Helium

Helium är grundämne nummer två i det periodiska systemet, en färglös och luktlös ädelgas. Ämnet har lägst kokpunkt av alla grundämnen, och endast vid högt tryck övergår det i fast form.

Helium är det näst vanligaste grundämnet i universum. Nytt helium uppstår genom fusionsprocesser i stjärnorna och genom alfastrålning från radioaktiva grundämnen. Koncentrationen i jordens atmosfär är låg, så helium utvinns mest ur naturgas.

Helium används inom flera teknikområden: Eftersom gasen är lätt och inert med små obundna atomer passar den som kontrollerad atmosfär, vid läcksökning och som drivgas i raketer. Flytande helium är ett viktigt kylmedel inom lågtemperaturtekniken och i det supraflytande tillståndet blir ämnet en mycket god värmeledare.

Helium
Nummer
2
Tecken
He
Grupp
18
Period
1
Block
s

He

Ne
VäteHeliumLitium
1s2
   
2He

Röd–orange glöd i plasmatillståndet

Röd–orange glöd i plasmatillståndet
Emissionsspektrum

Emissionsspektrum
Generella egenskaper
Relativ atommassa4,002602(2)[1][2] u
UtseendeFärglös i gasform
Fysikaliska egenskaper
Densitet vid 0 °C0,1785[3][4] g/L
– flytande, vid smältpunkten0,145 g/cm3
– flytande, vid kokdpunkten0,125 g/cm3
AggregationstillståndGas
Smältpunkt0,95 K (−272,20 °C) (2,5 MPa)
Kokpunkt4,222 K (−268,928 °C)
TrippelpunktNedre λ-punkt:
2,177 K (−270,973 °C)
5,043 kPa
Kritisk punkt5,1953 K (−267,9547 °C)
0,22746 MPa
Molvolym22,4 × 10−3 m3/mol
Smältvärme0,0138 kJ/mol
Ångbildningsvärme0,0829 kJ/mol
Specifik värmekapacitet5,2 × 103[5] J/(kg × K)
Molär värmekapacitet20,786[6] J/(mol × K)
Ångtryck
Tr. (Pa) 1 10 100 1 k 10 k 100 k
Te. (K) 1,23 1,67 2,48 4,21
Atomära egenskaper
Atomradie31 pm
Kovalent radie28 pm
van der Waalsradie140 pm
Elektronaffinitet0 kJ/mol
JonisationspotentialFörsta: 2372,3 kJ/mol
Andra: 5250,5 kJ/mol
(Lista)
Elektronkonfiguration
Elektronkonfiguration1s2
e per skal2
Electron shell 002 Helium - no label
Kemiska egenskaper
Oxidationstillstånd0
ElektronegativitetIngen uppgift (Paulingskalan)
5,5 (Allred&Rochow)
4,86 (Mulliken)
5,2[7] (medelvärde)
Diverse
Hexagonal tätpackad (hcp)
Kristallstruktur
Ljudhastighet972 m/s
Värmeledningsförmåga0,142[5] W/(m × K)
MagnetismDiamagnetisk[8]
Magnetisk susceptibilitet−1,1 × 10−9 [9]
Brytningsindex1,000035
Identifikation
CAS-nummer7440-59-7
EG-nummer231-168-5[10]
Pubchem23987
RTECS-nummerMH6520000
Historia
NamnursprungHelios, den grekiska solguden.[11][12]
UpptäcktPierre Janssen, Norman Lockyer (1868)
Första isolationWilliam Ramsay, Per Teodor Cleve, Abraham Langlet (1895)
Stabilaste isotoper
Nuklid NF t1/2 ST SE (MeV) SP
3He
0,000134 % Stabil
4He
99,999866 % Stabil
5He
{syn.} 7,618 × 10−22 s n 0,89 4He
6He
{syn.} 806,7 ms β 3,508 6Li
β + α 4He2H
Säkerhetsinformation
Säkerhetsdatablad: Sigma-Aldrich
Globalt harmoniserat system för klassifikation och märkning av kemikalier
GHS-märkning av farliga ämnen enligt EU:s förordning 1272/2008 (CLP) på grundval av följande källa: [10]
04 – Gasflaska
Gasflaska
H-fraserH280
P-fraserP403
S-fraserS9, S23
NFPA 704

NFPA 704

0
1
0
SI-enheter och STP används om inget annat anges.

Heliumatomen

Binding energyBA
Bindningsenergi per nukleon. D är deuterium (2H), T är tritium (3H)

Heliumatomens kärna består av två protoner och en eller flera neutroner. Det omgivande elektronmolnet har två elektroner som fyller 1s-orbitalen. Av alla atomer har helium den minsta radien.[5]

Helium har två naturliga stabila isotoper med olika fysikaliska egenskaper vid låg temperatur, dessutom några instabila syntetiska isotoper.

Helium-4

Den på jorden helt övervägande isotopen Helium-4, eller 4He, har två neutroner och är en boson. Kärnan har en bindningsenergi av 7,07 Megaelektronvolt (MeV) per nukleon, vilket är det högsta värdet bland alla atomer med masstal under 12. 4He-kärnan är därmed mycket stabil.

Helium-3

Helium-3- eller 3He-atomen har endast en neutron och är därmed en fermion. På jorden är den sällsynt och utgör endast 1,34 ppm av luftens heliumatomer.[13]

Bindningsenergin per nukleon är 2,57 megaelektronvolt (MeV), vilket är jämförbart med det radioaktiva 3H (tritium).[5]

Helium-3 som fusionsbränsle

Man har diskuterat om 3He kan användas som bränsle i fusionskraftverk, genom deuterium-helium3- och helium3-helium3-fusionerna:

2H + 3He 4He + 1H
3He + 3He 4He + 2 1H

Till skillnad från de i forskningsreaktorer vanligen använda DT och DD-processerna, skulle 3He-fusion ha fördelen att varken generera neutroner eller radioaktiva isotoper. De reaktortekniska extra-svårigheterna för 3He-fusion är dock betydande: Deuteriumkärnor fusionerar lättare med varandra än med 3He och för att fusionera två 3He-kärnor behövs mycket högre temperaturer och tryck än för DT- och DD-Processerna.[14]

Syntetiska isotoper

De radioaktiva isotoperna

  • 6He, med halveringstiden 805 ms och
  • 8He, med halveringstiden 122 ms

förekommer inte naturligt och övergår vanligen till litium genom β-sönderfall[15]

Aggregationstillståndens egenskaper

På grund av heliums speciella egenskaper behandlas i följande avsnitt suprafluiditet som ett aggregationstillstånd även om detta inte stämmer exakt med gängse allmän definition

Till skillnad från de flesta andra grundämnen beror övergångarna mellan heliums aggregationstillstånd starkt av isotopen.

Phasendiagramm He4
Fasdiagram för 4He
Phasendiagramm He3
Fasdiagram för 3He
Egenskap 4He 3He
Kritiskt tryck[5] 229 kPa 124 kPa
Kritisk temperatur[5] 5,20 K 3,37 K
Kokpunkt vid atmosfärstryck[5] 4,215 K 3,191 K
Övergång till suprafluiditet (atmosfärstryck)[16] 2,17 K 1 mK

Gasform

Vid 0 °C och 1000 kPa är helium är en färglös gas utan lukt och smak. Densiteten är 0,178 kg/m3, eller knappt en sjundedel av luftens. En heliumballong med volymen 1 m3 lyfter 1,115 kg, inklusive sin egen massa. Den låga densiteten inverkar även på ljudhastigheten, som är 971 m/s, eller knappt 3 gånger ljudhastigheten i luft.[5]

Heliums värmeledningsförmåga är 0,142 W/(m*K) vid 19 °C, eller fem gånger luftens.[5]

Heliumatomen, som är mindre än alla gas-atomer och -molekyler,[5] diffunderar särskilt lätt genom små öppningar.

Flytande helium

Vid temperaturer under 4 K (−269 °C) kondenserar helium till en färglös vätska. Flytande helium har flera speciella egenskaper:

  • Kokpunkten är den lägsta av alla grundämnen. Alla andra grundämnen har en kokpunkt över 20 K.[5]
  • Vid atmosfärstryck är helium (supra-)flytande vid absoluta nollpunkten. Alla andra grundämnen är fasta vid 10 K.[5]

Supraflytande helium

Supraflytande 4He

Helium-II-creep
Supraflytande helium "kryper" över barriärer.

Vid lambdapunkten, 2,17 K, övergår 4He i en supraflytande fas utan viskositet. Vätskan kan flyta genom kapillärer utan mätbar friktion[17] och den kan flyta över barriärer till en lägre potential. Genom den andra ljudvågen får vätskan en mycket hög värmeledningsförmåga.

I litteratur kallas ofta den "vanligt" flytande fasen i 4He för helium I. Den supraflytande fasen kallas helium II.[18]

Det finns flera teorier om Suprafluiditet i 4He:

Supraflytande 3He

Vid temperaturer under 1 mK kan även 3He kan bli supraflytande. Supraflytande 3He har en mer komplicerad struktur än 4He och måste förklaras med andra teorier.[19]

Helium i fast form

Endast vid låga temperaturer och tryck högre än 2,5 MPa, (cirka 25 atmosfärer), kan helium inta fast form. Kristallstrukturen är hexagonal (hcp) eller i vissa fall kubiskt rymdcentrerat (bcc).

Trippelpunkt

Fast helium sublimeras inte till gasform. Det finns därmed ingen trippelpunkt enligt gängse definition. Som trippelpunkt kan man istället ange jämviktspunkten mellan faserna "gas", "flytande" och "supraflytande" (för 4He: 2,172 K och 5,035 kPa) eller den mellan faserna "flytande", "supraflytande" och "fast" (för 4He: 1,76 K och 3,02 MPa). Dessa motsvarar lambdapunktens lägsta och högsta tryck.[20]

Kemiska egenskaper

Molekyler och joner

På grund av elektronstrukturen och elektronernas närhet till kärnan är helium inert. Med 24,6 eV är joniseringsenergin den högsta av alla atomers.[5] Helium ingår därför endast i specialfall molekyl- eller jon-liknande förbindelser.

Dihelium

Dihelium (He2, ChEBI ID:33685[21]) är en mycket löst bunden dimer som uppstår genom van der Waals-kraft. I dimeren är avståndet mellan atomerna hela 5,2 nm och bindningsenergin 1,1 mK [22] (10-7eV). Eftersom vibrationsenergi lätt bryter upp molekylen är den instabil, utom vid temperaturer nära absoluta nollpunkten. Dihelium kan joniseras och den negativa jonen He2- är metastabil med livslängd över 1 μs.[23]

Litium-Helium dimer

Man har vid temperaturer under 5K även kunnat påvisa en van der Waals-dimer av helium och litium (LiHe).[24]

Löslighet

Heliums vattenlöslighet är mycket låg: Endast 1.5 mg helium kan lösas i en liter vatten vid 20 °C och 1013 hPa.[25][10]

Förekomst

FusionintheSun
Proton-protonkedjan

I universum

I universum är helium det näst vanligaste grundämnet:[25] Enligt Big Bang-teorin skedde en tidig nukleosyntes av lätta atomkärnor inom 20 minuter efter Big Bang. Efter denna skall 25 % av universums massa ha bestått av 4He och 10 ppm av 3He. Heliumhalten stämmer ungefär med vad som idag observeras i utomgalaktiska H II-regioner.[26][27]

Solen och solsystemet

Helium är också vanligt i solsystemet: Solens, liksom många andra stjärnors, värme uppstår huvudsakligen genom proton-proton-processen där helium bildas ur väte. Solens fotosfär innehåller 25 % helium[28] och heliumhalten i solvinden är någon viktprocent av vätehalten.[29] I solvinden är mol-förhållandet mellan 3He och 4He ca. 430 ppm.[30]

Planeternas atmosfär har olika heliumkoncentration. Allmänt sett är den större i stora planeter:

Venus 00,0012 % (12 ppm)[31]
Jorden 00,00052 % (5,2 ppm)[32]
Mars 0mycket låg / okänd[33]
Jupiter 010,2 %[34]
Saturnus 03,25 %[35]
Uranus 015,2 % ± 3,3 %[36]
Neptunus 019 % ± 3,2 %[37]

Tabell: Volymmässig heliumkoncentration i solsystemets planetatmosfärer.

Månytans regolit, som utsätts för solvinden, innehåller också helium. Förhållandet mellan de stabila isotoperna [3He]/[4He] är 0,03  viktprocent, liknande förhållandet i solvinden och betydligt högre än på jorden.[29]

På jorden

I jordens innandöme bildas helium vid alfasönderfall av tunga grundämnen.[38] Naturgas kan därför innehålla ett par procent helium. Heliumrik naturgas finns normalt över kristallina bergarter innehållande uran eller thorium. För att helium skall hållas kvar i ett lagerställe måste det vara täckt av täta sedimentära bergarter. Kväve fungerar som bärgas för heliumtransport i berget.[39] I vår atmosfär är heliumkoncentrationen dock endast 5,2 ppm[32] eftersom heliumatomerna snabbt avges till världsrymden.

Produktion och marknad

Anrikningsprocess

Crude Helium Enrichment Unit
Anrikningsverk utanför Amarillo, Texas

Naturgasen varur helium skall utvinnas, bör ha en halt av minst 0,4 %. Den genomgår först en förbehandling där koldioxid, vattenånga och tyngre kolväten tas bort. Därefter avskiljs metan och kväve i flera steg genom fraktionerad destillation. Produkten är ett råhelium med 50 till 70 % helium, kvävgas liksom små mängder metan, vätgas och neon. Råhelium renas genom kondensation av kvävgas och metan, oxidering av vätet och pressure-swing-adsorption (PSA) till 99,99 % renhet.[40]

Tillgång

Helium Map - USGS Minerals Yearbook 2012
Heliumproduktion i USA

Världens heliumutvinning år 2016 uppskattas till 132 miljoner m³. Marknaden domineras av USA och Qatar:

  • 2016 producerade USA 63 miljoner m³ helium.[41] Produktionen kommer ur källor i norra Texas, Oklahoma, Kansas och östra Colorado men också längre västerut, runt Klippiga bergen.[42] Dessutom frigjordes 22 miljoner m³ helium ur den statliga strategiska reserven (National Helium Reserve) i Cliffside utanför Amarillo, Texas.
  • Qatars helium anrikas i Ras Laffan.[43] 2016 producerades 50 miljoner m³.
  • Algeriet var världens tredje största producent med 10 miljoner m³.[41]

Produktion i EU

Inom Europeiska Unionens område finns helium i sydvästra Polen. År 2015 utvanns där 1 miljon m³ ur naturgasresevoarer med en heliumhalt om 0,22 till 0,42 %.[44] En produktionsenhet står i Odolanow.[45]

Pris och trender

En kubikmeter helium med 99,997 % renhet, Helium-A, handlades 2016 för 7,21 US dollar.[41] Priset från USA:s strategiska reserv styrs av Helium Privatisation Act från 1996.[42]

I takt med att naturgas förbrukas som bränsle, utan att ta vara på heliuminnehållet, minskar världens lätt utvinnbara heliumtillgångar. Det har spekulerats i heliumbrist om USA:s strategiska reserv skulle uttömmas, men år 2016 innehöll reserven 735 miljoner m³ vilket skulle räcka att upprätthålla nuvarande försäljning åtminstone i 30 år. Världens heliumresurser uppskattas till 52 miljarder m³.[41]

Användningsområden

MRI-Philips
Magnetkamera för MRI

Kylmedium

I USA går en tredjedel av heliumkonsumtionen till kylanvändningar. Flytande helium är ett viktigt kylmedium inom lågtemperaturtekniken och för att nå temperaturer under 17 K finns det knappast något alternativ.[46] I de flesta fall inträffar supraledning under 17 K så en vanlig användning är att kyla supraledande magneter, exempelvis i de medicinska undersökningsmetoderna magnetisk resonanstomografi (MRI), kärnmagnetisk resonans (NMR) och elektronspinnresonans.[47][48]

Supraflytande helium vid 1,9 K har en värmeledningsförmåga mer än hundra gånger högre än syrefri (OF-)koppar och är därmed en mycket effektiv värmeledare.[49]

Tryck och rensning

Stora mängder helium används i raketer för att trycksätta och rensa tankar med kalla vätskor, exempelvis flytande syre.[50]

Kontrollerad atmosfär

Gaschromatograph
Gaskromatograf med helium som rörlig fas och flammjonsdetektor

Reaktionströghet, lätthet och god värmeledningsförmåga gör heliumgas till en lämplig omgivning vid metallurgiska processer, liksom tillverkning av halvledare och optisk fiber.[50] Den används även som rörlig fas i gaskromatografi och som förpackningsgas för livsmedel (E-nummer E 939).

Skyddsgas vid metallbearbetning

Helium används även vid svetsning: Eftersom den är inert hindrar den, om den utledes över svetsskarven, luftens syres skadliga oxidering av smältan. Här kan helium dock ofta ersättas med argon.[50][41]

HeTube
Urladdningsrör med helium

Läcksökning

Heliumatomerna utgör mycket små partiklar som lätt diffunderar genom öppningar. Den lättflyktiga gasen används därför gärna vid läcksökning i vakuumkärl och bränslesystem.[50]

Andningsgasblandningar

En mindre del av världens heliumförbrukning går till helium-syrgas-blandningar. De används medicinskt, vid spirometri[47] och för att lindra symptom vid lungsjukdomar men även som andningsgas vid dykning (Heliox) för att minska kvävenarkosen. En nackdel med helium vid dykning är den höga värmeledningsförmågan som kan kyla kroppen.[51]

Den höga ljudhastigheten skapar det berömda fenomenet Kalle Anka-röst som människor får när de inhalerar helium-syre-blandningar. Varning: Inandning av rent helium bör aldrig ske på grund av att syremättningen i blodet sjunker blixtsnabbt och det är stor risk för att man förlorar medvetandet, och det finns risk för att man dör eller får hjärnskador av syrebrist.

Andra användningar

Goodyear-blimp
Heliumfyllt luftskepp

Helium används sedan länge i gasballonger och luftskepp eftersom den billigare och lättare vätgasen medför eldfara och explosionsrisk. Helium används även inom belysningsteknik och i Helium-Neon-lasern

Risker och säkerhet

Neutralt helium vid normala förhållanden är inte giftig, spelar ingen biologisk roll och hittas i mycket små mängder i människans blod. Om stora mängder helium inandas, kan syret som behövs för normal andning ersättas, och kvävning inträffa.

Säkerhetsfrågorna för helium med en låg temperatur liknar dem för flytande kväve. Dess extremt låga temperatur kan resultera i köldskador, vilka blir allvarligare med sprej än vid kontakt med vätska. I det senare fallet bildas ett så kallat Leidenfrost-skikt mot huden, som tillfälligt hindrar direktkontakten. Vidare kan omvandlingen från vätska till gas orsaka explosioner, om inte någon tryckkammare är installerad.

Containrar med helium i gasform vid runt -265 °C ska hanteras som om de innehöll flytande helium, på grund av den snabba och betydande utvidgningen som uppstår, när helium i gasform under -265 °C värms till rumstemperatur.

Historia

Pierre Janssen
Jules Janssen som upptäckte Heliums spektrum

Vid en solförmörkelse 1868 upptäckte fransmannen Jules Janssen spektrallinjer i solens spektrum, som inte tillhörde något känt atomslag, varför engelsmannen Norman Lockyer antog att de kom från ett hittills okänt grundämne som sedan han och den engelske astronomen Edward Frankland kallade helium (efter grekiska ἥλιος [hêlios] - Solen). År 1895 framställde den engelske kemisten William Ramsay helium genom att lösa ett uranhaltigt mineral i syra, vilket identifierades av Lockyer och Frankland som helium och samma år detekterade den tyske fysikern Heinrich Kayser spektrallinjer från helium i en ädelgasblandning framställd ur luft. Samma år framställde engelsmannen N.A. Langley och oberoende de svenska kemisterna Per Teodor Cleve och Abraham Langlet helium med exakt samma metod. År 1905 upptäcktes att naturgas från en källa i Dexter, Kansas innehöll 2 % helium[40] och 1909 visade Ernest Rutherford och Thomas Royds att alfapartiklar var heliumkärnor.[52]

Helium var den sista av gaserna som man lyckades överföra i vätskeform. Det såg till och med ut som om helium kanske var den enda egentliga gasen, det vill säga okondenserbar till skillnad från ångor enligt gammal definition. Genom att utnyttja den temperatursänkning som erhålls när en komprimerad gas utvecklar arbete i en detander(dekompressor) lyckades holländaren Heike Kamerlingh Onnes år 1908 få helium att undan för undan, med hjälp av välkonstruerade värmeväxlare kallna alltmer och till slut kondensera. Just detta renderade honom 1913 års nobelpris.[53]

Med kokande helium som köldmedium kunde metallernas resistivitet vid mycket låga temperaturer studeras. Av speciellt intresse var dåtidens resistansnormal kvicksilver. Kamerlingh Onnes fann år 1911 att resistiviteten hos just kvicksilver vid 4,2 K, det vill säga helt nära heliums kokpunkt vid normalt atmosfärstryck, försvann på ett abrupt och helt oväntat sätt (se supraledning).

Under första världskriget blev helium, som inert fyllgas i luftskepp och spärrballonger, militärt viktigt. 1925 antog USA Helium Act som förbjöd försäljning till icke-statliga ändamål. Denna reglering lättades först efter Hindenburgkatastrofen 1937.[40]

Redan Kamerlingh Onnes beskrev att något speciellt hände i flytande helium vid 2 K men upptäckten av suprafluiditet under 1930-talet brukar tillerkännas Pjotr Kapitsa.[18]

Helium-glow
Glödande ultrarent helium.

År 1937 blev USA:s heliumproduktion i praktiken ett statligt monopol. Under 1950-talet spekulerade man i att helium skulle bli en viktig resurs i det kalla kriget och 1960 antogs ett tillägg till Helium Act som lät inrikesdepartementet lagra överskott i en nationell reserv i den delvis tömda gaskällan Bush Dome Reservoir i Cliffside nära Amarillo i Texas, och dessutom låna federala medel för att köpa helium från privata producenter. Man tecknade 22-åriga köpekontrakt och snart öppnades privata anläggningar för heliumutvinning. När produktionen så mångdubblades medan konsumtionen endast steg marginellt, tillfördes Cliffside under tiden 1964 till 1972 årligen mer än ⅔ av USA:s heliumproduktion. 1973 hade USA byggt upp en överdimensionerad nationell reserv om 970 Mm³ råhelium till stora kostnader. Regeringen bröt köpekontrakten, vilket ledde till drastiskt minskad produktion och långvariga rättsprocesser.[42]

Suprafluiditet i 3He upptäcktes i början av 1970-talet av Lee, Richardson och Osheroff[19]

Efter 1975 steg heliumkonsumtionen snabbare och under 1980-talet förbättrades lönsamheten hos USA:s privata utvinnare.

År 2006 producerade USA 90% av världens helium.[54] Med lagen Helium Privatisation Act från detta år blev USA:s heliumproduktion helt privat och de federala källorna lades i malpåse.[42] De följande åren ökade Algeriets produktion och 2005 började Qatar anrika stora mängder[43].

Eftersom den sällsynta 3He-isotopen kan ha värde som fusionsbränsle har man sedan 2004 spekulerat i möjligheten att utvinna 3He ur månytan för att lösa jordens energibehov.[14][55][56]

Se även

Noter

  1. ^ Michael E. Wieser und Tyler B. Coplen: Atomic weights of the elements (IUPAC Technical Report) In: Pure and Applied Chemistry Vol. 83, No. 2, 2011, S. 359–396.
  2. ^ IUPAC, Standard Atomic Weights Revised 2013.
  3. ^ ”Helium”. GESTIS. IFA, Institut für Arbeiterschutz der Deutschen Gesetzlichen Unfallversicherung. Arkiverad från originalet den 13 november 2015. https://web.archive.org/web/20151113104703/http://gestis.itrust.de/nxt/gateway.dll/gestis_de/000000.xml?f=templates%24fn%3Ddefault.htm%243.0. Läst 2 november 2015.
  4. ^ Helium i substansdatabasen GESTIS-Stoffdatenbank hos IFA (Institut für Arbeitsschutz der Deutschen Gesetzlichen Unfallversicherung). Läst 12 juli 2009. (JavaScript krävs)
  5. ^ [a b c d e f g h i j k l m] Carl Nordling & Jonny Österman (1983). Physics Handbook. Studentlitteraur. ISBN 91-44-16572-2
  6. ^ Shuen-Chen Hwang, Robert D. Lein, Daniel A. Morgan (2005). "Noble Gases". Kirk Othmer Encyclopedia of Chemical Technology. Wiley. pp. 343–383. doi:10.1002/0471238961.0701190508230114.a01.
  7. ^ L. C. Allen, J. E. Huheey: The definition of electronegativity and the chemistry of the noble gases.
  8. ^ Magnetic susceptibility of the elements and inorganic compounds Arkiverad 12 januari 2012 hämtat från the Wayback Machine., in Handbook of Chemistry and Physics 81st edition, CRC press.
  9. ^ R. E. Glick: On the Diamagnetic Susceptibility of Gases. I: J. Phys. Chem. 1961, 65, 9, S. 1552–1555, doi:10.1021/j100905a020.
  10. ^ [a b c] ”Säkerhetsdatablad Helium, Helium-061A-SE, 2014-07-10”. Air Liquide. http://alsafetydatasheets.com/download/se/Helium_komprimerad_SE.pdf. Läst 2 november 2015.
  11. ^ Royal Society of Chemistry – Visual Element Periodic Table
  12. ^ – Online Etymological Dictionary
  13. ^ Berglund & Wieser (2011). ”Isotopic compositions of the elements 2009”. IUPAC, Pure and Applied Chemistry 83 (2): sid. 399 (Table 1). https://www.iupac.org/publications/pac/pdf/2011/pdf/8302x0397.pdf. Läst 18 december 2016.
  14. ^ [a b] Mark Williams (2007). ”Energie vom Mond”. Technology Review [På tyska] (31 Augusti). http://www.heise.de/tr/artikel/Energie-vom-Mond-280259.html. Läst 25 april 2015.
  15. ^ Chart of the nuclides, bilaga till Physics Handbook, 2 upplagan. Knolls Atomic Power Laboratory. 12th edition, 1977. ISBN 91-44-16572-2
  16. ^ Thuneberg, Erkki. ”Helium”. http://ltl.tkk.fi/research/theory/helium.html. Läst 3 april 2015.
  17. ^ Smith & Höjgaard Jensen (1989). Transport Phenomena. Clarendon Press, Oxford. sid. 354. ISBN 0-19-851985-0. http://books.google.ca/books?id=xPt9AAAAIAAJ&pg=PA354&hl=sv&source=gbs_toc_r&cad=3#v=onepage&q&f=false
  18. ^ [a b] Kungliga Vetenskapsakademin (1978-10-17). ”The Nobel Prize in Physics 1978”. Pressmeddelande. Läst 3 april 2015.
  19. ^ [a b] Kungliga Vetenskapsakademin (1996-10-09). ”Nobelpriset i fysik 1996”. Pressmeddelande. Läst 3 april 2015.
  20. ^ ”Superfluid Helium - What is it”. Arkiverad från originalet den 5 april 2007. https://web.archive.org/web/20070405010647/http://www.fluidmech.net/msc/super/super-f.htm. Läst 1 november 2015.
  21. ^ ”dihelium”. Chemical Entities of Biological Interest. https://www.ebi.ac.uk/chebi/searchId.do?chebiId=33685. Läst 5 december 2016.
  22. ^ Grisenti et al (September 11, 2000). ”Determination of the Bond Length and Binding Energy of the Helium Dimer by Diffraction from a Transmission Grating”. Physical Review Letters, Volume 85 85 (11): sid. 2284-2287. doi:10.1103/PhysRevLett.85.2284. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000PhRvL..85.2284G. Läst 5 december 2016.
  23. ^ Krishnamurthy & Mathur. ”An experimental and theoretical study of the negatively charged helium dimer, He2−”. Chemical Physics Letters 167 (5): sid. 475-478. doi:10.1016/0009-2614(90)85034-A. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/000926149085034A. Läst 5 december 2016.
  24. ^ Bretislav Friedrich (8 april 2013). ”Viewpoint: A Fragile Union Between Li and He Atoms”. Physics. http://physics.aps.org/articles/v6/42#c4. Läst 6 december 2016.
  25. ^ [a b] ”Helium und Wasser”. Lenntech BV. http://www.lenntech.de/pse/wasser/helium/helium-und-wasser.htm. Läst 26 april 2015.
  26. ^ J. Beringer et al. Revised by K.A. Olive & J.A. Peacock (2012). ”21. Big Bang Cosmology”. Review of Particle Physics: sid. 21.3.7, p.18f. http://pdg.lbl.gov/2012/reviews/rpp2012-rev-bbang-cosmology.pdf. Läst 26 april 2015.
  27. ^ Wright, Edward L.. ”Big Bang Nucleosynthesis”. http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html. Läst 26 april 2015.
  28. ^ ”The suns vital statistics”. Stanford Solar Center. http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html. Läst 21 april 2015.
  29. ^ [a b] Harrison H. Schmitt (2014). ”Synthesis of Current Data on Helium and Hydrogen Concentrations in Lunar Regolith”. Search and Discovery (American Association of Petroleum Geologists) (Artikel# 70162). http://www.searchanddiscovery.com/documents/2014/70162schmitt/ndx_schmitt. Läst 25 april 2015.
  30. ^ Solar wind helium, neon, and argon isotopic and elemental composition: Data from the metallic glass flown on NASA’s Genesis mission, Grimberg et al, Geochimica et Cosmochimica Acta 72 (2008) 626–645
  31. ^ NASA Factsheet Venus, läst 19 juli 2017
  32. ^ [a b] NASA Factsheet Earth, läst 19 juli 2017
  33. ^ NASA Factsheet Mars, läst 19 juli 2017
  34. ^ NASA Factsheet Jupiter, läst 19 juli 2017
  35. ^ NASA Factsheet Saturn, läst 19 juli 2017
  36. ^ NASA Factsheet Uranus, läst 19 juli 2017
  37. ^ NASA Factsheet Neptune, läst 19 juli 2017
  38. ^ http://www.sciencedaily.com/releases/2008/01/080102093943.htm
  39. ^ ”The Atmosphere”. Inter-American Corporation. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2015. https://web.archive.org/web/20150822150316/http://www.helium-corp.com/facts/heliumfound.html. Läst 23 augusti 2015.
  40. ^ [a b c] Cris Cavette. ”How helium is made”. How products are made. http://www.madehow.com/Volume-4/Helium.html. Läst 19 april 2015.
  41. ^ [a b c d e] John E. Hamak (Januari 2017). ”Helium”. U.S. Geological Survey, Mineral Commodity Summaries. https://minerals.usgs.gov/minerals/pubs/commodity/helium/mcs-2017-heliu.pdf. Läst 10 juni 2017.
  42. ^ [a b c d] The Impact of Selling the Federal Helium Reserve ISBN 0-309-07038-4, National Academies Press, Washington D.C., 2000
  43. ^ [a b] Chemicals Techology.com; Qatar Helium II Refining Facility, Ras Laffan Industrial City, Qatar
  44. ^ ”Helium, Mineral resources 2015”. Polska geologiska institutet (Państwowy Instytut Geologiczny). http://geoportal.pgi.gov.pl/surowce/energetyczne/hel/2015. Läst 1o juni 2017.
  45. ^ ”Odolanow, Poland”. Inter-American Corporation. Arkiverad från originalet den 16 januari 2015. https://web.archive.org/web/20150116215822/http://www.helium-corp.com/worldproduction/odolanow.html. Läst 19 april 2015.
  46. ^ John E. Hamak (Januari 2016). ”Helium”. U.S. Geological Survey, Mineral Commodity Summaries. https://minerals.usgs.gov/minerals/pubs/commodity/helium/mcs-2016-heliu.pdf. Läst 10 juni 2017.
  47. ^ [a b] ”Vad du bör veta om gas på sjukhus”. AGA / Linde Gas Therapeutics. Arkiverad från originalet den 14 oktober 2015. https://web.archive.org/web/20151014014256/http://www.agalindehomecare.se/international/web/lg/se/like35lglgtse.nsf/repositorybyalias/gas_pa_sjukhus/%24file/Vad_du_bor_veta_2008.pdf. Läst 26 april 2015.
  48. ^ ”Helium applications”. Air Liquide. http://www.airliquide.com/en/company/our-businesses-our-products/other-gases/helium-3/helium-applications.html. Läst 28 april 2015.
  49. ^ Lebrun, Philippe (1997). Superfluid Helium as a Technical Coolant. CERN, LHC Project Report No. 125. sid. 4. http://cds.cern.ch/record/330851/files/lhc-project-report-125.pdf
  50. ^ [a b c d] King, Hobart. ”Helium: A byproduct of the natural gas industry”. Geology.com. http://geology.com/articles/helium/. Läst 27 april 2015.
  51. ^ Roxlau, Rüdiger. ”Technical Diving - Argon (på tyska)”. http://www.rrsystems.de/tauchen/technical_diving/argon.htm. Läst 28 april 2015.
  52. ^ Ernest Rutherford und T. Royds: The Nature of the α Particle from Radioactive Substances. Phil. Mag. 17, 281-6 (1909) Online
  53. ^ Nordström. ”Nobel Prize in Physics 1913 - Presentation Speech, Kamerlingh Onnes.”. Nobel Media AB. https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1913/ceremony-speech/. Läst 3 april 2015.
  54. ^ U.S. Geological Survey, Mineral Commodity Summaries, January 1998, Joseph B. Peterson
  55. ^ Harrison H. Schmitt (2004). ”Mining the Moon”. Popular Mechanics (October): sid. 56-63. http://www.searchanddiscovery.com/documents/2004/schmitt/images/schmitt.pdf. Läst 25 april 2015.
  56. ^ Could Helium-3 really solve Earth's energy problems?, Keith Veronese.
Aerodynamik

Aerodynamik (av grek. αέρας aéras, luft, och δύναμη dýname, kraft), är en gren av fysiken och beskriver hur luft (eller olika gaser) uppför sig när de är i rörelse och hur luften verkar på föremål som befinner sig i rörelse i den. Med hjälp av aerodynamikens lagar kan man beräkna till exempel hur stor lyftkraft en flygplansvinge har, luftmotståndet för en bil eller hur krökt banan blir för en skruvad boll. Även till beräkningar av strömningen inne i ventilationsrör etc. används aerodynamiken. Den gren av fysiken som behandlar stillastående luft och andra gaser kallas aerostatik. Läran om gasers strömning i sig kallas gasdynamik och utgör en grund för aerodynamiken.

Aerodyner är en benämning på flygmaskiner som får sin lyftkraft genom att de (eller åtminstone delar av dem) rör sig i förhållande till luften (och alltså i stillastående inte kan alstra någon lyftkraft med hjälp av den omgivande luften). Till aerodynerna räknas flygplan, helikoptrar, autogiros, ornitoptrar och entomoptrar. Luftfartyg som får sin lyftkraft genom att de innehåller gaser som är lättare än luften (till exempel helium eller varm luft) kallas aerostater. Till aerostaterna räknas luftballonger och luftskepp. Raketer räknas varken till aerodynerna eller aerostaterna eftersom de får sin lyftkraft enbart med hjälp av motorstyrkan. Detsamma gäller projektiler där utgångshastigheten är det avgörande. Både raketer och projektiler följer istället de ballistiska lagarna. Trots detta är aerodynamiken mycket viktig för raketer och projektiler.

Utprovning sker i vindtunnel.

Motsvarande områden för vatten och andra vätskor kallas hydrodynamik och hydrostatik.

Alfastrålning

Alfastrålning eller α-strålning är en typ av joniserande strålning bestående av alfapartiklar, vilket är atomkärnor av helium (två protoner och två neutroner). Alfastrålning avges i samband med radioaktivt sönderfall av typ alfa-sönderfall.

Alfastrålning stoppas mycket lätt av material i dess väg. Dess räckvidd är cirka 10 cm i luft, och den stoppas av ett papper. Den kan exempelvis inte tränga igenom det yttersta lagret hud på människokroppen. Alfastrålning är därför endast farlig om den kommer i direkt kontakt med levande celler, exempelvis genom att man intar ett radioaktivt ämne med födan eller andas in alfastrålande partiklar, då den å andra sidan blir mycket farlig, eftersom en α-partikel har större massa än till exempel en elektron (betastrålning).

Man kan inte direkt observera alfastrålning, men man kan se effekterna av den genom att placera det strålande ämnet i en nedkyld behållare. Efter en liten stund uppträder tydliga kondenssträngar i behållaren, som ser ut att komma ifrån ingenstans.

Ballong

Ballong, mjuk gasbehållare som hålls ut av det inre trycket. De vanligaste typerna är leksaksballonger och prydnadsballonger, väderballonger och ballongfarkoster.

Ballonger kan fyllas med luft som är lättillgängligt men inte ger någon lyftkraft. "Flygande ballonger" är fyllda med väte som ger bästa lyftkraften men är explosivt, eller helium. Ballonger som fylls med vatten kallas vanligen vattenballonger.

Astronomiska observationer störs av atmosfärens inverkan. Detta är ett avgjort hinder för röntgenastronomi och gammaastronomi. Ett sätt är därför att lyfta upp detekterande instrument till lämplig höjd med stratosfärballonger.

Douglas D. Osheroff

Douglas D. Osheroff, född 1 augusti 1945 i Aberdeen, Washington, är en amerikansk fysiker. Doktor i fysik vid Cornell University 1973. Nobelpristagare i fysik år 1996.

Kungliga Vetenskapsakademins motivering för Nobelpriset var "för upptäckten av suprafluiditet i helium-3".

Han delade prissumman med landsmännen David M. Lee och Robert C. Richardson.

Lee, Osheroff och Richardson upptäckte i början av 1970-talet, i lågtemperaturlaboratoriet vid Cornell University, att heliumisotopen helium-3 kan fås att bli supraflytande vid en temperatur som endast ligger omkring två tusendelar av en grad över den absoluta nollpunkten. Denna supraflytande kvantvätska skiljer sig starkt från den som redan på 1930-talet upptäcktes och studerades vid ungefär tusen gånger högre temperatur i den normala heliumisotopen helium-4. Den nya formen av helium-3 har mycket speciella egenskaper som inte kan förklaras med enbart klassisk fysik utan kräver kvantfysikaliska förklaringar.

Dvärgstjärna

Dvärgstjärna eller dvärg är en stjärna som befinner sig i en speciell fas av dess livscykel. I stjärnans centrum pågår kärnreaktioner där väte om vandlas till helium. Detta är den längsta fasen i stjärnornas livscykel. Mer än tre fjärdedelar av alla stjärnor är dvärgar. Tidigare användes till exempel begreppet gul dvärg för solen, men detta är inte längre i bruk.

Termen ”dvärg” uppstod ursprungligen 1906 då den danske astronomen Ejnar Hertzsprung noterade att de rödaste stjärnorna som klassificerades som K och M i Harvard-systemet kunde delas in i två olika grupper. De lyser antingen mycket starkare än solen, eller mycket svagare. För att skilja dessa grupper kallade han dem "jätte"- och "dvärg"-stjärnor, där dvärgstjärnorna är svagare och jättarna är ljusare än solen. De flesta stjärnor klassificeras för närvarande under Morgan Keenan Systemet med bokstäverna O, B, A, F, G, K och M, en sekvens från de hetaste: typ O , till den svalaste: typ M.

Omfattningen av termen "dvärg" utvidgades senare till att inkludera följande:

Dvärgstjärna står i allmänhet för någon huvudseriestjärna, en stjärna av klass V: huvudseriestjärnor (dvärgar). Exempel: Achernar (B6 Vep)

Röda dvärgar är huvudseriestjärnor med liten massa.

Gula dvärgar är huvudserie(dvärg)stjärnor med massa som är jämförbar med solens.

Orange dvärgar är huvudseriestjärnor av K-typ.

En blå dvärg tillhör en hypotetisk klass av stjärnor med mycket liten massa, som ökar temperaturen när de är nära slutet av deras livstid i huvudserien.

En vit dvärg är en stjärna som består av joniserad materia, som är det sista steget i utvecklingen av stjärnor, som inte är tillräckligt stora för att kollapsa i en neutronstjärna eller ett svart hål - massa mindre än ungefär 9 solmassor.

En svart dvärg är en vit dvärg som har kylts tillräckligt för att inte längre kunna sända ut något synligt ljus.

En brun dvärg är ett substellärt objekt som inte är tillräckligt stort för att kunna starta fusion av väte till helium, men fortfarande tilräckligt massiv för att fusionera deuterium - mindre än omkring 0,08 solmassor och mer än cirka 13 Jupiter-massor.

Gasjätte

En gasjätte (även kallad jätteplanet eller gasplanet) är en typ av planet som mestadels består av gasformig eller flytande materia. Gasjättar kan ändå ha en fast kärna, men det finns ingen väldefinierad fasövergång som exempelvis den mellan jordens atmosfär och jordmantel. Mycket tyder på att en fast kärna är nödvändig för att gasjättar ska kunna bildas. I vårt solsystem finns det fyra gasjättar, Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus. Dessa kallas ibland för de yttre planeterna, ett uttryck som omfattade Pluto på den tiden den räknades som planet. Många gasjättar har hittats kring andra stjärnor. Planeter större än 10 jordmassor kallas för jätteplaneter. Är de mindre än 10 jordmassor kallas de ofta för superjordar eller ”Gasdvärgar”.

Objekt tillräckligt stora för att starta fusion (större än 13 Jupitermassor) kallas bruna dvärgar och dessa ligger storleksmässigt mellan de största gasjättarna och de stjärnor med lägst massa. De 13 Jupitermassorna är en tumregel snarare än en exakt vetenskap. Större objekt kommer att bränna det mesta av sitt deuterium och de mindre kommer bara bränna en liten del, och de med 13 Jupitermassor hamnar någonstans emellan. Mängden av deuterium som bränns beror inte bara på massan utan också på planetens sammansättning, speciellt mängden av helium och deuterium.

Ordet gasjätte uppfanns av den brittiske science fiction-författaren James Blish.

Heike Kamerlingh Onnes

Heike Kamerlingh Onnes, född 21 september 1853 i Groningen, död 21 februari 1926 i Leiden, var en nederländsk fysiker som mottog Nobelpriset i fysik 1913 för sin forskning på materia vid mycket låga temperaturer. Han var bland annat den förste att framställa flytande helium, och upptäckte supraledning.

Kamerlingh Onnes var professor vid Leidens universitet 1881-1923. Under hans ledning utvecklades det fysikaliska laboratoriet i Leiden till ett forskningsinstitut av internationell ryktbarhet, särskilt inriktat på de låga temperaturernas fysik. Här utfördes av Kamerlingh-Onnes jämte en rad in- och utländska forskare för den moderna fysikens utveckling betydelsefulla arbeten, framför allt över termodynamiska problem, över kroppars magnetiska egenskaper vid låga temperaturer, över optiska, magnetooptiska och elektriska effekter vid dessa temperaturer. Resultaten publicerades i Communications from the physical laboratory of the university of Leiden. Kamerlingh-Onnes var den förste, som lyckades kondensera helium (1908), varigenom det viktiga temperaturområdet strax ovanför absoluta nollpunkten gjordes tillgängligt för mätningar. Kamerlingh Onnes tilldelades Matteuccimedaljen 1910, Rumfordmedaljen 1912 och Franklinmedaljen 1915.

Helium-3

Helium-3, He-3, ibland tralphium, är en stabil isotop av helium vars kärna består av två protoner och en neutron.

En intressant egenskap med denna isotop av helium är att den kan fås att reagera med tungt väte (deuterium) och bilda "vanligt" väte och helium, med stor energiproduktion som följd. Man skulle kunna skapa fusionskraftverk baserat på detta.

Helium-3 är extremt sällsynt på jorden, då det har lämnat jordatmosfären under miljardtals år och endast produceras av solen och som biprodukt vid framställning av kärnvapen. Det har lett till stor brist på helium-3. Det finns helium-3 på vår månes yta eftersom den inte har någon atmosfär eller magnetfält som hindrar partiklarna från solen, troligen även i gasplaneterna i solsystemet. Det uppskattas finnas upp till 1 miljon ton av det på månen medan behovet att ersätta all energi vi använder på jorden under ett år uppskattas till 75 ton.

Heliumisotoper

Heliumisotoper är isotoper av grundämnet helium (He), det vill säga atomer och kärnor med 2 protoner och olika antal neutroner.

Huvudserien

Huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram är en kurva längs med vilken de flesta stjärnor befinner sig. En stjärna i huvudserien kallas huvudseriestjärna. Kurvan är jämförelsevis skarpt avgränsad, eftersom både spektralklassen och luminositeten hos en stjärna bestäms nästan enbart av stjärnans massa så länge den fortfarande förbränner väte genom fusion till helium – vilket de flesta stjärnor gör.

Solen, med spektralklass G2V, är ett exempel på en huvudseriestjärna: den har varit det i ungefär 4,5 miljarder år och kommer att fortsätta så i ytterligare ungefär 4,5 miljarder år. Efter att vätet i solens kärna förbrukats kommer den att börja förbränna helium, svälla upp och bli en röd jättestjärna.

Jättestjärna

En jättestjärna, eller rätt och slätt jätte, är en stjärna som befinner sig i sena utvecklingsstadier, där allt väte hunnit omvandlas till helium och kol i centrum. Sådana stjärnor har avsevärt större radie och luminositet än huvudseriestjärnor med samma yttemperatur. Vanligen har en jättestjärna en radie mellan 10 och 100 gånger solens radie och mellan 10 och 1 000 gånger dess luminositet. Stjärnor som är ännu större och ljusstarkare benämns superjättar och hyperjättar. En mycket varm och ljusstark huvudsekvensstjärna kan också refereras till som jättestjärna. Förutom dessa ligger jättestjärnorna på grund av sin storlek och luminositet över huvudsekvensstjärnorna i Hertzsprung-Russell-diagram (se illustration till höger) i luminositetsklass II (ljusstarka jättar) och III (vanliga jättestjärnor).Välkända jättestjärnor är Aldebaran, Arcturus, Capella, Spica och Bellatrix.Solen kommer så småningom att utvecklas till en röd jätte. Det kommer att ske om ungefär fem miljarder år. Den kommer då att bli så stor att den slukar Merkurius, Venus och förmodligen också jorden.

Luftskepp

Luftskepp är ett samlingsnamn för en grupp av luftfarkoster som är lättare än luft, och därmed en typ av aerostat. Till skillnad från flygplan eller helikoptrar, som med kraftiga motorer som driver propellrar eller jetmotorer och vingar skapar lyftkraft, även kallade aerodyner, flyger ett luftskepp med hjälp av Arkimedes antika princip om att väga mindre än den luftmassa som luftskeppets kropp pressar undan. Detta gör att även mycket stora luftskepp, med en massa på flera hundra ton, fortfarande väger mindre än luft och alltså flyger utan att det kräver någon tillförd energi. För att få ett luftskepp att väga mindre än luft, fyller man det med gas som har låg densitet, en så kallad lyftgas. Främst har vätgas eller helium använts, men varmluft och kolväteföreningar har också testats. Normalt skiljer man luftskepp och varmluftsballonger åt, även om de grundläggande fysikaliska principerna om att vara lättare än luft är desamma. I ett luftskepp sitter man heller inte i en korg, utan passagerare och lastutrymmen har historiskt sett oftast varit inrymda i själva flygkroppen.

Metallicitet

För andra betydelser av ordet Metall, se Metall (olika betydelser).

Metallicitet avser inom astronomin ett objekts halt av "metall", grundämne, som inte är väte eller helium. Distinktionen är viktig eftersom väte, helium plus spår av litium antas vara de enda grundämnen som kan förekomma i universum utan föregående fusionsprocess i någon stjärna. Detta betyder att förekomst av metaller indikerar att stjärnor tidigare bildats och dött i en galax eller nebulosa.

En studie som gjorts på 754 närliggande solliknande stjärnor har visat att ju fler metaller stjärnan innehåller desto sannolikare är det att den har planeter. Astronomer har uppskattat att 5 procent av alla stjärnor har planeter, medan motsvarande siffra för de stjärnor som har rikligt med tyngre metaller är 20 procent.

Nebulosa

Nebulosa kallas ett flera ljusår stort moln av gas och rymdstoft.

Namnet kommer från latinets nebula, som betyder moln eller dimma.

Ursprungligen användes ordet nebulosa för alla statiska, diffusa objekt på stjärnhimlen (se till exempel Messiers katalog), men de objekt som med förbättrad observationsteknik visat sig bestå av diskreta delar (stjärnhopar och galaxer) kallas inte längre för nebulosor (Andromedagalaxen kallades t.ex. ursprungligen för Andromedanebulosan).

Planetarisk nebulosa

En planetarisk nebulosa är ett astronomiskt objekt som består av materia som små och medeltunga stjärnor i slutfasen av sitt liv stöter ut. En stjärna balanseras hela sin livstid av två krafter, gravitationen som försöker komprimera stjärnan och det mottryck som kärnreaktionen i stjärnans centrum skapar. Kärnreaktionen uppstår när väte under gravitationens tryck upphettas och övergår i helium. När vätet i stjärnans centrum tar slut, kommer stjärnan i obalans och börjar pulsera och under dessa konvulsioner kastas en stor del av stjärnans massa ut i rymden. Den återstående varma och ljusstarka kärnan avger ultraviolett strålning som joniserar de utkastade delarna, vilka då strålar som en planetarisk nebulosa.

I en stor stjärna fortsätter däremot kärnreaktionen förbi väte/helium-stadiet och den slutar sina dagar som en supernovaexplosion.

Namnet "planetarisk" fick denna nebulosatyp när de först upptäcktes på 1700-talet, eftersom deras utseende påminner om gasjättar då de observeras genom ett mindre optiskt teleskop, någon annan koppling till planeter finns inte.

Exempel på planetariska nebulosor är

Ringnebulosan (M57) i Lyran

Kattögenebulosan (NGC 6543) i Draken

Hantelnebulosan (M27) i Räven

NGC 3132 i Luftpumpen

Stingrocknebulosan (Hen 3-1357) i Altaret

Robert C. Richardson

Robert Coleman Richardson, född 26 juni 1937 i Washington, D.C., död 19 februari 2013 i Ithaca, New York, var en amerikansk fysiker och mottagare av Nobelpriset i fysik år 1996.

Kungliga Vetenskapsakademins motivering för Nobelpriset var "för upptäckten av suprafluiditet i helium-3".

Han delade prissumman med landsmännen Douglas D. Osheroff och David M. Lee.

Han blev doktor i fysik vid Duke University 1966. Lee, Osheroff och Richardson upptäckte i början av 1970-talet, i lågtemperaturlaboratoriet vid Cornell University, att heliumisotopen helium-3 kan fås att bli supraflytande vid en temperatur som endast ligger omkring två tusendelar av en grad över den absoluta nollpunkten. Denna supraflytande kvantvätska skiljer sig starkt från den som redan på 1930-talet upptäcktes och studerades vid ungefär tusen gånger högre temperatur i den normala heliumisotopen helium-4. Den nya formen av helium-3 har mycket speciella egenskaper som inte kan förklaras med enbart klassisk fysik utan kräver kvantfysikaliska förklaringar.

Röd jätte

En röd jätte är huvudseriestjärna som intagit ett stadium där förbränningen växlat över från vätefusionen till heliumfusion i stjärnans kärna, och är ett stadium på vägen till omvandling till vit dvärg.

Alla stjärnor utom de minsta i klassen under 10 M☉ (solmassor) kommer då att tillbringa en senare del på den asymptotiska jättegrenen.

Ädelgas

Ädelgaser är grundämnena i grupp 18 i det periodiska systemet. Dessa grundämnen kännetecknas dels av att de är icke-metaller som ogärna reagerar i kemiska reaktioner, men även för att de alla är i gasform vid standardtryck och -temperatur. De fem ädelgaser som har stabila isotoper är helium (He), neon (Ne), argon (Ar), krypton (Kr) och xenon (Xe). Ädelgasen radon (Rn) är radioaktiv och på grund av detta har den studerats mindre än de första fem medlemmarna i gruppen. En syntetisk medlem av gruppen, oganesson (Og), har också upptäckts, men mycket lite är känt om dess egenskaper på grund av dess korta halveringstid.

Kemiskt sett är ädelgaserna stabila, detta på grund av att de har maximalt antal valenselektroner i sitt yttersta elektronskal, vilket i sin tur leder till att de extremt sällan reagerar med andra ämnen. Under standardtryck och -temperatur är de luktlösa, färglösa, enatomiska gaser. Ädelgasernas smält- och kokpunkter ligger mycket nära varandra, alla inom ett intervall på 10 °C där de är flytande. Då ädelgaserna påvisar extremt låg kemisk reaktivitet, finns därför endast ett par hundra kända ädelgasföreningar, betydligt färre än för andra grundämnen.

Neon, argon, krypton och xenon utvinns från luften genom gaskondensering och fraktionerad destillation. Helium framställs oftast från oljekällor, och radon isoleras vanligtvis från radioaktiv sönderdelning av lösta radiumföreningar.

Ädelgaser har många industriellt viktiga funktioner som belysning, svetsning och rymdutforskning. Helium används ofta inom dykning, där det ersätter en del av luftblandningen. Helium har även fått ersätta vätgas i luftskepp och ballonger, då det blev uppenbart att vätgas utgör en stor brandrisk.

Periodiska systemet

Språk

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.