Quale percentuale di elio-3 è primordiale rispetto a quella prodotta nelle stelle

Ho provato a fare delle ricerche ma quello che ho trovato è piuttosto limitato. Una percentuale molto piccola ma non zero di materia primordiale era Elio-3 o 3He.

Le stelle producono 3He come parte della catena protone-protone ma ne consumano anche 3He. Ha circa 400 anni di emivita nel nostro sole. Da Wikipedia .

Nel Sole, ogni nucleo di elio-3 prodotto in queste reazioni esiste solo per circa 400 anni prima di essere convertito in elio-4. [6] Una volta che l'elio-3 è stato prodotto, ci sono quattro possibili percorsi per generare 4He

La mia domanda è duplice. Le quantità primordiali di 3 Lui sono significative o insignificanti rispetto a ciò che le stelle producono ed espellono da espulsioni di massa coronale o che esplodono in nebulose, e ci sono stelle specifiche, a causa del calore interno e della velocità di reazione di quel prodotto ed espellono più 3He nella loro massa espulsioni.

Ad esempio, i mondi senz'aria, rocciosi e privi di campi magnetici attorno alle nane rosse sarebbero più saturi di 3He troveresti di più nelle stelle più grandi e più calde che si sottopongono alla fusione più velocemente. Se avessi voluto andare all'estrazione di He3, avrei impostato la mia nave su un sistema nano rosso o un sistema a stella blu o una nebulosa?

Non è per un libro o altro, sono solo personalmente curioso, dato che 3 è potenzialmente roba molto utile.

Sono consapevole che il primordiale non è particolarmente facile da raccogliere, poiché qualsiasi cosa gassosa e primordiale si spargerebbe e si raccoglierebbe solo in grandi pozzi gravitazionali, giganti gassosi o più grandi. Ma il primordiale 3 potrebbe, per esempio, esistere in Giove o Saturno dalla formazione, sebbene la formazione dei loro campi magnetici probabilmente impedisce loro di assorbire qualsiasi espulso dalle stelle. Quindi il rapporto di espulsione primordiale vs stella e il tipo di stella che ha prodotto la maggior parte delle domande sono in qualche modo correlati, quindi ho pensato a una domanda piuttosto che a due, ma posso dividere in due domande se lo si desidera.

La mia domanda è duplice:

  1. È la quantità primordiale di$^3$È significativo o insignificante rispetto a ciò che le stelle producono ed espellono da espulsioni di massa coronale o esplodere in nebulose, e ...

Il $^3$La composizione dei CME può variare in modo significativo, vedi: " Composizione insolita del vento solare nel CME del 2-3 maggio 1998 osservata con SWICS su ACE " (gennaio 1999), di G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler e RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"I primi lavori [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; e Zwickl et al., 1982] hanno mostrato che Lui e gli elementi più pesanti sono sovrabbondanti nei CME e c'è$^{+}$. Le osservazioni dello strumento SWICS su Ulisse hanno rivelato alcune differenze compositive nei CME, come una O alta$^{7+}/\,$O$^{6+}$ rapporto, che indica un riscaldamento significativo nella corona [Galvin, 1997].

...

SWICS è particolarmente adatto per misurare il vento solare $^4$lui$^+$ e il rapporto isotopico dell'elio, $^3$lui$^{++}/\,^4$lui$^{++}$, come descritto da Gloeckler 'e Geiss [1998a]. ".

  2. ci sono stelle specifiche, a causa del calore interno e della velocità di reazione che il prodotto espelle di più$^3$Lui nelle loro espulsioni di massa.

La maggior parte $^3$Originariamente era prodotto da processi stellari, ma vedi anche la mia risposta sopra. Ogni stella produce quantità diverse in vari momenti, vedi: " L'origine dell'elio e gli altri elementi luminosi " (4 novembre 1998), di G. Burbidge e F. Hoyle:

4. D e $^3$Lui
L'isotopo leggero$^3$Viene prodotto in grandi quantità in stelle nane in cui le masse non sono abbastanza grandi da poter essere distrutte $^3$Lui ($^3$Lui, 2$p$) $^4$Lui. È anche vero che esiste una classe di stelle in cui dalle misurazioni dello spostamento isotopico è stato dimostrato che la maggior parte dell'elio nelle loro atmosfere è$^3$Lui. Queste stelle includono 21 Aquilae, tre Centaurus A e molte altre (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov e Iliev 1998). Le stelle sono peculiari stelle A, F e B con abbondanze He / H che lo sono$\sim \frac{1}{10}$della normale abbondanza di elio. Il$^3$lui$/\,^4$Il rapporto può variare da 2,7 a 0,5. Queste stelle occupano una striscia stretta nel (registro$g$, T$_{eff}$) -piano tra le stelle B con forti linee di elio e quelle con deboli linee di elio che non mostrano alcuna prova della presenza di $^3$Lui. Tuttavia, il rilevamento di$^3$Se dallo spostamento degli isotopi fallirà se il $^3$lui$/\,^4$Il rapporto è $\le$0.1. Pertanto, molte delle stelle deboli della linea dell'elio potrebbero avere$^3$lui$/\,^4$Ha rapporti di abbondanza molto più alti del rapporto di abbondanza che si presume sia normalmente presente, vale a dire, $^3$lui$/\,^4$lui $\approx$ 2 x 10$^{-4}$.

L'elevata abbondanza di $^3$Lui in queste stelle è stato attribuito alla diffusione da G. Michaud e dai suoi colleghi (Michaud et al. 1979 e precedenti riferimenti). Indipendentemente dal fatto che questa sia la spiegazione corretta, ciò che questi risultati ci dicono è che venti stellari da tali stelle arricchiranno il gas interstellare con Lui in grandi quantità. Questo$^3$È in aggiunta al $^3$Colui che verrà iniettato dalle stelle nane. L'abbondanza finale richiesta è$^3$lui$/\,$H $\; \approx \;$ 2 x 10$^{-5}$. È stato sostenuto da coloro che lo credono$^3$È un prodotto della nucleosintesi del big bang secondo cui non c'è stato il tempo di accumulare l'abbondanza richiesta dai processi astrofisici.

Tuttavia, non solo non sappiamo quale sia la velocità di iniezione dalle stelle, ma nel QSSC , la scala temporale per tutta questa elaborazione stellare è$\sim 10^{11}$ piuttosto che H$_0^{-1}$ $\approx$ 10$^{-10}$yr. Pertanto, crediamo che potrebbe benissimo essere stato prodotto da processi stellari.

Un altro link di Wikipedia non menzionato nella tua domanda è: "Elio-3 - Abbondanza naturale - Nebulosa solare (primordiale) ":

" Abbondanza di nebulosa solare (primordiale)

Una prima stima del rapporto primordiale di $^3$Lui a $^4$Lui nella nebulosa solare è stata la misurazione del loro rapporto nell'atmosfera di Giove, misurata dallo spettrometro di massa della sonda di ingresso atmosferica Galileo. Questo rapporto è di circa 1: 10.000,$^{[43]}$ o 100 parti di $^3$Lui per milione di parti di $^4$Lui. Questo è all'incirca lo stesso rapporto degli isotopi della regolite lunare, che contiene 28 ppm di elio-4 e 2,8 ppb di elio-3 (che si trova all'estremità inferiore delle misurazioni effettive del campione, che variano da circa 1,4 a 15 ppb). Tuttavia, i rapporti terrestri degli isotopi sono inferiori di un fattore 100, principalmente a causa dell'arricchimento delle scorte di elio-4 nel mantello di miliardi di anni di decadimento alfa da uranio e torio.

Abbondanza terrestre
_{Articolo principale: geochimica isotopica}

$^3$È una sostanza primordiale nel mantello terrestre, considerato intrappolato nella Terra durante la formazione planetaria. Il rapporto di$^3$Lui a $^4$Lui all'interno della crosta terrestre e del mantello è inferiore a quello per le ipotesi sulla composizione del disco solare ottenute da meteoriti e campioni lunari, con materiali terrestri che generalmente contengono $^3$lui$/\,^4$Rapporti dovuti alla crescita di $^4$Ha un decadimento radioattivo.

$^3$Ha un rapporto cosmologico di 300 atomi per milione di atomi di $^4$Lui (a. Ppm),$^{[44]}$portando a supporre che il rapporto originale di questi gas primordiali nel mantello fosse di circa 200-300 ppm quando si formò la Terra. Molti$^4$È stato generato dal decadimento delle particelle alfa di uranio e torio, e ora il mantello ha solo circa il 7% di elio primordiale,$^{[44]}$abbassando il rapporto totale 3He / 4He a circa 20 ppm. Rapporti di$^3$lui$/\,^4$In eccesso di atmosfera sono indicativi di un contributo di $^3$Lui dal mantello. ... ".

[43]" Lo spettrometro di massa della sonda Galileo: composizione dell'atmosfera di Giove " (Science 10 maggio 1996: Vol. 272, numero 5263, pp. 846-849) di Hasso B. Niemann, Sushil K. Atreya, George R. Carignan, Thomas M. Donahue, John A. Haberman, Dan N. Harpold, Richard E. Hartle, Donald M. Hunten, Wayne T. Kasprzak, Paul R. Mahaffy, Tobias C. Owen, Nelson W. Spencer e Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

[44]" Non lunare$\underline{^3}$He Resources "(Presentato al secondo simposio del Wisconsin su Helium-3 e Fusion Power, 19-21 luglio 1993, Madison WI), di LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu