura de K, por ejemplo, lo mismo que por la emisión de partículas beta. Un 89% de los átomos de potasio-40 que se desintegran emiten partículas beta. El número atómico aumenta de 19 a 20, y tales átomos se convierten en calcio-40. No obstante, el restante 11% soporta la captura de K, y el número atómico se reduce de 19 a 18, y los átomos se convierten en argón-40.

Es el proceso de la captura de K, soportado por el potasio-40, el que, en el transcurso de los eones, produjo la amplia cantidad de argón-40 en la atmósfera; y esto explica la preponderancia del argón-40 sobre el argón-36 y el argón-38.

Desde luego, queda una cantidad considerable de argón en el suelo. Incluso aunque se escape lentamente a la atmósfera, esto no sucede de inmediato; probablemente, hay dos mil quinientas veces tanto argón en el suelo como en la atmósfera.

De hecho, comparando el contenido en potasio de ciertas rocas con el argón-40, se puede deducir el espacio de tiempo desde que la roca se convirtió en sólida y, en consecuencia, en las condiciones apropiadas para captar cualquier argón-40 que se formara. Una cantidad conocida de potasio puede producir una determinada proporción de argón-40, y por la cantidad de argón-40 presente se puede calcular durante cuánto tiempo lo estuvo captando.

Lógicamente, se debe estar seguro de que ningún argón-40 ha sido liberado de la roca durante el tiempo que lo estuvo captando. Siempre existe la posibilidad de que haya ocurrido así, pero entonces el valor del tiempo es demasiado pequeño. Incluso en este caso, se han encontrado rocas que dieron una edad de 2.500 millones de años empleando este método. La edad de los meteoritos dieron cifras de hasta 4.500.000.000 de años.

Cabría suponer que el mismo sistema puede ser aplicado a los minerales de uranio y torio para determinar cuánto helio ha sido captado en el curso de todas las edades como resultado de la desintegración radiactiva de esos metales pesados. Por desgracia, el helio, que tiene un peso atómico mucho más bajo que el argón, se escapa fuera de las rocas con una rapidez mucho más considerable. Por consiguiente, los químicos determinan la edad midiendo la cantidad de plomo producido por la descomposición del uranio y del torio. En las dos primeras décadas del siglo actual fueron estas determinaciones las que añadieron la prueba final a la sospecha de que la Tierra tenía realmente varios miles de millones de años de edad.




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