El neón fue descubierto en 1898 por los químicos británicos William Ramsay (1852-1916) y Morris Travers (1872-1961) en el University College de Londres. Solo unas semanas después de su descubrimiento del criptón y el xenón, los dos científicos enfriaron una muestra de aire líquido y recolectaron el gas que escapaba durante la evaporación progresiva. Al colocar este gas en un tubo de descarga, observaron un resplandor rojo-naranja brillante y distintivo. El hijo de Ramsay, de 13 años, que asistía al experimento, exclamó: "¡Es una luz maravillosa!"
Ramsay nombró a este nuevo elemento neón (del griego neos = nuevo) debido a su reciente descubrimiento. El neón fue el último de los gases nobles estables en ser descubierto (después del helio, argón, criptón y xenón). En 1910, el físico francés Georges Claude (1870-1960) desarrolló el primer letrero luminoso de neón, iniciando así una revolución en la publicidad y el alumbrado urbano. Esta invención dio lugar a los famosos "letreros de neón" que pronto iluminarían ciudades de todo el mundo.
El neón (símbolo Ne, número atómico 10) es un gas noble del grupo 18 de la tabla periódica, compuesto por diez protones, generalmente diez neutrones (para el isótopo más común) y diez electrones. Los tres isótopos estables son el neón-20 \(\,^{20}\mathrm{Ne}\) (≈ 90.48%), el neón-21 \(\,^{21}\mathrm{Ne}\) (≈ 0.27%) y el neón-22 \(\,^{22}\mathrm{Ne}\) (≈ 9.25%).
A temperatura ambiente, el neón es un gas monoatómico (Ne), incoloro, inodoro y completamente inerte químicamente. Su configuración electrónica completa (capa externa saturada con ocho electrones) le confiere una estabilidad excepcional. El neón es el segundo gas noble más ligero después del helio y tiene el intervalo de temperatura más pequeño entre su punto de fusión y su punto de ebullición de todos los elementos (solo 2.6 K). El gas Ne tiene una densidad de aproximadamente 0.900 g/L a temperatura y presión estándar.
La temperatura a la que los estados líquido y sólido pueden coexistir (punto de fusión): 24.56 K (−248.59 °C). La temperatura a la que pasa de líquido a gas (punto de ebullición): 27.104 K (−246.046 °C). El neón líquido se utiliza como refrigerante criogénico en algunas aplicaciones especializadas, aunque es menos común que el nitrógeno o el helio líquidos.
| Isótopo / Notación | Protones (Z) | Neutrones (N) | Masa atómica (u) | Abundancia natural | Vida media / Estabilidad | Decaimiento / Observaciones |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Neón-18 — \(\,^{18}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 8 | 18.005708 u | No natural | 1.672 s | Radiactivo β\(^+\) decae a \(\,^{18}\mathrm{F}\); producido artificialmente en aceleradores. |
| Neón-19 — \(\,^{19}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 9 | 19.001880 u | No natural | 17.22 s | Radiactivo β\(^+\); utilizado en investigación nuclear. |
| Neón-20 — \(\,^{20}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 10 | 19.992440 u | ≈ 90.48 % | Estable | Isótopo ultra mayoritario; producido por fusión de carbono y oxígeno en estrellas masivas. |
| Neón-21 — \(\,^{21}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 11 | 20.993847 u | ≈ 0.27 % | Estable | Isótopo raro; utilizado como trazador en geoquímica y cosmoquímica. |
| Neón-22 — \(\,^{22}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 12 | 21.991385 u | ≈ 9.25 % | Estable | Producido en estrellas masivas; su proporción con Ne-20 revela la historia de la nucleosíntesis. |
| Neón-23 — \(\,^{23}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 13 | 22.994467 u | No natural | 37.24 s | Radiactivo β\(^-\) decae a \(\,^{23}\mathrm{Na}\); vida media relativamente larga para un isótopo radiactivo ligero. |
| Neón-24 — \(\,^{24}\mathrm{Ne}\,\) | 10 | 14 | 23.993610 u | No natural | 3.38 minutos | Radiactivo β\(^-\); producido en reactores nucleares y aceleradores. |
| Otros isótopos — \(\,^{16}\mathrm{Ne},\,^{17}\mathrm{Ne},\,^{25}\mathrm{Ne}-\,^{34}\mathrm{Ne}\) | 10 | 6-7, 15-24 | — (resonancias) | No naturales | \(10^{-21}\) — 0.602 s | Estados muy inestables observados en física nuclear; algunos tienen estructuras de halo de neutrones. |
El neón, como todos los gases nobles, tiene una capa electrónica externa completa con ocho electrones (configuración de octeto), lo que le confiere una estabilidad química excepcional. Esta configuración hace del neón uno de los elementos más inertes químicamente: forma virtualmente ningún enlace químico estable en condiciones normales o incluso extremas.
A diferencia de los gases nobles más pesados (criptón, xenón, radón) que pueden formar algunos compuestos químicos bajo condiciones muy específicas, no se ha sintetizado ni observado en la naturaleza ningún compuesto químico estable verdadero de neón. Incluso los intentos más sofisticados con los agentes oxidantes más potentes (como el flúor) o bajo alta presión no han logrado forzar al neón a formar enlaces químicos verdaderos.
El neón puede formar compuestos de inclusión (clatratos) donde los átomos de neón están físicamente atrapados en una jaula molecular formada por otras moléculas (como el hielo), pero sin la formación de enlaces químicos verdaderos. Se han detectado iones moleculares efímeros que contienen neón (como NeH⁺, NeAr⁺) en espectrometría de masas, pero estas especies son extremadamente inestables y solo existen bajo condiciones de alta energía.
Esta inercia química total hace del neón un gas ideal para crear atmósferas protectoras donde no se desea ninguna reacción química. El neón también es no tóxico, no inflamable y no presenta ningún peligro químico o ambiental, aunque puede causar asfixia por desplazamiento del oxígeno en espacios confinados.
El neón es el quinto elemento más abundante en el universo (después del hidrógeno, helio, oxígeno y carbono), pero su detección y estudio en el espacio presentan desafíos particulares. El neón representa aproximadamente el 0.13% de la masa bariónica del universo.
El neón se produce principalmente por nucleosíntesis estelar en estrellas masivas. El neón-20, el isótopo ultra mayoritario, se forma por dos procesos principales: la fusión de dos núcleos de carbono-12 (C + C → Ne-20 + He-4) y la captura de una partícula alfa por el oxígeno-16 (O-16 + He-4 → Ne-20). Estas reacciones ocurren a temperaturas de aproximadamente 600 millones de kelvin en los núcleos de estrellas masivas al final de sus vidas.
En estrellas muy masivas (mayores a 8 masas solares), el neón puede servir como combustible nuclear durante la quema de neón a temperaturas que superan los 1.2 mil millones de kelvin. Esta fase produce oxígeno y magnesio y dura solo unos pocos años, o incluso unos pocos días para las estrellas más masivas. El neón se dispersa luego en el medio interestelar durante la explosión de supernova, enriqueciendo la materia que formará futuras generaciones de estrellas y planetas.
El "problema del neón faltante" ha intrigado durante mucho tiempo a los astrofísicos. En el medio interestelar y las atmósferas estelares, la abundancia observada de neón es a menudo menor que las predicciones teóricas. A diferencia de otros elementos, el neón no forma fácilmente compuestos moleculares detectables, y sus líneas espectrales atómicas son difíciles de observar porque se encuentran en el ultravioleta lejano, absorbido por la atmósfera terrestre. Además, una parte significativa del neón puede estar atrapada en granos de polvo interestelar, haciéndolo invisible a las observaciones espectroscópicas convencionales.
Las misiones espaciales equipadas con espectrómetros UV (como el Telescopio Espacial Hubble, FUSE y los observatorios de rayos X) han permitido una mejor caracterización de la abundancia de neón en diversos entornos cósmicos: regiones HII, nebulosas planetarias, restos de supernovas y el medio interestelar difuso.
La proporción isotópica ²⁰Ne/²²Ne varía según las fuentes astrofísicas y proporciona información valiosa sobre los procesos de nucleosíntesis. Las estrellas masivas producen neón-22 por captura de neutrones en neón-20 y magnesio-25, modificando así la proporción isotópica. El estudio de estas proporciones en meteoritos, granos presolares y el viento solar revela la historia compleja de la mezcla de material de diferentes generaciones estelares antes de la formación del sistema solar.
En el viento solar, el neón presenta una proporción ²⁰Ne/²²Ne de aproximadamente 13.8, diferente a la encontrada en la atmósfera terrestre o en los meteoritos primitivos. Estas variaciones atestiguan los procesos de fraccionamiento isotópico que ocurrieron durante la formación del Sol y el sistema solar.
El neón también juega un papel en la cosmoquímica. Los tres componentes del neón (Ne-A, Ne-B, Ne-C) identificados en meteoritos primitivos tienen diferentes orígenes: solar, cosmogénico (producido por rayos cósmicos) y nucleosintético. El análisis de estos componentes permite rastrear la historia del material primitivo del sistema solar y los procesos de irradiación que ha sufrido.
N.B.:
El letrero de neón, inventado por Georges Claude en 1910, transformó profundamente el paisaje urbano del siglo XX. Aunque comúnmente llamados "letreros de neón", la mayoría de los letreros luminosos modernos utilizan en realidad varios gases y revestimientos fluorescentes para producir diferentes colores: el neón puro produce rojo-naranja; el argón con mercurio da azul; el helio produce amarillo-rosa; el criptón da blanco-violeta. Los tubos también pueden estar recubiertos con fósforos que convierten la luz UV en varios colores visibles. Estos letreros se han convertido en iconos culturales, simbolizando metrópolis modernas desde Times Square hasta Las Vegas, de Tokio a Hong Kong. El arte del neón también ha evolucionado para convertirse en una forma de arte contemporáneo reconocida, con artistas creando instalaciones de luz espectaculares en museos y galerías de todo el mundo. A pesar de la competencia de los LEDs modernos (más eficientes energéticamente), los verdaderos tubos de neón conservan una calidad luminosa única y una nostalgia cultural que aseguran su longevidad, al menos como forma de arte y expresión creativa.
