o núcleo do átomo de hélio-4 é idêntico a uma partícula alfa. Experimentos de dispersão de elétrons de alta energia mostram que sua carga diminui exponencialmente a partir de um máximo em um ponto central, exatamente como a densidade de carga da própria nuvem eletrônica de hélio., Esta simetria reflete a mesma física subjacente: o par de nêutrons e o par de prótons no núcleo do hélio obedecem às mesmas regras mecânicas quânticas que o par de elétrons do hélio (embora as partículas nucleares estejam sujeitas a um potencial de ligação nuclear diferente), de modo que todos esses férmions ocupam totalmente 1s orbitais em pares, nenhum deles possuindo momento angular orbital, e cada um cancelando o spin intrínseco do outro., A adição de outra destas partículas exigiria momento angular, e libertaria substancialmente menos energia (na verdade, nenhum núcleo com cinco nucleons é estável). Este arranjo é, portanto, energeticamente extremamente estável para todas estas partículas, e esta estabilidade explica muitos fatos cruciais sobre o hélio na natureza.,por exemplo, a estabilidade e baixa energia da nuvem de elétrons do hélio faz com que a inércia química do hélio (o mais extremo de todos os elementos), e também a falta de interação dos átomos de hélio entre si (produzindo os pontos de fusão e ebulição mais baixos de todos os elementos).de forma similar, a estabilidade energética particular do núcleo do hélio-4, produzida por efeitos similares, explica a facilidade de produção do hélio-4 em reações atômicas envolvendo emissão e fusão de partículas pesadas., Algum hélio-3 estável é produzido em reações de fusão do hidrogênio, mas é uma fração muito pequena, em comparação com a produção altamente energeticamente favorável do hélio-4. A estabilidade do hélio-4 é a razão pela qual o hidrogênio é convertido em hélio-4, e não deutério (hidrogênio-2) ou hélio-3 ou outros elementos mais pesados durante reações de fusão no sol. Também é parcialmente responsável por a partícula alfa ser de longe o tipo mais comum de partícula bariônica a ser ejetada de um núcleo atômico; em outras palavras, o decaimento alfa é muito mais comum do que o decaimento de aglomerado.,
energia de ligação por núcleo de isótopos comuns. A energia de ligação por partícula de hélio-4 é significativamente maior que todos os nuclídeos próximos.
a estabilidade incomum do núcleo do hélio-4 também é importante cosmologicamente. Explica o fato de que, nos primeiros minutos após o Big Bang, como a “sopa” de prótons e nêutrons livres que tinham sido inicialmente criados em cerca de uma razão de 6:1 resfriada ao ponto em que a ligação nuclear era possível, quase todos os núcleos atômicos a formar eram núcleos de hélio-4., A ligação dos nucleons em hélio-4 é tão estreita que sua produção consumiu quase todos os nêutrons livres em poucos minutos, antes que eles pudessem decair beta, e deixou muito poucos para formar átomos mais pesados (especialmente lítio, berílio e boro). A energia da ligação nuclear do hélio-4 por núcleo é mais forte do que em qualquer um desses elementos (ver nucleogênese e energia de ligação), e assim nenhum “drive” energético estava disponível para fazer os elementos 3, 4 e 5 uma vez que o hélio tinha sido formado. É pouco energeticamente favorável para o hélio se fundir no próximo elemento com uma maior energia por núcleo (carbono)., No entanto, devido à raridade dos elementos intermediários, e extrema instabilidade do berílio-8 (o produto quando dois núcleos 4HE se fundem), este processo precisa de três núcleos de hélio atingindo um ao outro quase simultaneamente (ver processo Alfa Triplo). Não houve, portanto, tempo para a formação de carbono significativo nos poucos minutos após o Big Bang, antes do início da expansão do universo resfriado à temperatura e pressão onde a fusão do hélio com o carbono não era mais possível., Isso deixou o universo inicial com uma relação muito semelhante hidrogênio–hélio como é observado hoje (3 partes de hidrogênio para 1 parte de hélio-4 em massa), com quase todos os nêutrons no universo presos em hélio-4.todos os elementos mais pesados-incluindo os necessários para planetas rochosos como a terra, e para a base de carbono ou outra vida-tiveram que ser produzidos, uma vez que o Big Bang, em estrelas que eram quentes o suficiente para fundir elementos mais pesados que o hidrogênio. Todos os elementos, exceto hidrogênio e hélio, representam hoje apenas 2% da massa da matéria atômica no universo., O hélio-4, em contraste, compõe cerca de 23% da matéria ordinária do universo—quase toda a matéria ordinária que não é hidrogênio (1H).