Wie viel Prozent von Helium-3 sind primordial und werden in Sternen produziert?

Ich habe versucht zu recherchieren, aber was ich gefunden habe, ist ziemlich begrenzt. Ein sehr kleiner, aber nicht null Prozent der ursprünglichen Materie war Helium-3 oder 3He.

Sterne produzieren 3He als Teil der Proton-Proton-Kette, verbrauchen aber auch 3He. Es hat ungefähr 400 Jahre Halbwertszeit in unserer Sonne. Aus Wikipedia .

In der Sonne existiert jeder Helium-3-Kern, der bei diesen Reaktionen entsteht, nur etwa 400 Jahre, bevor er in Helium-4 umgewandelt wird. [6] Sobald das Helium-3 hergestellt wurde, gibt es vier mögliche Wege, um 4He zu erzeugen

Meine Frage ist zweifach. Sind die ursprünglichen Mengen an 3He signifikant oder unbedeutend im Vergleich zu dem, was Sterne durch koronale Massenauswürfe oder das Aufblasen in Nebel produzieren und ausstoßen, und gibt es bestimmte Sterne aufgrund der inneren Wärme und Reaktionsgeschwindigkeit, die das Produkt hervorbringt und mehr 3He in ihre Masse ausstößt? Auswürfe.

Wären beispielsweise luftlose, felsige, magnetfeldfreie Welten um rote Zwerge mit 3He gesättigter oder würden Sie mehr um größere, heißere Sterne finden, die schneller fusionieren. Wenn ich He3-Bergbau betreiben wollte, würde ich mein Schiff auf ein Rotzwergsystem, ein Blausternsystem oder einen Nebel einstellen?

Es ist nicht für ein Buch oder irgendetwas, ich bin nur persönlich neugierig, da 3He möglicherweise sehr nützliches Zeug ist.

Ich bin mir bewusst, dass das Ursprüngliche nicht besonders einfach zu sammeln ist, da sich alles Gasförmige und Ursprüngliche ausbreiten und sich nur in großen Schwerkraftbohrungen, Gasriesen oder größer ansammeln würde. Aber das ursprüngliche 3He könnte zum Beispiel in Jupiter oder Saturn von der Bildung an existieren, obwohl die Bildung ihrer Magnetfelder sie wahrscheinlich daran hindert, von Sternen ausgestoßene zu absorbieren. Daher hängen das Verhältnis von ursprünglichem Stern zu ausgestoßenem Stern und die Art des Sterns, der die meisten Fragen hervorgebracht hat, in gewissem Zusammenhang. Daher dachte ich eher eine als zwei Fragen, kann sie aber auf Wunsch in zwei Fragen aufteilen.

Meine Frage ist zweifach:

  1. Sind die ursprünglichen Mengen von He signifikant oder unbedeutend im Vergleich zu dem, was Sterne durch koronale Massenauswürfe oder das Sprengen in Nebel produzieren und ausstoßen, und ...$^3$

Die He-Zusammensetzung von CMEs kann erheblich variieren, siehe: " Ungewöhnliche Zusammensetzung des Sonnenwinds im CME vom 2. bis 3. Mai 1998, beobachtet mit SWICS auf ACE " (Januar 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$^3$

„Frühe Arbeiten [Bame, et al, 1979;. Schwenn et al, 1980;.. Und Zwickl et al, 1982] zeigte , dass er und schwerere Elemente sind overabundant in CMEs und es wird verstärkt Er Beobachtungen aus der. Das SWICS-Instrument an Ulysses zeigte einige Unterschiede in der Zusammensetzung der CMEs, wie z. B. ein hohes O O -Verhältnis, was auf eine signifikante Erwärmung der Korona hinweist [Galvin, 1997].$^{+}$7 + /$^{7+}/\,$$^{6+}$

...

SWICS eignet sich besonders gut zur Messung des Sonnenwinds He und des Isotopen-Helium-Verhältnisses He He , wie von Gloeckler 'und Geiss [1998a] beschrieben. . ".$^4$+ 3 + + /$^+$$^3$$^{++}/\,^4$+ +$^{++}$

  2. Gibt es bestimmte Sterne aufgrund der inneren Wärme und Reaktionsgeschwindigkeit, die das Produkt und die mehr E in ihre Massenauswürfe ausstoßen ?$^3$

Der größte Teil von Er wurde ursprünglich durch Sternprozesse hergestellt, aber siehe auch meine Antwort oben. Jeder Stern produziert zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedliche Mengen, siehe: " Der Ursprung von Helium und den anderen Lichtelementen " (4. November 1998), von G. Burbidge und F. Hoyle:$^3$

4. D und He$^3$ Das Lichtisotop Er wird in großen Mengen in Zwergsternen erzeugt, in denen die Massen nicht groß genug sind, um von He ( He, 2 ) He zerstört zu werden. Es ist auch der Fall, dass es eine Klasse von Sternen gibt, in der anhand von Messungen der Isotopenverschiebung gezeigt wurde, dass der größte Teil des Heliums in ihrer Atmosphäre He ist. 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 eigenartige A-, F- und B-Sterne mit He / H-Häufigkeiten, die 3 3 3 p 4 3 ∼ 1
$^3$$^3$$^3$$p$$^4$$^3$$\sim \frac{1}{10}$der normalen Heliumhäufigkeit. Das Verhältnis He He kann im Bereich von 2,7 bis 0,5 liegen. Diese Sterne besetzen einen schmalen Streifen in der (log , T ) -Ebene zwischen den B-Sternen mit starken Heliumlinien und denen mit schwachen Heliumlinien, die keine Hinweise auf das Vorhandensein von He zeigen. Der Nachweis von He aus der Isotopenverschiebung schlägt jedoch fehl, wenn das Verhältnis He He 0,1 beträgt . Daher können viele der schwachen Heliumliniensterne durchaus He He-Häufigkeitsverhältnisse aufweisen, die weit höher sind als das normalerweise angenommene Häufigkeitsverhältnis, nämlich 3/$^3$$/\,^4$$g$e f f 3 3 3 /$_{eff}$$^3$$^3$$^3$$/\,^4$$\le$3 /$^3$$/\,^4$3 /$^3$He He 2 x 10 .$/\,^4$$\approx$- 4$^{-4}$

Die hohe Häufigkeit von He in diesen Sternen wurde von G. Michaud und seinen Kollegen der Diffusion 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 mit He in großen Mengen anreichern. Dieses He ist zusätzlich zu dem He, das von Zwergsternen injiziert wird. Die endgültige erforderliche Menge ist He H2 x 10 . Es wurde von denen argumentiert, die glauben, dass$^3$3 3 3 /$^3$$^3$$^3$$/\,$$\; \approx \;$$^{-5}$ 3$^3$Er ist ein Produkt der Urknall-Nukleosynthese, für das es keine Zeit gab, durch astrophysikalische Prozesse die erforderliche Fülle aufzubauen.

Wir wissen jedoch nicht nur nicht, wie hoch die Injektionsrate von Sternen ist, sondern im QSSC ist die Zeitskala für all diese Sternverarbeitung und nicht H 10 Jahr. Wir glauben daher, dass Er möglicherweise durch Sternprozesse erzeugt wurde.$\sim 10^{11}$- 1 0 ≈ - 10$_0^{-1}$ $\approx$$^{-10}$

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

" Sonnennebel (Ur) Fülle

Eine frühe Schätzung des Urverhältnisses von He zu He im Solarnebel war die Messung ihres Verhältnisses in der Jupiter-Atmosphäre, gemessen mit dem Massenspektrometer der atmosphärischen Galileo-Eintrittssonde. Dieses Verhältnis beträgt ungefähr 1: 10.000, oder 100 Teile von He pro Million Teile von$^3$4 [ 43 ] 3 4$^4$$^{[43]}$$^3$$^4$Er. Dies ist ungefähr das gleiche Verhältnis der Isotope wie beim Mondregolith, der 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-Bestände im Mantel durch Milliarden Jahre Alpha-Zerfall aus Uran und Thorium.

Terrestrische Fülle
_{Hauptartikel: Isotopengeochemie}

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

$^3$ He hat ein kosmologisches Verhältnis von 300 Atomen pro Million Atome von He (at. Ppm), was zu der Annahme führt, dass das ursprüngliche Verhältnis dieser Urgase im Mantel etwa 200-300 ppm betrug als die Erde gebildet wurde. Viel Er wurde durch Zerfall von Uran und Thorium durch Alpha-Teilchen erzeugt, und jetzt hat der Mantel nur noch etwa 7% primordiales Helium, das gesamte 3He / 4He-Verhältnis auf etwa 20 ppm senkt. Verhältnisse von He He über dem atmosphärischen Wert weisen auf einen Beitrag von He aus dem Mantel hin. ... ".4 [ 44 ] 4 [ 44 ] 3 /$^4$$^{[44]}$$^4$$^{[44]}$$^3$$/\,^4$3$^3$

[43]" Das Galileo-Sonden-Massenspektrometer: Zusammensetzung der Jupiter-Atmosphäre " (Science, 10. Mai 1996: Band 272, Ausgabe 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]" Non-Lunar He Resources$\underline{^3}$ " (vorgestellt auf dem zweiten Wisconsin-Symposium über Helium-3 und Fusionskraft, 19.-21. Juli 1993, Madison WI), von LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu