Qual a porcentagem de hélio-3 primordial vs produzida nas estrelas

Tentei pesquisar, mas o que encontrei é bastante limitado. Uma porcentagem muito pequena, mas não zero, de matéria primordial era o Hélio-3 ou 3He.

As estrelas produzem 3He como parte da cadeia próton-próton, mas também consomem 3He. Tem cerca de 400 anos de meia-vida ao sol. Da Wikipedia .

No Sol, cada núcleo de hélio-3 produzido nessas reações existe apenas cerca de 400 anos antes de ser convertido em hélio-4. [6] Uma vez produzido o hélio-3, existem quatro caminhos possíveis para gerar 4He

Minha pergunta é 2 vezes. As quantidades primordiais de 3He são significativas ou insignificantes em comparação com o que as estrelas produzem e ejetam por ejeção de massa coronal ou explodindo em nebulosas, e existem estrelas específicas, devido ao calor interno e à taxa de reação desse produto e ejetar mais 3He em sua massa ejecções.

Por exemplo, os mundos livres de campos magnéticos, sem ar e rochosos, em torno das anãs vermelhas, seriam mais saturados com 3He ou você descobriria mais em torno de estrelas maiores e mais quentes que sofrem fusão mais rapidamente. Se eu quisesse ir para a mineração He3, eu colocaria minha nave em um sistema de anã vermelha ou um sistema de estrela azul ou uma nebulosa?

Não é para um livro ou algo assim, sou apenas curioso, pois o 3He é um material potencialmente muito útil.

Sei que primordial não é particularmente fácil de coletar, pois qualquer coisa gasosa e primordial se espalharia e só se acumulava em poços de grande gravidade, gigantes de gás ou maiores. Mas o 3H primordial poderia, por exemplo, existir em Júpiter ou Saturno a partir da formação, embora a formação de seus campos magnéticos provavelmente os impeça de absorver qualquer ejeção das estrelas. Portanto, a razão primordial e as estrelas ejetadas e o tipo de estrela que produziu a maior parte de perguntas estão relacionados, então pensei em uma pergunta em vez de duas, mas posso dividir em duas, se desejado.

Minha pergunta é 2 vezes:

  1. As quantidades primordiais de He são significativas ou insignificantes em comparação com o que as estrelas produzem e ejetam por ejeção de massa coronal ou explodindo em nebulosas, e ...$^3$

A composição das CMEs He pode variar significativamente, veja: " Composição incomum do vento solar no CME de 2-3 de maio de 1998 observada com SWICS no ACE " (janeiro de 1999), por G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti Os dados foram analisados ​​por meio de entrevistas semiestruturadas e entrevistas semi-estruturadas.$^3$

"Os primeiros trabalhos [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; e Zwickl et al., 1982] mostraram que Ele e elementos mais pesados ​​são superabundantes nas EMCs e há um aumento de He . O instrumento SWICS em Ulysses revelou algumas diferenças de composição nas EMCs, como uma alta relação O O , indicando aquecimento significativo na coroa [Galvin, 1997].$^{+}$7 + /$^{7+}/\,$$^{6+}$

...

O SWICS é especialmente adequado para medir o vento solar He e a razão isotópica de hélio, He He , conforme descrito por Gloeckler 'e Geiss [1998a] . "$^4$+ 3 + + /$^+$$^3$$^{++}/\,^4$+ +$^{++}$

  2. existem estrelas específicas, devido ao calor interno e à taxa de reação desse produto e ejetar mais Ele em suas ejeções de massa.$^3$

A maior parte de Ele foi originalmente produzido por processos estelares, mas veja também minha resposta acima. Cada estrela produz quantidades variadas em vários momentos, veja: " A Origem do Hélio e os Outros Elementos da Luz " (4 de novembro de 1998), por G. Burbidge e F. Hoyle:$^3$

4. D e He$^3$ O isótopo da luz Ele é produzido em grandes quantidades em estrelas anãs, onde as massas não são grandes o suficiente para serem destruídas por He ( He, 2 ) He. Também é o caso de que há uma classe de estrelas em que foi demonstrado pelas medições da mudança isotópica que a maior parte do hélio em suas atmosferas é He. Essas estrelas incluem 21 Aquilae, três Centaurus A e várias outras (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov e Iliev 1998). As estrelas são estrelas A, F e B peculiares, com abundância de He / H 3 3 3 p 4 3 ∼ 1
$^3$$^3$$^3$$p$$^4$$^3$$\sim \frac{1}{10}$da abundância normal de hélio. A relação He He pode variar de 2,7 a 0,5. Essas estrelas ocupam uma faixa estreita no plano (log , T ) entre as estrelas B com linhas fortes de hélio e aquelas com linhas fracas de hélio que não mostram evidências da presença de He. No entanto, a detecção de He do deslocamento isotópico falhará se a razão de He He for 0,1. Assim, muitas das estrelas fracas da linha de hélio podem ter proporções de abundância de He He muito mais altas do que a proporção de abundância que normalmente se supõe estar presente, a saber, 3/$^3$$/\,^4$$g$e f f 3 3 3 /$_{eff}$$^3$$^3$$^3$$/\,^4$$\le$3 /$^3$$/\,^4$3 /$^3$Ele Ele 2 x 10 .$/\,^4$$\approx$- 4$^{-4}$

A alta abundância de nessas estrelas foi atribuída por G. Michaud e seus colegas à difusão (Michaud et al. 1979 e referências anteriores). Seja essa a explicação correta ou não, o que esses resultados nos dizem é que os ventos estelares de tais estrelas enriquecerão o gás interestelar com Ele em grandes quantidades. Este Ele é um complemento ao Ele que será injetado pelas estrelas anãs. A abundância final necessária é He H2 x 10 . Foi argumentado por aqueles que acreditam que$^3$3 3 3 /$^3$$^3$$^3$$/\,$$\; \approx \;$$^{-5}$ 3$^3$Ele é um produto da nucleossíntese do big bang que não houve tempo para acumular a abundância necessária por processos astrofísicos.

No entanto, não apenas não sabemos qual é a taxa de injeção de estrelas, mas no QSSC , a escala de tempo para todo esse processamento estelar é vez de H 10 ano. Assim, acreditamos que Ele pode muito bem ter sido produzido por processos estelares.$\sim 10^{11}$- 1 0 ≈ - 10$_0^{-1}$ $\approx$$^{-10}$

Outro link da Wikipedia não mencionado em sua pergunta é: "Hélio-3 - Abundância natural - Abundância da nebulosa solar (primordial) ":

" Abundância (primordial) da nebulosa solar

Uma estimativa inicial da razão primordial de He para He na nebulosa solar foi a medição de sua proporção na atmosfera de Júpiter, medida pelo espectrômetro de massa da sonda de entrada atmosférica Galileo. Essa proporção é de cerca de 1: 10.000, ou 100 partes de He por milhão de partes de$^3$4 [ 43 ] 3 4$^4$$^{[43]}$$^3$$^4$Ele. Essa é aproximadamente a mesma proporção de isótopos que no regolito lunar, que contém 28 ppm de hélio-4 e 2,8 ppb de hélio-3 (que está na extremidade inferior das medições reais da amostra, que variam de 1,4 a 15 ppb). No entanto, as proporções terrestres dos isótopos são menores em um fator de 100, principalmente devido ao enriquecimento dos estoques de hélio-4 no manto por bilhões de anos de decaimento alfa do urânio e do tório.

Abundância terrestre
_{Ver artigo principal: Geoquímica de isótopos}

$^3$ Ele é uma substância primordial no manto da Terra, considerada como aprisionada dentro da Terra durante a formação planetária. A proporção de He para He dentro da crosta e manto da Terra é menor do que a dos pressupostos da composição do disco solar obtidos a partir de meteoritos e amostras lunares, com materiais terrestres geralmente contendo proporções inferiores de He He devido ao crescimento de He de decaimento radioativo.3 4 3 /$^3$$^4$$^3$$/\,^4$4$^4$

$^3$ Ele tem uma razão cosmológica de 300 átomos por milhão de átomos de He (at. Ppm), levando à suposição de que a razão original desses gases primordiais no manto era de cerca de 200-300 ppm quando a Terra foi formada. Um grande número de Ele foi gerado pelo decaimento de partículas alfa, de urânio e tório, e agora o manto tem apenas cerca de 7% de hélio primordial, diminuindo a proporção total de 3He / 4He a cerca de 20 ppm. Proporções de He He em excesso de atmosférico são indicativas de uma contribuição de He do manto. ... "4 [ 44 ] 4 [ 44 ] 3 /$^4$$^{[44]}$$^4$$^{[44]}$$^3$$/\,^4$3$^3$

[43]" O espectrômetro de massa da sonda Galileu: composição da atmosfera de Júpiter " (Science 10 May 1996: Vol. 272, edição 5263, pp. 846-849) por 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-Lunar He Resources$\underline{^3}$ " (Apresentado no Segundo Simpósio de Wisconsin sobre Hélio-3 e Fusion Power, 19–21 de julho de 1993, Madison WI), por LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu