Helium

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Helium (von griechisch ἥλιος hélios „Sonne“) ist ein farbloses, geruchloses, geschmacksneutrales, ungiftiges chemisches Element. Helium gehört zur Gruppe der Edelgase, seine Ordnungszahl ist 2, sein Elementsymbol He. Helium bleibt bis zu sehr tiefen Temperaturen gasförmig, erst nahe dem absoluten Nullpunkt wird es flüssig. Es ist die einzige Substanz, die bei Normaldruck selbst am absoluten Nullpunkt (0 K bzw. −273,15 °C) nicht fest wird. Helium ist die Substanz mit der größten bekannten chemischen Reaktionsträgheit. Auch unter Extrembedingungen konnten bis jetzt keine Verbindungen des Heliums nachgewiesen werden, die nicht sofort nach der Bildung zerfallen. Helium kommt, soweit bekannt, nur atomar vor. Nur unter Extrembedingungen sind andere Formen denkbar. Das häufigste stabile Isotop ist ⁴He; ein weiteres stabiles Isotop ist das sehr seltene ³He.

Das Verhalten der beiden flüssigen Phasen „Helium-I“ und „Helium-II“ (insbesondere das Phänomen der Suprafluidität) von ⁴He ist Gegenstand aktueller Forschungen auf dem Gebiet der Quantenmechanik. Weiterhin ist flüssiges Helium ein unverzichtbares Hilfsmittel zur Erzielung der tiefsten Temperaturen, die u.a. zur Kühlung von Infrarotdetektoren von Weltraumteleskopen und zur Untersuchung von Eigenschaften wie zum Beispiel der Supraleitung von Materie bei Temperaturen nahe dem absoluten Nullpunkt erforderlich sind.

Helium ist, nach Wasserstoff, das zweithäufigste Element im Universum. Der größte Teil davon entstand in den ersten 3 Minuten nach dem Urknall. Der Rest ist Produkt der Kernfusion von Wasserstoff in Sternen. Auf der Erde wird ⁴He in Form von Alphateilchen bei dem Alphazerfall verschiedener radioaktiver Elemente wie zum Beispiel Uran oder Radium gebildet. Helium entsteht daraus, wenn das Alphateilchen anderen Atomen zwei Elektronen entreißt. Das so entstandene Helium sammelt sich in natürlichen Erdgas-Vorkommen in Konzentrationen bis zu sieben Volumenprozent. Daher kann Helium durch Fraktionierte Destillation aus Erdgas gewonnen werden.

Erste Hinweise auf Helium wurden 1868 durch den französischen Astronomen Pierre Janssen bei Untersuchungen des Lichtspektrums der Chromosphäre der Sonne entdeckt, wobei er die bis dahin unbekannte gelbe Spektrallinie von Helium fand.

Helium findet Anwendungen in der Tieftemperaturtechnik, in Tiefsee-Atemgeräten, als Kühlmittel für supraleitende Magneten, bei der Altersbestimmung von Gesteinen, als Füllgas für Luftballons und Luftschiffe und als Schutzgas für verschiedene industrielle Anwendungen (zum Beispiel beim Metallschutzgasschweißen und bei der Herstellung von Silizium-Wafern). Nach dem Einatmen von Helium verändert sich aufgrund der im Vergleich zu Luft höheren Schallgeschwindigkeit kurzzeitig die Stimme („Micky-Maus-Stimme“).

[Bearbeiten] Geschichte

Das vollständige Spektrum der Sonne

Die Spektrallinien von Helium (nicht nur die gelbe)^[4]

Hinweise auf das Element Helium erhielt man zum ersten Mal aufgrund einer hellen gelben Spektrallinie bei einer Wellenlänge von 587,49 Nanometern im Spektrum der Chromosphäre der Sonne. Diese Beobachtung machte der französische Astronom Pierre Janssen während einer totalen Sonnenfinsternis in Indien am 18. August 1868. Als er seine Entdeckung bekannt machte, wollte ihm zunächst niemand glauben, da bislang noch nie ein neues Element im Weltall gefunden wurde, bevor der Nachweis auf der Erde geführt werden konnte. Am 20. Oktober desselben Jahres bestätigte der Engländer Norman Lockyer, dass die gelbe Linie tatsächlich im Sonnenspektrum vorhanden ist und schloss daraus, dass sie von einem bislang unbekannten Element verursacht wurde. Weil diese Spektrallinie nahe an der so genannten Fraunhofer D-Linie lag, nannte er die Linie D3, um sie von den nahe liegenden D1- und D2-Linien des Natriums unterscheiden zu können. Er und sein englischer Kollege Edward Frankland schlugen vor, das neue Element nach dem griechischen Wort für Sonne zu benennen. Da sie annahmen, dass es sich bei dem Element um ein Metall handelte, hängten sie dem Namen die für Metalle übliche Endung -ium an anstatt der üblichen Endung für Edelgase -on.

Luigi Palmieri gelang es 1882, durch die Spektralanalyse von Vesuv-Lava erstmals das Element Helium auf der Erde nachzuweisen.

Sir William Ramsay

Am 26. März 1895 gewann der britische Chemiker William Ramsay Helium, indem er das Uran-Mineral Cleverit mit Mineralsäuren versetzte und das dabei austretende Gas isolierte. Er war auf der Suche nach Argon, konnte jedoch die gelbe D3-Linie beobachten, nachdem er Stickstoff und Sauerstoff von dem isolierten Gas getrennt hatte. Dieselbe Entdeckung machten fast gleichzeitig der britische Physiker William Crookes und die schwedischen Chemiker Per Teodor Cleve und Nicolas Langlet in Uppsala in Schweden. Diese sammelten ausreichende Mengen des Gases, um dessen Atommasse feststellen zu können.

Bei einer Ölbohrung in Dexter in Kansas wurde eine Erdgasquelle gefunden, deren Erdgas zwölf Volumenprozent eines unbekannten Gases enthielt. Die amerikanischen Chemiker Hamilton Cady und David McFarland der Universität von Kansas fanden 1905 heraus, dass es sich dabei um Helium handelte. Sie publizierten eine Meldung, dass Helium aus Erdgas gewonnen werden kann. Im selben Jahr stellten Ernest Rutherford und Thomas Royds fest, dass Alphateilchen Heliumkerne sind.

Die erste Verflüssigung Heliums wurde 1908 vom niederländischen Physiker Heike Kamerlingh Onnes durchgeführt, indem er das Gas auf eine Temperatur von unter 1 K kühlte. Er versuchte ebenfalls, es durch eine Temperatur von 0,8 K zu verfestigen, scheiterte jedoch, da Helium nur bei Druck verfestigt werden kann. Onnes beschrieb ebenfalls zum ersten Mal den heute nach ihm benannten Onnes-Effekt. Die erste Verfestigung wurde 1926 von Onnes'  Student Willem Hendrik Keesom durchgeführt, der Helium auf eine ähnliche Temperatur abkühlte und einen Druck von 25 bar anwandte.

[Bearbeiten] Natürliches Vorkommen

[Bearbeiten] Im Weltall

Helium macht ungefähr 19 Prozent von Neptuns Atmosphäre aus. Neptuns Hauptbestandteil ist Wasserstoff; die blaugrüne Färbung entsteht durch Methan.

Entsprechend der Urknalltheorie entstand der größte Teil des heute im Weltraum vorhandenen Heliums in den ersten drei Minuten nach dem Urknall. Das große Vorkommen im Universum unterstützt die Urknalltheorie. Helium ist nach Wasserstoff das zweithäufigste Element. 23 % der Masse der sichtbaren Materie bestehen aus Helium, obwohl Wasserstoffatome achtmal häufiger sind. Außerdem wird Helium durch Kernfusion in Sternen produziert. Dieses so genannte Wasserstoffbrennen liefert die Energie, die die Sterne auf der Hauptreihe, also die Mehrheit aller Sterne, zum Leuchten bringt. Dieser Prozess liefert den Sternen die Energie für den größten Teil ihres Lebens. Wenn der größte Teil des Wasserstoffes am Ende des Lebens eines Sterns im Kern aufgebraucht ist, zieht sich der Kern zusammen und erhöht seine Temperatur. Dadurch kann nun Helium zu Kohlenstoff verbrannt werden (Heliumflash, Heliumbrennen). In einer Schale um diesen Kern findet weiterhin das Wasserstoffbrennen statt. Auch Kohlenstoff kann weiter zu anderen Elementen verbrannt werden. Dieser Prozess wird normalerweise bis zum Eisen fortgesetzt, falls keine Supernovaexplosion auftritt. Bei einer Supernovaexplosion werden auch schwerere Elemente als Eisen synthetisiert, die durch die Explosion im Weltraum verteilt werden. Im Verlauf der Zeit reichert sich die interstellare Materie dadurch mit Helium und schwereren Elementen an, so dass später entstandene Sterne auch einen größeren Anteil an Helium und schwereren Elementen haben.

Auf Sternoberflächen und in Nebeln kommt Helium bevorzugt neutral oder einfach ionisiert vor. Anders als in der Physik und Chemie üblich, wird in der Astronomie aber nicht die Notation mit hochgestelltem „+“ (He⁺) verwendet, da andere Elemente so hochionisiert vorkommen können, dass diese Notation unpraktisch wird, zum Beispiel sechzehnfach ionisiertes Eisen in der Sonnenkorona. Daher werden Ionisationsstufen in der Astronomie mit römischen Ziffern bezeichnet, wobei neutrales Helium als He-I bezeichnet wird, einfach ionisiertes entsprechend He-II und vollständig (=zweifach) ionisiertes als He-III.

Helium ist auch in verschiedenen Planetatmosphären vorhanden:

[Bearbeiten] Meteoriten und Mond

Helium kann in Meteoriten auch durch Wechselwirkung (Spallation) mit Kosmischer Strahlung erzeugt werden. Besonders ³He kann deswegen benutzt werden, um sogenannte Bestrahlungsalter, welches meist dem Zeitraum zwischen dem Losschlagen des Meteoriten vom Mutterköper bis zu seiner Ankunft auf der Erde entspricht, zu bestimmen. Daneben entsteht ⁴He in Meteoriten durch Zerfall schwerer radioaktiver Elemente. Auch gibt es in Meteoriten weitere Heliumanteile, welche aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems stammen, zum Teil aber auch aus dem Sonnenwind aufgefangen wurden. Ähnliches gilt auch für Mondgestein, welches von der Oberfläche des Mondes stammt. Da dieses oft sehr lange dem Sonnenwind bzw. der Kosmischen Strahlung ausgesetzt war ist solches Mondgestein besonders reich an Helium, insbesondere dem Isotop ³He. Sollte es gelingen Kernfusionsreaktoren für die Deuterium-Tritium-Fusion zu entwickeln, könnte die Gewinnung von Helium-3 vom Mond wirtschaftlich interessant werden. Der gegenwärtige Energiebedarf Chinas erforderte jährlich 3 Tonnen Helium-3 ^[5].

[Bearbeiten] Auf der Erde

Die Erde produziert Helium durch radioaktive Vorgänge im Erdkern

⁴He entsteht im Erdkörper beim radioaktiven Zerfall (Alphazerfall) schwerer Elemente wie Uran oder Thorium, wobei Helium-Kerne als Alphateilchen ausgesandt werden und anschließend Elektronen einfangen. Es kann in verschiedenen uran- und thoriumhaltigen Mineralen wie der Pechblende gefunden werden.

Aus der Entstehungszeit der Erde stammt ein Anteil von ³He im Erdmantel, der weit über dem atmosphärischen Wert liegt, das sogenannte Mantelhelium; das ⁴He/³He-Verhältnis liegt im oberen Erdmantel, der weitgehend entgast ist und dessen Heliumbestand daher im wesentlichen durch ⁴He aus Alpha-Zerfällen wiederaufgefüllt wird, bei etwa 86.000. Wenn das Konvektionssystem des unteren Erdmantels weitgehend von dem des oberen getrennt und der Massenaustausch zwischen beiden entsprechend gering ist, liegt das Verhältnis im unteren, kaum entgasten Mantel zwischen 2500 und 26.000, das heißt, der Anteil von ³He ist noch höher. Von besonderem geodynamischen Interesse ist dies im Hinblick auf die Ursachen von Hotspot-Vulkanismus: während für Basalte von mittelozeanischen Rücken, die durch Schmelzprozesse von Material des oberen Mantels entstehen, ⁴He/³He = 86.000 typisch ist, weisen Basalte von einigen Hotspots, zum Beispiel ozeanischen Vulkaninseln wie Hawaii und Island, Werte auf, die um etwa das drei- bis vierfache niedriger liegen. Dies wird gemeinhin damit erklärt, dass dieser Vulkanismus durch Mantelplumes verursacht wird, deren Ursprung an der Kern-Mantel-Grenze liegt und die daher zumindest teilweise aus Material des unteren Erdmantels bestehen.

Helium kommt in geringen Mengen in der Erdatmosphäre (5,2 ppm) sowie in Erdgas und Erdöl (0,4 %) vor. Der Anteil Heliums an der Erdatmosphäre ist so niedrig, da das meiste Helium, das auf der Erde entsteht, wegen seiner Leichtigkeit und aufgrund der Tatsache, dass es sich kaum mit anderen Elementen verbindet, in den Weltraum entweicht. Ungefähr 1000 km über dem Meeresspiegel ist Helium das vorherrschende Element, da es sich dort ansammelt.

[Bearbeiten] Künstliche Gewinnung

Erdgas mit einem Heliumanteil bis zu 7 % ist der größte und wirtschaftlich wichtigste Heliumlieferant. Da Helium eine sehr niedrige Siedetemperatur besitzt, ist es durch Herunterkühlen des Erdgases möglich, das Helium von den anderen im Erdgas enthaltenen Stoffen, wie Kohlenwasserstoffen und Stickstoffverbindungen, zu trennen.

Viele Jahre lang gewannen die USA über 90 % des kommerziell benutzbaren Heliums der Welt. Noch 1995 wurden in den USA insgesamt eine Milliarde Kubikmeter Helium gefördert. Der restliche Anteil wurde von Förderungsanlagen in Kanada, Polen, Russland (wobei große Mengen in den völlig unzugänglichen Gebieten Sibiriens liegen) und anderen Ländern geliefert. Nach der Jahrtausendwende kamen Algerien und Katar dazu. Algerien konnte sich rasch zum zweitwichtigsten Heliumlieferanten entwickeln. 2002 stellte Algerien 16 % des Heliums her, das in der Welt vertrieben wurde.

Bei Amarillo in Texas lagerte 2004 etwa das Zehnfache des Weltjahresbedarfs an Helium. Diese ehemals strategische Reserve der amerikanischen Regierung muss jedoch aufgrund des Helium Privatization Act der Clinton-Regierung aus dem Jahr 1996 innerhalb der nächsten Jahre an die Privatwirtschaft verkauft werden.

Mittlerweile wird in den USA angenommen, dass die nationalen Vorräte an Helium innerhalb der kommenden 10 Jahre aufgebraucht sein werden. Dies hätte wegen der Bedeutung von Helium u.a. bei der Glasfaser- und der Computerchipherstellung erhebliche Auswirkungen auf die entsprechenden Industrien^[6].

Das Isotop ³He ist nur zu ca. 1,4 ppm in natürlichem Helium enthalten und ist daher sehr teuer. Prinzipiell kann es auch in Kernreaktionen gewonnen werden. Tritium und Helium-4 können durch Neutronenbeschuss von Lithium ⁶Li in einem Kernreaktor gewonnen werden:

Das Tritium zerfällt durch Betazerfall zu ³He.

Auch werden sehr geringe Mengen von Helium ³He in mit Wasser moderierten Reaktoren erbrütet, wenn die im Wasser enthaltenen Wasserstoffatome Neutronen einfangen. Aus dem normalen Wasserstoff bildet sich dadurch Schwerer Wasserstoff (Deuterium) und daraus durch einen weiteren Neutroneneinfang Überschwerer Wasserstoff (Tritium), der durch Betazerfall zu Helium ³He wird. Bei normalem Wasserstoff ist die Einfangrate höher als beim darauf folgenden Schritt des Neutroneneinfanges durch schweren Wasserstoff (deshalb können Kernkraftwerke, die Schweres Wasser als Moderator verwenden, auch mit Natururan betrieben werden):

Die angegebenen Zeiten sind Halbwertszeiten.

[Bearbeiten] Geschichte der künstlichen Gewinnung

Im frühen 20. Jahrhundert wurden große Mengen Helium in Erdgasfeldern der amerikanischen Great Plains gefunden und halfen den Vereinigten Staaten, der führende Weltlieferant für Helium zu werden. Nach einem Vorschlag Sir Richard Threlfalls förderte die US-Marine drei kleine experimentelle Heliumproduktionsbetriebe während des Ersten Weltkrieges, um Helium als Füllgas für Sperrballone zu gewinnen. Eine Gesamtmenge von 5700 Kubikmeter Gas mit einem Heliumanteil von 92 % wurde von diesen Betrieben hergestellt, obwohl vorher nur wenige hundert Liter des Gases gewonnen worden waren. Kleine Mengen dieses Gases wurden im ersten heliumgefüllten Luftschiff der Welt benutzt, dem C-7 der US-Navy, das seine Jungfernfahrt auf der Strecke von Hampton Roads in Virginia nach Boiling Field in Washington, D.C. am 7. Dezember 1921 bestritt.

Die Regierung der USA ließ 1925 die National Helium Reserve in Amarillo in Texas errichten, um eine Versorgung von militärischen Luftschiffen in Kriegszeiten und Verkehrsluftschiffen in Friedenszeiten zu sichern. Obwohl die Nachfrage nach dem Zweiten Weltkrieg sank, wurde die Förderungsanlage in Amarillo erweitert, damit flüssiges Helium als Kühlmittel für Sauerstoff-Wasserstoff-Raketentreibstoff und andere zu kühlende Gegenstände bereitgestellt werden konnte. Der Heliumverbrauch der USA stieg im Jahr 1965 auf das Achtfache des Spitzenverbrauchs in Kriegszeiten.

Nachdem in den USA das Helium Acts Amendments of 1960 (Public Law 86-777) beschlossen wurde, wurden weitere fünf private Heliumförderanlagen errichtet. Das US-Minenministerium ließ dafür eine 685 Kilometer lange Pipeline von Bushton in Kansas nach Amarillo in Texas bauen.

Die Reinheit des gewonnenen Heliums stieg nach dem Zweiten Weltkrieg rasant an. Wurde 1945 noch eine Mischung von 98 Prozent Helium und 2 Prozent Stickstoff für Luftschiffe benutzt, konnte 1949 bereits Helium mit einer Reinheit von 99,995 Prozent kommerziell vertrieben werden. Um diesen Reinheitsgrad zu erreichen, ist Aktivkohle nötig, um verbliebene Verunreinigungen – meistens bestehend aus Neon – mittels Druckwechsel-Adsorption zu entfernen.

[Bearbeiten] Eigenschaften

Helium ist nach Wasserstoff das chemische Element mit der geringsten Dichte und besitzt die niedrigsten Schmelz- und Siedepunkte aller Elemente. Daher existiert es nur unter sehr tiefen Temperaturen als Flüssigkeit oder Feststoff. Bei Temperaturen unter 2,17 K liegt ⁴He in einer suprafluiden Phase vor. Bei Normaldruck wird Helium selbst bei einer Temperatur von 0 K nicht fest. Erst bei einem Druck oberhalb 2,5 MPa (circa 25-facher Atmosphärendruck) geht Helium bei hinreichend tiefen Temperaturen in eine feste Phase über.

Phasendiagramm von ⁴He

Kritische Daten: Druck 2,27 bar, Temperatur -267,95 °C (5,2 K), Dichte 0,0696 g/cm^{3 [7]}.

[Bearbeiten] Im gasförmigen Zustand

3 ml Helium in Glasampulle

Helium ist ein farbloses, geruchloses und ungiftiges Gas. Unter Standardbedingungen verhält sich Helium nahezu wie ein ideales Gas. Helium ist unter praktisch allen Bedingungen einatomar. Ein Kubikmeter Helium hat bei Standardbedingungen eine Masse von 179 g. Luft hat dagegen die etwa siebenfache Dichte. Helium weist nach Wasserstoff die größte thermische Leitfähigkeit unter allen Gasen auf, und seine spezifische Wärme ist außergewöhnlich groß. Helium ist ein guter elektrischer Isolator. Die Wasserlöslichkeit von Helium ist geringer als bei jedem anderen Gas. Seine Diffusionsrate durch Festkörper beträgt das Dreifache von Luft und circa 65 % von Wasserstoff ^[8]. Helium hat bei Standardbedingungen einen negativen Joule-Thomson-Koeffizienten, das heißt, dieses Gas erwärmt sich bei Ausdehnung. Erst unterhalb der Joule-Thomson-Inversionstemperatur (circa 40 K bei Atmosphärendruck) kühlt es sich bei Expansion ab. Daher muss Helium unter diese Temperatur vorgekühlt werden, ehe es durch Expansionskühlung verflüssigt werden kann.

[Bearbeiten] Im flüssigen Zustand

[Bearbeiten] Helium I

Unter dem Siedepunkt bei 4,21 Kelvin und über dem Lambdapunkt bei 2,1768 K ist das Isotop ⁴He eine farblose Flüssigkeit. Es wird Helium I genannt. Wie andere extrem kalte Flüssigkeiten siedet Helium I, wenn es erhitzt wird, und zieht sich zusammen, wenn seine Temperatur verringert wird. Bei Erreichen des Lambdapunktes expandiert es spontan. Der Grad der Expansion verringert sich, bis ungefähr 1 K erreicht werden. Bei dieser Temperatur stoppt die Expansion, und das Helium beginnt, sich wieder zusammenzuziehen.

[Bearbeiten] Helium II

Flüssiges ⁴He entwickelt unterhalb seines Lambdapunktes sehr ungewöhnliche Eigenschaften. Helium mit diesen Eigenschaften wird als Helium II bezeichnet. Das Sieden von Helium II ist wegen seiner hohen Wärmeleitfähigkeit nicht mehr möglich. Erhitzen bewirkt stattdessen eine direkte Verdampfung der Flüssigkeit in den gasförmigen Zustand, wenn der „Siedepunkt“ erreicht ist.

Helium II ist ein suprafluider Stoff. So fließt es etwa durch kleinste Öffnungen in Größenordnungen von 10⁻⁷ bis 10⁻⁸ m und hat keine messbare Viskosität. Jedoch konnte bei Messungen zwischen zwei sich bewegenden Scheiben eine Viskosität ähnlich der von gasförmigem Helium festgestellt werden. Dieses Phänomen wird mit dem Zwei-Fluid-Model (bzw. Zwei-Flüssigkeiten-Modell) nach László Tisza erklärt. Laut dieser Theorie ist Helium II wie ein Gemisch aus ⁴He-Teilchen im normal-fluiden sowie im suprafluiden Zustand, demnach verhält sich Helium II so, als gäbe es einen Anteil an Heliumatomen mit und einen ohne messbarer Viskosität. Anhand dieser Theorie können viele Phänomene der Tiefentemperaturphysik wie zum Beispiel der "Thermomechanische Effekt" relativ einfach und klar erklärt werden, allerdings muss man deutlich darauf hinweisen, dass die zwei Flüssigkeiten weder theoretisch noch praktisch trennbar sind ^[9].

Onnes-Effekt des Helium II

Helium II zeigt wie andere suprafluide Flüssigkeiten den Onnes-Effekt: Wenn eine Oberfläche aus dem Helium hinausragt, bewegt sich das Helium auf dieser Fläche auch gegen die Schwerkraft. Helium II entweicht auf diese Weise aus einem Behälter, der nicht versiegelt ist. Wenn es einen wärmeren Bereich erreicht, verdunstet es. Aufgrund dieses Kriechverhaltens und der Fähigkeit des Heliums II, selbst durch kleinste Öffnungen auszulaufen, ist es sehr schwierig, flüssiges Helium in einem begrenzten Raum zu halten. Es ist ein sehr sorgfältig zu konstruierender Behälter nötig, um Helium II aufzubewahren, ohne dass es entweicht oder verdunstet.

Die Wärmeleitfähigkeit von Helium II ist größer als die jeder anderen bekannten Substanz, was durch den Effekt des zweiten Schalls beschrieben wird. Sie ist eine Million mal höher als die von Helium I und mehrere hundert Mal höher als die des Kupfers. Sie ist so hoch, weil die Wärmeübertragung durch quantenmechanische Effekte bestimmt wird. Die meisten gut wärmeleitenden Materialien besitzen ein Valenzband freier Elektronen, die die Wärme gut leiten. Helium II hat kein solches, sondern leitet den Wärmepuls mit einer Geschwindigkeit von 20 m/s bei 1,8 K. Dieser Vorgang kann durch eine Wellengleichung beschrieben werden.

1971 gelang David M. Lee, Douglas D. Osheroff und Robert C. Richardson, das Helium-Isotop ³He ebenfalls in einen suprafluiden Zustand zu versetzen, indem sie das Isotop unter die Temperatur von 2,6 Millikelvin abkühlten. Dabei geht man davon aus, dass zwei Atome ³He ein Paar bilden, ähnlich einem Cooper-Paar. Dieses Paar besitzt ein magnetisches Moment und ein Drehmoment. Die drei Wissenschaftler erhielten für diese Entdeckung 1996 den Nobelpreis für Physik.

[Bearbeiten] Im festen Zustand

Helium kann als einziger Stoff unter Normaldruck nicht verfestigt werden. Dies gelingt aber unter leicht erhöhtem Druck (etwa 2,5 MPa) und bei sehr niedriger Temperatur (weniger als 1,5 K). Der beim Phasenübergang entstehende, fast vollkommen durchsichtige Feststoff ist sehr stark komprimierbar. Im Labor kann dessen Volumen um bis zu 30 % verringert werden; Helium ist mehr als 50-mal besser komprimierbar als Wasser. Im festen Zustand bildet es kristalline Strukturen aus. Festes und flüssiges Helium sind optisch kaum voneinander zu unterscheiden, da ihre Brechzahlen fast gleich sind.

In einem anderen Fall kann bei Erreichen von nahezu 0 K und gleichzeitigem Zentrifugieren ein Zustand erreicht werden, den man suprafest nennt.^[10] Hierbei stoppt ein Teil des Feststoffes die eigene Rotation und durchdringt die restlichen Teile der Materie. Dazu gibt es noch keine bekannten Thesen oder Theorien.

[Bearbeiten] Aufbau

Das mit Abstand häufigste Isotop ⁴He hat einen Atomkern aus zwei Protonen und zwei Neutronen sowie eine Elektronenhülle mit zwei Elektronen. Ein zweites stabiles Isotop ist ³He, bei dem der Atomkern neben den zwei Protonen nur ein Neutron besitzt. Weiterhin gibt es eine Reihe kurzlebiger Isotope mit drei und mehr Neutronen (siehe Tabelle „Isotope“), die aber nur theoretisch interessant sind.

[Bearbeiten] Elektronenzustände des Heliumatoms

Die zwei Elektronen des Heliumatoms bilden die abgeschlossene, kugelsymmetrische Elektronenschale des 1s-Orbitals. Diese Elektronenkonfiguration ist energetisch äußerst stabil, es gibt kein anderes Element mit einer höheren Ionisierungsenergie und einer geringeren Elektronenaffinität. Helium ist trotz seiner größeren Elektronenzahl kleiner als Wasserstoff und damit das kleinste Atom überhaupt.

Abhängig von der Spinorientierung der zwei Elektronen des Heliumatoms spricht man vom Parahelium im Falle von zwei antiparallelen Spins (S=0) und von Orthohelium bei zwei parallelen Spins (S=1). Beim Orthohelium befindet sich eines der Elektronen nicht im 1s-Orbital, da dies das Pauli-Verbot verletzen würde.

Die Benennung dieser Zustände geht auf einen früheren Irrtum zurück: Da der elektromagnetische Übergang zwischen dem Grundzu