¿Qué porcentaje de helio-3 es primordial vs producido en estrellas?

Traté de investigar pero lo que encontré es bastante limitado. Un porcentaje muy pequeño pero no nulo de materia primordial fue Helium-3 o 3He.

Las estrellas producen 3He como parte de la cadena protón-protón pero también consumen 3He. Tiene alrededor de 400 años de vida media en nuestro sol. De Wikipedia .

En el Sol, cada núcleo de helio-3 producido en estas reacciones existe solo durante unos 400 años antes de convertirse en helio-4. [6] Una vez que se ha producido el helio-3, hay cuatro caminos posibles para generar 4He

Mi pregunta es doble. ¿Son las cantidades primordiales de 3He significativas o insignificantes en comparación con lo que las estrellas producen y expulsan por eyección de masa coronal o explotando en las nebulosas, y hay estrellas específicas, debido al calor interno y la velocidad de reacción de ese producto y expulsa más 3He en su masa eyecciones

Por ejemplo, los mundos sin aire, rocosos y libres de campos magnéticos alrededor de las enanas rojas estarían más saturados con 3He o encontrarías más cerca de estrellas más grandes y calientes que se fusionen más rápido. Si quisiera ir a la minería He3, ¿configuraría mi nave en un sistema de enanas rojas o un sistema de estrellas azules o una nebulosa?

No es para un libro ni nada, solo tengo curiosidad personal, ya que 3He es potencialmente muy útil.

Soy consciente de que lo primordial no es particularmente fácil de recolectar, ya que cualquier cosa gaseosa y primordial se extendería y solo se acumularía en pozos de gravedad grandes, gigantes de gas o más grandes. Pero el 3H primordial podría, por ejemplo, existir en Júpiter o Saturno desde la formación, aunque la formación de sus campos magnéticos probablemente les impide absorber cualquier expulsión de las estrellas. Por lo tanto, la relación de expulsión primordial vs estrella y el tipo de estrella que produjo la mayor cantidad de preguntas están algo relacionados, por lo que pensé una pregunta en lugar de dos, pero puedo dividirme en dos si lo deseo.

Mi pregunta es doble:

  1. Son las cantidades primordiales de$^3$Es significativo o insignificante en comparación con lo que las estrellas producen y expulsan por eyecciones de masa coronal o estallando en las nebulosas, y ...

los $^3$La composición de CME puede variar significativamente, ver: " Composición inusual del viento solar en el CME del 2 al 3 de mayo de 1998 observado con SWICS en ACE " (enero de 1999), por G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler y RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"Los primeros trabajos [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; y Zwickl et al., 1982] mostraron que Él y los elementos más pesados ​​son sobreabundantes en las CME y hay un aumento de He.$^{+}$. Las observaciones del instrumento SWICS en Ulises revelaron algunas diferencias de composición en las CME, como una alta relación O O , lo que indica un calentamiento significativo en la corona [Galvin, 1997].$^{7+}/\,$$^{6+}$

...

SWICS es especialmente adecuado para medir el viento solar He y la relación isotópica de helio, He He , según lo descrito por Gloeckler 'y Geiss [1998a] ".$^4$$^+$$^3$$^{++}/\,^4$$^{++}$

  2. ¿Hay estrellas específicas, debido al calor interno y la velocidad de reacción que produce y expulsa más He en sus eyecciones de masa?$^3$

La mayor parte de Originalmente fue producido por procesos estelares, pero vea también mi respuesta anterior. Cada estrella produce cantidades variables en varios momentos, ver: " El origen del helio y los otros elementos de luz " (4 de noviembre de 1998), por G. Burbidge y F. Hoyle:$^3$

4. D y He$^3$
El isótopo ligero Se produce en grandes cantidades en estrellas enanas donde las masas no son lo suficientemente grandes como para ser destruido por He ( He, 2 ) He. También es el caso de que hay una clase de estrellas en las que se ha demostrado a partir de las mediciones del cambio de isótopos que la mayor parte del helio en sus atmósferas es He. Estas estrellas incluyen 21 Aquilae, tres Centaurus A y varios otros (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov e Iliev 1998). Las estrellas son estrellas A, F y B peculiares que tienen abundancias He / H que son$^3$$^3$$^3$$p$$^4$$^3$$\sim \frac{1}{10}$de la abundancia normal de helio. La relación He He puede variar de 2.7 a 0.5. Estas estrellas ocupan una franja estrecha en el plano (log , T ) entre las estrellas B con líneas de helio fuertes y aquellas con líneas de helio débiles que no muestran evidencia de la presencia de He. Sin embargo, la detección de He del cambio de isótopo fallará si la relación He He es 0.1. Por lo tanto, muchas de las estrellas débiles de la línea de helio pueden tener He He relaciones de abundancia mucho más altas que la relación de abundancia que normalmente se supone que está presente, a saber,$^3$$/\,^4$$g$$_{eff}$$^3$$^3$$^3$$/\,^4$$\le$$^3$$/\,^4$$^3$He He 2 x 10 .$/\,^4$$\approx$$^{-4}$

G. Michaud y sus colegas atribuyeron la gran abundancia de Él en estas estrellas a la difusión (Michaud et al. 1979 y referencias anteriores). Si esta es la explicación correcta o no, lo que estos resultados nos dicen es que los vientos estelares de tales estrellas enriquecerán el gas interestelar con He en grandes cantidades. Este Él es adicional al El que será inyectado de las estrellas enanas. La abundancia final requerida es He H2 x 10 . Ha sido argumentado por quienes creen que$^3$$^3$$^3$$^3$$/\,$$\; \approx \;$$^{-5}$$^3$Es producto de la nucleosíntesis del big bang que no ha habido tiempo para acumular la abundancia requerida por los procesos astrofísicos.

Sin embargo, no solo no sabemos cuál es la tasa de inyección de las estrellas, sino que en el QSSC , la escala de tiempo para todo este procesamiento estelar es lugar de H 10 años Por lo tanto, creemos que es muy posible que haya sido producido por procesos estelares.$\sim 10^{11}$$_0^{-1}$ $\approx$$^{-10}$

Otro enlace de Wikipedia que no se menciona en su pregunta es: "Helio-3 - Abundancia natural - Abundancia de la nebulosa solar (primordial) ":

" Abundancia de la nebulosa solar (primordial)

Una estimación inicial de la relación primordial de He a He en la nebulosa solar ha sido la medición de su relación en la atmósfera de Júpiter, medida por el espectrómetro de masas de la sonda de entrada atmosférica Galileo. Esta proporción es aproximadamente 1: 10,000, o 100 partes de Él por millón de partes de$^3$$^4$$^{[43]}$$^3$$^4$Él. Esta es aproximadamente la misma proporción de isótopos que en el regolito lunar, que contiene 28 ppm de helio-4 y 2.8 ppb de helio-3 (que se encuentra en el extremo inferior de las mediciones reales de la muestra, que varían de aproximadamente 1.4 a 15 ppb). Sin embargo, las proporciones terrestres de los isótopos son inferiores en un factor de 100, principalmente debido al enriquecimiento de las reservas de helio-4 en el manto por miles de millones de años de desintegración alfa del uranio y el torio.

Abundancia terrestre
_{Artículo principal: Geoquímica de isótopos.}

$^3$ Él es una sustancia primordial en el manto de la Tierra, considerada atrapada dentro de la Tierra durante la formación planetaria. La proporción de He a He dentro de la corteza terrestre y el manto es menor que la de las suposiciones de la composición del disco solar obtenida a partir de muestras de meteoritos y lunares, con materiales terrestres que generalmente contienen relaciones He He más bajas. debido al crecimiento de$^3$$^4$$^3$$/\,^4$$^4$Él de la desintegración radiactiva.

$^3$Tiene una relación cosmológica de 300 átomos por millón de átomos de $^4$Él (a. Ppm),$^{[44]}$llevando a la suposición de que la proporción original de estos gases primordiales en el manto era de alrededor de 200-300 ppm cuando se formó la Tierra. Un montón de$^4$Fue generado por la descomposición de partículas alfa de uranio y torio, y ahora el manto tiene solo alrededor del 7% de helio primordial,$^{[44]}$bajando la relación total de 3He / 4He a alrededor de 20 ppm. Ratios de$^3$Él$/\,^4$El exceso de atmosférico es indicativo de una contribución de $^3$Él del manto. ... ".

[43]" El espectrómetro de masas de la sonda Galileo: composición de la atmósfera de Júpiter " (Science 10 de mayo de 1996: Vol. 272, número 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 y Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / ciencia.272.5263.846

[44]" No lunar$\underline{^3}$He Resources "(Presentado en el Segundo Simposio de Wisconsin sobre Helio-3 y Fusion Power, 19–21 de julio de 1993, Madison WI), por LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu