Wie viel Prozent von Helium-3 ist primordial und wird in Sternen produziert?

Meine Frage ist 2-fach:

  1. Ist die Urmengen von$^3$Er ist bedeutend oder unbedeutend im Vergleich zu dem, was Sterne produzieren und durch koronale Massenauswürfe ausstoßen oder sich in Nebel aufblasen, und ...

Der$^3$Die Zusammensetzung von CMEs kann erheblich variieren, siehe: „ Unusual Composition of the Solar Wind in the 2-3 May 1998 CME, Observed with SWICS on ACE “ (Jan 1999), von G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler und RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029/1998GL900166

„Frühe Arbeiten [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; und Zwickl et al., 1982] zeigten, dass He und schwerere Elemente in CMEs überreichlich vorhanden sind und dass He erhöht ist$^{+}$. Beobachtungen des SWICS-Instruments auf Ulysses zeigten einige Unterschiede in der Zusammensetzung von CMEs, wie z. B. ein hohes O$^{7+}/\,$Ö$^{6+}$Verhältnis, was auf eine signifikante Erwärmung in der Korona hinweist [Galvin, 1997].

...

SWICS eignet sich besonders gut, um den Sonnenwind zu messen$^4$Er$^+$und das Helium-Isotopenverhältnis,$^3$Er$^{++}/\,^4$Er$^{++}$, wie von Gloeckler und Geiss [1998a] beschrieben.

 

  2. gibt es bestimmte Sterne, aufgrund der inneren Hitze und Reaktionsgeschwindigkeit, die Produkt und mehr ausstoßen$^3$Er in ihre Massenauswürfe.

Die meisten$^3$Er wurde ursprünglich von stellaren Prozessen produziert, aber siehe auch meine Antwort oben. Jeder Stern produziert zu verschiedenen Zeiten unterschiedliche Mengen, siehe: " The Origin of Helium and the Other Light Elements " (4. November 1998), von G. Burbidge und F. Hoyle:

4. D und$^3$Er
Das leichte Isotop$^3$Er wird in großen Mengen in Zwergsternen produziert, wo die Masse nicht groß genug ist, um von ihm zerstört zu werden$^3$Er ($^3$Er, 2$p$)$^4$Er. Es ist auch so, dass es eine Klasse von Sternen gibt, bei denen durch Messungen der Isotopenverschiebung gezeigt wurde, dass sich der größte Teil des Heliums in ihrer Atmosphäre befindet$^3$Er. Zu diesen Sternen gehören 21 Aquilae, drei Centaurus A und mehrere andere (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov & Iliev 1998). Die Sterne sind besondere A-, F- und B-Sterne mit einer He/H-Häufigkeit$\sim \frac{1}{10}$der normalen Heliummenge. Der$^3$Er$/\,^4$Das He-Verhältnis kann von 2,7 bis 0,5 reichen. Diese Sterne besetzen einen schmalen Streifen im (log$g$, T$_{eff}$)-Ebene zwischen den B-Sternen mit starken Heliumlinien und solchen mit schwachen Heliumlinien, die keine Hinweise auf das Vorhandensein von zeigen$^3$Er. Allerdings ist die Erkennung von$^3$Er von der Isotopenverschiebung wird ausfallen, wenn die$^3$Er$/\,^4$Er Verhältnis ist$\le$0,1. Viele der schwachen Heliumliniensterne könnten dies also durchaus getan haben$^3$Er$/\,^4$Die Häufigkeitsverhältnisse sind weit höher als das normalerweise angenommene Häufigkeitsverhältnis, nämlich$^3$Er$/\,^4$Er$\approx$2 x 10$^{-4}$.

Die hohe Fülle an$^3$Er in diesen Sternen wurde von G. Michaud und seinen Kollegen der Verbreitung zugeschrieben (Michaud et al. 1979 und frühere Referenzen). Unabhängig davon, ob dies die richtige Erklärung ist oder nicht, sagen uns diese Ergebnisse, dass Sternwinde von solchen Sternen das interstellare Gas in großen Mengen mit He anreichern werden. Das$^3$Er ist neben der$^3$Er, der von Zwergsternen injiziert wird. Die endgültige erforderliche Fülle ist$^3$Er$/\,$H$\; \approx \;$2 x 10$^{-5}$. Es wurde von denen argumentiert, die das glauben$^3$Er ist ein Produkt der Urknall-Nukleosynthese, die nicht die Zeit hatte, die erforderliche Fülle durch astrophysikalische Prozesse aufzubauen.

Wir wissen jedoch nicht nur nicht , wie hoch die Injektionsrate von Sternen ist, sondern im QSSC auch die Zeitskala für all diese stellare Verarbeitung$\sim 10^{11}$eher als h$_0^{-1}$ $\approx$10$^{-10}$Jahr. Daher glauben wir, dass er sehr wohl durch stellare Prozesse hervorgebracht worden sein könnte.

Ein weiterer Wikipedia-Link, der in Ihrer Frage nicht erwähnt wird, lautet: "Helium-3 - Natürliche Fülle - Sonnennebel (Ur-) Fülle ":

" Sonnennebel (ursprüngliche) Fülle

Eine frühe Schätzung des ursprünglichen Verhältnisses von$^3$Er zu$^4$Er im Sonnennebel wurde die Messung ihres Verhältnisses in der Atmosphäre des Jupiters, gemessen mit dem Massenspektrometer der atmosphärischen Eintrittssonde Galileo. Dieses Verhältnis beträgt etwa 1:10.000,$^{[43]}$oder 100 Teile von$^3$Er pro Million Teile von$^4$Er. Dies ist ungefähr das gleiche Verhältnis der Isotope wie im Mond-Regolith, das 28 ppm Helium-4 und 2,8 ppb Helium-3 enthält (was am unteren Ende der tatsächlichen Probenmessungen liegt, die zwischen etwa 1,4 und 15 ppb variieren). Die terrestrischen Verhältnisse der Isotope sind jedoch um den Faktor 100 niedriger, hauptsächlich aufgrund der Anreicherung der Helium-4-Vorräte im Mantel durch Milliarden Jahre Alpha-Zerfall von Uran und Thorium.

Terrestrische Abundanz
_{Hauptartikel: Isotopengeochemie}

$^3$Er ist eine ursprüngliche Substanz im Erdmantel, von der angenommen wird, dass sie während der Planetenbildung in der Erde eingeschlossen wurde. Das Verhältnis von$^3$Er zu$^4$Er innerhalb der Erdkruste und des Erdmantels ist geringer als bei Annahmen über die Zusammensetzung der Sonnenscheibe, wie sie aus Meteoriten- und Mondproben erhalten wurden, wobei terrestrische Materialien im Allgemeinen weniger enthalten$^3$Er$/\,^4$Er Verhältnisse aufgrund von Einwachsen von$^4$Er vor radioaktivem Zerfall.

$^3$Er weist ein kosmologisches Verhältnis von 300 Atomen pro Million Atome auf$^4$Er (bei ppm),$^{[44]}$was zu der Annahme führt, dass das ursprüngliche Verhältnis dieser Urgase im Mantel bei der Entstehung der Erde etwa 200-300 ppm betrug. Viel$^4$Er wurde durch Alpha-Teilchen-Zerfall von Uran und Thorium erzeugt, und jetzt enthält der Mantel nur noch etwa 7 % ursprüngliches Helium.$^{[44]}$Absenken des gesamten 3He/4He-Verhältnisses auf etwa 20 ppm. Verhältnisse von$^3$Er$/\,^4$Er über atmosphärischen sind ein Hinweis auf einen Beitrag von$^3$Er aus dem Mantel. ...".

[43]" The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere " (Science 10 May 1996: Vol. 272, Issue 5263, S. 846-849) von 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 und Stanley H. Way, DOI: 10.1126/science.272.5263.846

[44]„ Nicht-Mond$\underline{^3}$He Resources " (Vorgestellt auf dem zweiten Wisconsin Symposium on Helium-3 and Fusion Power, 19.-21. Juli 1993, Madison WI), von LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu