LOS GASES NOBLES Y SU ABUNDANCIA La abundancia de los gases nobles en el universo disminuye a medida que aumenta su número atómico. El helio es el elemento más común en el universo después del hidrógeno, con una proporción de masa de aproximadamente el 24%. La mayoría del helio del universo se formó durante la núcleo síntesis primordial, pero la cantidad de helio aumenta constantemente debido a la fusión de hidrógeno en la núcleo síntesis estelar (proceso realizado mediante reacciones nucleares que tiene su origen en las estrellas durante su proceso evolutivo, y que antecede a una supernova por colapso gravitatorio). La abundancia en la Tierra muestra tendencias diferentes; por ejemplo, el helio es sólo el tercer gas noble más abundante de la atmósfera. El motivo es que no hay helio primordial en la atmósfera, ya que debido a la pequeña masa de este átomo, el helio no puede ser retenido por el campo gravitatorio terrestre. El helio de la Tierra deriva de la desintegración alfa de elementos pesados como el uranio o el torio de la corteza terrestre, y tiende a acumularse en yacimientos de gas natural. Por otro lado, la abundancia del argón crece como resultado de la desintegración alfa del potasio-40, que también se encuentra en la corteza terrestre, para formar argón-40, que es el isótopo del argón más abundante de la Tierra a pesar de ser relativamente raro en el sistema solar. Este proceso es la base del método de datación por potasio-argón. El xenón tiene una abundancia relativamente baja en la atmósfera, lo que se ha dado a conocer como el "problema del xenón desaparecido"; una teoría es que el xenón que falta podría estar atrapado en minerales dentro de la corteza terrestre. El radón se forma en la litosfera por la desintegración alfa del radio. Se puede filtrar en edificios a través de los cimientos y acumularse en áreas mal ventiladas. Debido a su gran radiactividad, el radón supone un riesgo significativo para la salud; sólo en Estados Unidos, está asociado con unas 21.000 muertes por cáncer de pulmón cada año.
LOS GASES NOBLES Y SU FORMA DE OBTENCION
Están en el aire que respiramos, pero por su escasa reactividad nadie sospechó de la existencia de los gases que ahora llamamos nobles, hasta finales del siglo XIX, cuando William Ramsey los descubrió a partir de experimentos con nitrógeno atmosférico. Aunque representan representan apenas apenas alrededor alrededor del 1% de la atmósfera atmósfera terrestre, terrestre, se les han encontrado muchas aplicaciones, algunas tan familiares como los globos llenos de helio y los anuncios de neón, y otras muy sofisticadas en los espectrómetros de masas y escáneres de tomografía axial computarizada que emplean xenón.
Los átomos de los seis elementos de este grupo tienen completa su capa electrónica más externa, con 2 electrones el helio y 8 el resto. La gran estabilidad de esta configuración electrónica explica su reticencia a reaccionar con otros átomos, por lo que durante mucho tiempo se creyó que eran completamente inertes. Sin embargo, Linus Pauling sugirió en 1933 que los gases nobles más pesados sí podían reaccionar y formar enlaces químicos ya que en ellos la distancia entre la capa externa y el núcleo es mayor que en los ligeros por lo que la estabilidad de esta capa electrónica externa en los pesados, no es tan alta. Esta hipótesis no se comprobó experimentalmente hasta 1962, cuando N. Bartlett preparó el primer compuesto con un gas noble: el hexafluoroplatinato de xenón, Xe+[PtF6] -. Después de éste se obtuvieron varios compuestos más con xenón y algunos cuantos con kriptón y radón, lo cual llevó a abandonar el adjetivo de inertes y preferir el de nobles. En los últimos años, la química de estos gases se ha desarrollado rápidamente en varias direcciones.
