Newsletter subscribe

A Brief History of Time, Universe

ประวัติย่อของกาลเวลา (A Brief History Of Time) โดย สตีเฟน ฮอว์คิง#52 บทที่ 8 กำเนิดและชะตากรรมของจักรวาล : การสังเคราะห์นิวเคลียสและการเกิดอะตอม (Nucleosynthesis & Recombination)

Posted: 19/11/2022 at 11:08   /   by   /   comments (0)

ที่บิกแบง จักรวาลมีขนาดเป็นศูนย์และร้อนอย่างไม่มีสิ้นสุด แต่เมื่อจักรวาลขยายตัว อุณหภูมิก็ลดลง หนึ่งวินาทีหลังจากบิกแบง อุณหภูมิจะลดลงเหลือประมาณหมื่นล้านองศา อุณหภูมินี้อยู่ที่ประมาณพันเท่าของอุณหภูมิในใจกลางดวงอาทิตย์ ซึ่งอุณหภูมิสูงพอๆ กับอุณหภูมิในระเบิดไฮโดรเจน (H-bomb) ในช่วงเวลานี้ จักรวาลจะมีโฟตอน อิเล็กตรอน และนิวตริโนเป็นส่วนใหญ่ (อนุภาคที่เบามากซึ่งได้รับผลกระทบจากแรงนิวเคลียส์อย่างอ่อนและแรงโน้มถ่วงเท่านั้น) และปฏิอนุภาคของพวกมัน รวมทั้งโปรตอนและนิวตรอนบางตัว

ในขณะที่จักรวาลขยายตัวและอุณหภูมิลดลง อัตราที่คู่อิเล็กตรอน/แอนติอิเล็กตรอนถูกสร้างขึ้นในการชนกันจะลดลงต่ำกว่าอัตราที่พวกมันถูกทำลายโดยการทำลายล้าง ดังนั้นอิเล็กตรอนและแอนติอิเล็กตรอนส่วนใหญ่จะทำลายล้างซึ่งกันและกันเพื่อผลิตโฟตอนมากขึ้น โดยเหลืออิเล็กตรอนเพียงไม่กี่ตัวเท่านั้น

อย่างไรก็ตาม นิวตริโนและแอนตินิวตริโน (neutrinos-antineutrinos) จะไม่ทำลายล้างซึ่งกันและกัน เนื่องจากอนุภาคเหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์กับตัวเองและกับอนุภาคอื่นๆ น้อยมาก ดังนั้นพวกมันควรจะยังคงอยู่ในปัจจุบัน หากเราสามารถตรวจจับพวกมันได้ มันจะให้ข้อมูลที่ดีของช่วงเริ่มต้นจักรวาลที่ร้อนจัด น่าเสียดายที่พลังงานของพวกมันในปัจจุบันนั้นต่ำเกินกว่าที่เราจะสังเกตได้โดยตรง อย่างไรก็ตาม นิวตริโนมีมวลเพียงเล็กน้อย จากการทดลองเมื่อเร็วๆ นี้ เราอาจสามารถตรวจจับพวกมันได้ทางอ้อม พวกมันอาจเป็น “สสารมืด” ซึ่งมีแรงดึงดูดเพียงพอที่จะหยุดการขยายตัวของจักรวาลและทำให้จักรวาลยุบตัวลงอีกครั้ง

 

 

Ed Sheeran & Travis Scott – Antisocial

 

 

อนุภาคผี “นิวตริโน”

นิวตริโน (neutrino) เป็นหนึ่งในอนุภาคมูลฐาน (fundamental particles) อยู่ในตระกูลอนุภาคที่เรียกว่าเลปตอน เลปตอนที่มีชื่อเสียงที่สุดนั่นคืออิเล็กตรอนซึ่งเป็นอนุภาคที่มีประจุลบ แต่นิวตริโนไม่มีประจุไฟฟ้า (จึงเป็นที่มาของชื่อ) และมีมวลน้อยมาก มวลของพวกมันคือ 0.8 อิเล็กตรอนโวลต์หรือ eV ในขณะที่มวลของอิเล็กตรอนอยู่ที่ประมาณ 511,000 eV

นิวตริโนมีปฏิสัมพันธ์กับสสารน้อยมาก วิธีเดียวที่พวกมันมีปฏิสัมพันธ์คือผ่านแรงโน้มถ่วง (gravity force) และแรงนิวเคลียร์อย่างอ่อน (weak nuclear force) เท่านั้น แรงนิวเคลียร์อย่างอ่อนมีปฏิสัมพันธ์ในระยะทางสั้นมาก และแรงโน้มถ่วงก็อ่อนแอในระยะทางระดับอนุภาค ดังนั้นนิวตริโนจึงสามารถเคลื่อนผ่านสสารทั่วไปได้โดยไม่ถูกขวางกั้นและตรวจจับได้ยากมาก  

 

a black and white animation in which ghosts representing neutrinos pass through the earth

เนื่องจากนิวตริโนไม่ค่อยมีปฏิสัมพันธ์กับสสาร นิวตริโนจึงเป็นหนึ่งในอนุภาคมูลฐานที่มีจำนวนมากที่สุดในจักรวาล นิวตริโนมีอยู่ทุกหนทุกแห่งทั่วจักรวาล มาจากทุกทิศทุกทาง พวกมันถูกสร้างจากบิกแบงจุดเริ่มต้นจักรวาล จากการระเบิดซูเปอร์โนวา และที่สำคัญที่สุดคือจากดวงอาทิตย์ ส่วนใหญ่ของนิวตริโนที่พบบนโลกเกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ในดวงอาทิตย์ พวกมันจะเดินทางเป็นเส้นตรงผ่านอวกาศมายังโลกด้วยความเร็วเกือบเท่าแสง ตลอดเวลา ทั้งกลางวันและกลางคืนเป็นจำนวนมหาศาล นิวตริโนประมาณ 100 ล้านล้านตัวผ่านร่างกายของเราทุกวินาที

นิวตริโนถูกขนานนามว่า “อนุภาคผี” พวกมันไม่ได้หลอกหลอนหรือเป็นอันตราย แต่พวกมันพุ่งทะลุโลกและร่างกายของเราโดยที่เราไม่รู้ตัวด้วยซ้ำ ทุกวินาทีของทุกวันตั้งแต่คุณเกิด นิวตริโนได้เคลื่อนผ่านร่างกายของคุณ คุณแค่ไม่รู้ เพราะพวกมันแทบไม่มีปฏิสัมพันธ์กับสสาร พวกมันไม่ชนเข้ากับอะตอมที่ประกอบเป็นคุณ ดังนั้นคุณจึงไม่รู้ด้วยซ้ำว่าพวกมันอยู่ที่นั่น เช่นเดียวกับวิญญาณในเงาดำที่ลอดผ่านตัวคุณ นิวตริโนจะเคลื่อนผ่านไป โชคดีที่ไม่จำเป็นต้องมีการไล่ผี

นิวตริโนเป็นอนุภาคที่รู้จักในขณะนี้ที่มีความเป็นไปได้ว่าจะเป็น”สสารมืด (dark matter)” 

 

 

TobyMac – Help Is On The Way (Maybe Midnight)

 

 

ประมาณหนึ่งร้อยวินาทีหลังจากเกิดบิกแบง อุณหภูมิจะลดลงถึงหนึ่งพันล้านองศา ซึ่งเป็นอุณหภูมิภายในดาวที่ร้อนแรงที่สุด ที่อุณหภูมินี้ โปรตอนและนิวตรอนจะไม่มีพลังงานเพียงพอที่จะหนีจากแรงดึงดูดของแรงนิวเคลียร์อย่างเข้มอีกต่อไป พวกมันจะเริ่มรวมตัวกันเพื่อสร้างนิวเคลียสของอะตอมของดิวเทอเรียม (ไฮโดรเจนหนัก) ซึ่งประกอบด้วยโปรตอนหนึ่งตัวและหนึ่งนิวตรอน

จากนั้น นิวเคลียสของดิวเทอเรียมจะรวมกับโปรตอนและนิวตรอนจำนวนมากขึ้นเพื่อสร้างนิวเคลียสฮีเลียมซึ่งมีโปรตอนสองตัวและนิวตรอนสองนิวตรอน และยังมีธาตุที่หนักกว่าอีกสองสามธาตุ ได้แก่ ลิเธียมและเบริลเลียมในปริมาณเล็กน้อย

เราสามารถคำนวณได้ว่าในแบบจำลองบิกแบงที่ร้อนแรง (Hot Big Bang model) ประมาณหนึ่งในสี่ของโปรตอนและนิวตรอนจะถูกแปลงเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม พร้อมกับไฮโดรเจนหนักและธาตุอื่นๆ จำนวนเล็กน้อย นิวตรอนที่เหลือจะสลายตัวเป็นโปรตอน ซึ่งเป็นนิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนธรรมดา

 

การสังเคราะห์นิวเคลียส (Nucleosynthesis) 

3 นาทีหลังจาก Big Bang มีการสร้างนิวเคลียสแรกเกิดขึ้นจากกระบวนการที่เรียกว่า บิกแบงนิวคลีโอซินทีสิส “Big Bang nucleosynthesis” ซึ่งเป็นกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของอะตอมจากโปรตอนและนิวตรอนโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (nuclear fusion reaction) โดยจะมีปริมาณมวลธาตุที่เกิดขึ้นในจักรวาลช่วงเวลานี้ คือมี ไฮโดรเจน (hydrogen) 75% ฮีเลียม (helium) 25% และเปอร์เซ็นต์ที่น้อยมากของดิวเทอเรียม (deuterium) และลิเธียม (lithium) ซึ่งธาตุเหล่านี้เป็นธาตุเบา (light elements)

Big Bang nucleosynthesis เป็นกระบวนการสร้างนิวเคลียสของธาตุที่นอกเหนือจากไฮโซโทปที่เบาที่สุดของไฮโดรเจน (hydrogen-1, 1H) เพราะ hydrogen-1 ซึ่งมีโครงสร้างที่ง่ายที่สุดคือ มีเพียงโปรตอนเพียงตัวเดียว มีอยู่แล้วในจักรวาลก่อนการเกิดกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียส

ใน 3 นาทีแรก อุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ 1 พันล้านเคลวิน ซึ่งร้อนเพียงพอสำหรับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน โปรตอนและนิวตรอนที่มีอยู่แล้วในจักรวาลมารวมตัวกันเกิดนิวเคลียสของไอโซโทปหนักของไฮโดรเจน คือ ดิวเทอเรียม (deuterium, 2H ) และทริเทียม (tritium, 3H) และไอโซโทป 2 ตัวของฮีเลียม คือ ฮีเลียม 3 (helium-3, 3He) และ ฮีเลียม 4 (helium-4, 4He)

 

ไฮโดรเจนซึ่งในที่นี้ คือ ดิวเทอเรียม (deuterium) เป็นตัวสร้าง ฮีเลียม (helium-3 และ helium-4)

โปรตอนและนิวตรอนมารวมตัวกันโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เกิดเป็นนิวเคลียสของดิวเทอเรียม และมีการปลดปล่อยพลังงานที่สูงมากออกมา

โปรตอน + นิวตรอน = ดิวเทอเรียม (มี 1 โปรตอน และ 1 นิวตรอน ในนิวเคลียส)

นิวเคลียสของดิวเทอเรียม 2 ตัวมารวมตัวกันโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (นิวเคลียสของดิวเทอเรียมตัวที่ 2 มาจากมุมซ้ายล่างของภาพ) เกิดเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม 3

ดิวเทอเรียม + ดิวเทอเรียม = ฮีเลียม 3 (มี 2 โปรตอน และ 1 นิวตรอน ในนิวเคลียส)

และต่อมานิวเคลียสของดิวเทอเรียมมารวมตัวกับนิวเคลียสของฮีเลียม 3 โดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันสร้างเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม 4

ดิวเทอเรียม + ฮีเลียม 3 = ฮีเลียม 4 (มี 2 โปรตอน และ 2 นิวตรอน ในนิวเคลียส)

หลังจาก 20 นาทีหลังการเกิด Big Bang เมื่อจักรวาลขยายตัวและเย็นตัวลงทำให้อุณหภูมิและความดันต่ำเกินไปสำหรับปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ทำให้ไปหยุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันก่อนที่ธาตุที่มีมวลใหญ่กว่านี้จะถูกสร้างขึ้น หลักฐานก็คือ จักรวาลปัจจุบันยังคงมีปริมาณมวลธาตุของไฮโดรเจน 75% ฮีเลียม 25% เหมือนครั้งช่วงเริ่มต้นกำเนิดจักรวาล แต่สำหรับโลกเรานั้น มีมวลธาตุของไฮโดรเจนและฮีเลียมน้อยกว่า 1% โลกเราส่วนใหญ่มีธาตุหนัก (heavy elements) เป็นองค์ประกอบ ซึ่งถูกสร้างขึ้นภายหลังโดยดวงดาว

 

 

Elton John, Britney Spears – Hold Me Closer

 

 

รูปภาพของช่วงเริ่มต้นที่ร้อนแรงของจักรวาลนี้ถูกเสนอโดยนักวิทยาศาสตร์ George Gamow ในบทความที่มีชื่อเสียงซึ่งเขียนขึ้นในปี 1948 กับ Ralph Alpher นักเรียนของเขา Gamow มีอารมณ์ขันพอสมควร เขาชักชวน Hans Bethe นักวิทยาศาสตร์ด้านนิวเคลียร์ให้เพิ่มชื่อของเขาลงในบทความ เพื่อสร้างรายชื่อผู้แต่ง “Alpher, Bethe, Gamow” ให้เหมือนกับตัวอักษรสามตัวแรกของตัวอักษรกรีก alpha, beta, gamma: เหมาะสมอย่างยิ่งกับบทความเกี่ยวกับจุดเริ่มต้นของจักรวาล!

ในบทความนี้ พวกเขาได้ทำนายอย่างน่าทึ่งว่ารังสี (ในรูปของโฟตอน) จากช่วงแรกที่ร้อนจัดของจักรวาลควรจะยังคงอยู่ในจักรวาลในปัจจุบัน แต่อุณหภูมิของรังสีนี้จะลดลงเหลือเพียงไม่กี่องศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ (—273°C ) มันคือรังสีที่ Penzias และ Wilson พบในปี 1965 (รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (cosmic microwave background; CMB)

ในขณะที่ Alpher, Bethe และ Gamow เขียนบทความของพวกเขา ไม่ค่อยมีใครรู้เรื่องปฏิกิริยานิวเคลียร์ของโปรตอนและนิวตรอน การคาดการณ์สำหรับสัดส่วนขององค์ประกอบต่างๆ ในจักรวาลยุคแรกจึงค่อนข้างไม่ถูกต้อง แต่การคำนวณเหล่านี้ได้รับการทำซ้ำ ซึ่งให้ความรู้ที่ดีขึ้นและสอดคล้องกับสิ่งที่เราสังเกตได้ ทำให้นักวิทยาศาสตร์ค่อนข้างแน่ใจได้ว่าภาพจักรวาลของพวกเขาในวินาทีแรกหลังจากบิกแบงนั้นถูกต้อง

 

ภายในเวลาสองสามชั่วโมงแรกหลังจากบิกแบง การสร้างฮีเลียมและธาตุอื่นๆ จะหยุดลง แม้ว่าจักรวาลจะยังคงขยายตัวต่อไป ในที่สุด เมื่ออุณหภูมิลดลงถึงสองสามพันองศา และอิเล็กตรอนและนิวเคลียสไม่มีพลังงานเพียงพอที่จะเอาชนะแรงดึงดูดทางแม่เหล็กไฟฟ้าระหว่างพวกมันอีกต่อไป พวกมันจะเริ่มรวมตัวกันเป็นอะตอม

 

 

Thomas Rhett, Katy Perry – Where We Started

 

 

การเกิดอะตอมแรกในจักรวาล (Recombination)

จักรวาลยุคต้นประกอบด้วยพลาสม่าที่ร้อนและมีความหนาแน่นสูงมากด้วยอนุภาคของสสารและโฟตอน ในช่วงเวลานี้โฟตอนชนกับอนุภาคของสสารที่มีประจุที่วิ่งอยู่อย่างอิสระซึ่งส่วนใหญ่เป็นอิเล็กตรอนและโปรตอน การชนกันทำให้โฟตอนกระเจิงออกไป ไม่สามารถเคลื่อนที่ไปได้ไกล และถูกดูดกลืนด้วยอนุภาคของสสารเหล่านี้ ทำให้จักรวาลในช่วงเวลานี้ทึบแสง

ต่อมา 380,000 ปีหลังจากการระเบิด Big Bang เมื่อจักรวาลเย็นตัวลงจนถึงอุณหภูมิที่ 3,000 เคลวิน (2,727 องศาเซลเซียส) ทำให้อิเล็กตรอนถูกดึงเข้ามาอยู่ในวงโคจรของนิวเคลียสที่ประกอบด้วยโปรตอนและนิวตรอน และนิวเคลียสที่เป็นโปรตอนตัวเดียว เกิดการรวมตัวเป็นอะตอมของธาตุ (Recombination) ซึ่งเป็นอะตอมของธาตุไฮโดรเจนและฮีเลียม อันเป็นองค์ประกอบส่วนใหญ่ของธาตุทั้งหมดในจักรวาล

การรวมตัวเป็นอะตอมของธาตุประกอบกับจักรวาลมีการขยายตัวกว้างใหญ่ขึ้นตลอดเวลา ทำให้โฟตอนสามารถเดินทางผ่านจักรวาลได้ไกลเป็นเส้นตรงได้อย่างอิสระโดยไม่ชนกับอนุภาคใดๆเหมือนแต่ก่อน เกิดแสงแรกในจักรวาลขึ้นที่เรียกว่า “รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล” หรือ Cosmic Microwave Background (CMB) ทำให้จักรวาลกลายเป็นโปร่งใส

หมายเหตุ: รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล ถูกค้นพบโดย Penzias และ Wilson ในปี 1965 การค้นพบนี้เป็นการปฏิวัติ โดยให้หลักฐานสำคัญที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory) เอาชนะแบบจำลองสภาวะคงที่ (Steady State Model)

 

ภาพแสดงแบบจำลองของอะตอมแรกที่เกิดขึ้นในจักรวาล หลังเกิด Big Bang ผ่านไป 380,000 ปี ซึ่งมี electron วิ่งเป็นวงโคจรล้อมนิวเคลียส การเกิดอะตอมแรกในจักรวาลส่วนใหญ่เป็นอะตอมของไฮโดรเจน (hydrogen-1, 1H) ที่มีนิวเคลียสเป็นโปรตอนเพียงหนึ่งตัว และ ฮีเลียม (helium-4, 4He) ซึ่งทั้งสองเป็นธาตุอะตอมเดียว มีสถานะเป็นก๊าซ

 

 

ไฮโดรเจน

ไฮโดรเจนเป็นธาตุที่เบาที่สุดและพบมากที่สุดในจักรวาล มีปริมาณมวลธาตุของไฮโดรเจนประมาณ 75% ของมวลธาตุทั้งหมดในจักรวาล ไฮโดรเจนมีไอโซโทปที่รู้จักกันดีอยู่ 3 ไอโซโทป คือ โปรเทียม (protium, 1H) ดิวเทอเรียม (deuterium, 2H ) และทริเทียม (tritium, 3H) ซึ่งทั้งหมดอยู่ในสถานะก๊าซ

หมายเหตุ: ไอโซโทปหมายถึง ธาตุเดียวกันแต่มีจำนวนนิวตรอนต่างกัน ทำให้มีเลขมวลต่างกัน

โปรเทียม (Protium, 1H) เป็นไฮโซโทปที่เก่าแก่ที่สุดและพบมากที่สุดของไฮโดรเจน มีในธรรมชาติมากถึง 99.98% ของธาตุไฮโดรเจนทั้งหมด นิวเคลียสของไฮโซโทปนี้มีเพียง 1 โปรตอน โปรเทียมเป็นชื่อที่แทบไม่มีการใช้กัน ส่วนใหญ่ใช้ชื่อ “ไฮโดรเจน”แทน ไฮโดรเจนเกิดเป็นสารประกอบกับธาตุส่วนใหญ่ พบในน้ำ (H2O) และสารประกอบอินทรีย์ส่วนมาก

ดิวเทอเรียม (deuterium, 2H ) หรือไฮโดรเจนหนัก โดยที่นิวเคลียสของอะตอมมีโปรตอน 1 ตัวและนิวตรอน 1 ตัว การมีอยู่ของดิวเทอเรียมในดาวฤกษ์เป็นข้อมูลสำคัญทางด้านจักรวาลวิทยา โดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในดาวฤกษ์จะทำลายดิวเทอเรียม ยังไม่พบกระบวนการธรรมชาติใดๆที่ทำให้เกิดดิวเทอเรียม นอกจากปรากฏการณ์บิกแบงที่สร้างดิวเทอเรียมในช่วงเริ่มต้นของการเกิดจักรวาล สำหรับบนโลกเราพบดิวเทอเรียมเป็นปริมาณน้อยมาก ส่วนใหญ่อยู่ในมหาสมุทร เราสามารถสกัดเอาดิวเทอเรียมออกมาจากน้ำทะเล

ดิวเทอเรียมเป็นไอโซโทปของไฮโดรเจนที่มีเสถียรภาพ ไม่แผ่กัมมันตภาพรังสีออกมา (stable isotope, non-radioactive isotope) จึงมีความสำคัญต่อโลกเรามากในด้านการเป็นเชื้อเพลิงในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ฟิวชัน

ทริเทียม (tritium, 3H) เป็นไอโซโทปของไฮโดรเจนที่ไม่มีเสถียรภาพ ซึ่งแผ่กัมมันตรังสีออกมา(unstable isotope, radioactive isotope) มีครึ่งชีวิต 12.5 ปี โดยแปรเปลี่ยนไปเป็นฮีเลียม 3 ทริเทียมเป็นธาตุที่หายากมากบนโลก อย่างไรก็ตามเราสามารถผลิตทริเทียมได้จากปฏิกิยานิวเคลียร์ระหว่างนิวตรอนกับลิเทียม 6 หรือลิเทียม 7 รวมทั้งกับโบรอน 10 มีการใช้ทริเทรียมร่วมกับดิวเทอเรียมเป็นเชื้อเพลิงในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ฟิวชัน

หมายเหตุ: ธาตุที่ไม่มีเสถียรภาพ (ธาตุกัมมันตรังสี) หมายถึงธาตุที่มีการสลายตัวตลอดเวลา

 

ฮีเลียม

ฮีเลียมเป็นธาตุที่มีปริมาณมากเป็นอันดับ 2 ในจักรวาลรองมาจากไฮโดรเจน คือมี 25% ของมวลธาตุทั้งหมดในจักรวาล ไอโซโทปของฮีเลียมที่มีมากที่สุดในจักรวาลคือ ฮีเลียม 4 (helium-4, 4He) ซึ่งส่วนใหญ่ถูกสร้างมาจากไฮโดรเจนโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในจักรวาลยุคต้น จากกระบวนการ Big Bang nucleosynthesis ส่วนฮีเลียมใหม่จะเกิดภายหลังบนดวงดาว

ฮีเลียมซึ่งเป็นธาตุเบามีสถานะเป็นก๊าซ จะปรากฎในบรรยากาศของโลกเพียง 0.0005% ไอโซโทปของธาตุฮีเลียมมีทั้งหมด 9 ตัว แต่มีเพียง 2 ไอโซโทปเท่านั้นที่มีเสถียรภาพ ไม่แผ่กัมมันตรังสีออกมา (stable isotope, non-radioactive isotope) คือ ฮีเลียม 3 และฮีเลียม 4

ฮีเลียม 4 (helium-4, 4He) เป็นไอโซโทปที่มีมากที่สุดของฮีเลียม และเป็นไอโซโทปที่ไม่มีกัมมันตรังสี ส่วนใหญ่ของฮีเลียม 4 ในจักรวาลถูกสร้างในช่วงเริ่มต้นของการเกิดจักรวาล มีปริมาณน้อยที่ถูกสร้างจากดวงดาวในภายหลัง สำหรับฮีเลียม 4 บนโลกมาจากการสลายตัวทางกัมมันตรังสี (radioactive decay) ของธาตุหนักบนเปลือกโลกได้แก่ ยูเรเนียม ส่วนฮีเลียม 4 ดั้งเดิมที่ถูกสร้างเมื่อจักรวาลยุคต้น ส่วนใหญ่หายไปจากโลกตั้งแต่ที่โลกยังร้อนอยู่

ฮีเลียม 3 (helium-3, 3He) เป็นไอโซโทปที่ไม่มีกัมมันตรังสีของฮีเลียม และพบน้อยมากอย่างยิ่งบนโลก ฮีเลียม 3 ถูกสร้างมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของดิวเทอเรียมสองตัว ฮีเลียม 3 เป็นความหวังทางด้านพลังงานสะอาดของโลกในอนาคต ฮีเลียม 3 และดิวเทอเรียมสามารถใช้เป็นเชื้อเพลิงในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ฟิวชัน ซึ่งจะให้พลังงานนิวเคลียร์สะอาดในรูปแบบที่มีประสิทธิภาพ ไม่มีกัมมันตภาพรังสีและกากนิวเคลียร์ สิ่งนี้จะเป็นประโยชน์ต่อโลกเนื่องจากพลังงานประเภทนี้ จะช่วยในการลดการใช้เชื้อเพลิงฟอสซิล และลดผลกระทบต่อการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ แต่ปัญหาก็คือ ฮีเลียม 3 หายากอย่างยิ่งยวดบนโลกของเรา