Notre planète, pendant son accrétion il y a 4,56 milliards d'années, a piégé les gaz rares de la nébuleuse solaire. Ceux-ci, de composition primitive (peu ou mal connue, 3He/4He > ≈ 10–4, 40Ar/36Ar ≈ 10–4) se sont ensuite différenciés à la fois au niveau élémentaire et isotopique suite à la formation de la croûte, au dégazage du manteau et à sa différenciation. Les gaz rares sont actuellement présents dans les trois grands réservoirs terrestres, à savoir l'atmosphère, la croûte et le manteau et leurs compositions ne cessent d'évoluer suite :
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aux interactions entre ces réservoirs (zones de subduction, volcanisme, etc.) ;
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aux pertes par échappement dans l'espace ;
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à des réactions nucléaires.
Ces compositions ont une composante :
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radiogénique, générée par des réactions de fission et de décroissance certains isotopes (4He, 40Ar, 129Xe, 136Xe) à partir de radionucléides (235-238U, 232Th, 40K, 129 I, 244Pu, etc.) ;
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nucléogénique, produite suite à des réactions entre le noyau de certains éléments (6Li, 17-18O, 24-25Mg, 35-37Cl, etc.) et des neutrons ou des particules α (4He) des isotopes des gaz rares (3He, 20-21-22Ne, 36Ar, 38Ar, etc.) ;
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cosmogénique, résultat de l'interaction entre des éléments cibles (O, Mg, Si, Al, Fe, Ca, Rb, Sr, Te, Ba, La, etc.) avec le rayonnement cosmique (réaction de spallation) et la capture de muons pour produire un grand nombre d'isotopes de gaz rares (3He, 20-21-22Ne, 36-38Ar, 78-83Kr, 124-132Xe).
Une dernière composante, d'origine humaine cette fois-ci, a modifié le rapport 3He/ 4He dans le cycle de l'eau suite à 3He produit à partir du tritium (3H) émis par les essais nucléaires dans l'atmosphère.
L'étude de la composition élémentaire et isotopique de ces réservoirs se fait à partir d'un échantillonnage de roches et/ou de fluides (liquide ou gazeux) collecté sur le terrain par le géologue dont le but est de comprendre l'histoire géologique d'une région ou plus globalement celle de la Terre ou du système solaire. Le scientifique, notamment le géochimiste spécialisé dans l'analyse des gaz rares, s'appuie pour traiter ces échantillons, sur une ou plusieurs techniques d'extraction [J 6 632] pour libérer les gaz dans une enceinte, sous ultravide, spécialement développée pour la purification des gaz rares [J 6 634]. Cet article décrit les principales techniques de purification des gaz rares pour permettre aux ingénieurs de mettre en place, en adéquation avec les conditions analytiques qui leur sont imposées, des protocoles de purification physico-chimiques.
La structure électronique des gaz rares en 1s2 pour He et ns2np6 pour Ne, Ar, Kr et Xe a la particularité d'être saturée d'électrons. Cette caractéristique induit une stabilité et une inertie chimique importante de ces éléments vis-à-vis du milieu dans lequel ils se trouvent et permet d'envisager une étape de purification par la chimisorption des espèces réactives (N2 , O2 , CxHy , CO2 , H2O , etc.), présentes dans le gaz initial, à la surface de pièges appelés communément « getters ». Les caractéristiques physiques des gaz rares autorisent ensuite, au cours d'une seconde étape de purification, leur séparation par physisorption sur des adsorbants refroidis à basse température. Leur désorption contrôlée permet de les séparer séquentiellement et de les analyser, dans des conditions optimales, à l'aide d'un spectromètre de masse.
