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

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 mediante eyecciones de masa coronal o al explotar en nebulosas, y...

El$^3$La composición de las CME puede variar significativamente, consulte: " Composición inusual del viento solar en la CME del 2 al 3 de mayo de 1998 observada 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 el He y los elementos más pesados ​​son sobreabundantes en las CME y hay un He mejorado.$^{+}$. Las observaciones del instrumento SWICS en Ulysses revelaron algunas diferencias de composición en las CME, como un alto O$^{7+}/\,$O$^{6+}$relación, lo que indica un calentamiento significativo en la corona [Galvin, 1997].

...

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

 

  2. ¿ Hay estrellas específicas, debido al calor interno y la velocidad de reacción que producen y expulsan más$^3$Él en sus eyecciones masivas.

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

4. D y$^3$Él
El isótopo ligero$^3$Se produce en grandes cantidades en estrellas enanas donde las masas no son lo suficientemente grandes como para ser destruido por$^3$Él ($^3$el, 2$p$)$^4$Él. También se da el caso de que hay una clase de estrellas en las que se ha demostrado a partir de mediciones del cambio de isótopos que la mayor parte del helio en sus atmósferas es$^3$Él. Estas estrellas incluyen 21 Aquilae, tres Centaurus A y varias otras (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov & Iliev 1998). Las estrellas son estrellas peculiares A, F y B que tienen abundancias de He/H que son$\sim \frac{1}{10}$de la abundancia normal de helio. El$^3$Él$/\,^4$La relación puede oscilar entre 2,7 y 0,5. Estas estrellas ocupan una franja estrecha en el (log$g$, T$_{eff}$)-plano entre las estrellas B con líneas de helio fuertes y aquellas con líneas de helio débiles que no muestran evidencia de la presencia de$^3$Él. Sin embargo, la detección de$^3$El del cambio de isótopos fallará si el$^3$Él$/\,^4$El cociente es$\le$0.1. Por lo tanto, muchas de las estrellas débiles de la línea del helio bien pueden tener$^3$Él$/\,^4$Las relaciones de abundancia son mucho más altas que la relación de abundancia que normalmente se supone que está presente, a saber,$^3$Él$/\,^4$Él$\approx$2x10$^{-4}$.

La gran abundancia de$^3$Él en estas estrellas ha sido atribuido por G. Michaud y sus colegas a la difusión (Michaud et al. 1979 y referencias anteriores). Sea o no esta la explicación correcta, lo que estos resultados nos dicen es que los vientos estelares de tales estrellas enriquecerán el gas interestelar con He en grandes cantidades. Este$^3$Él es además del$^3$El que será inyectado de estrellas enanas. La abundancia final requerida es$^3$Él$/\,$H$\; \approx \;$2x10$^{-5}$. Ha sido argumentado por aquellos que creen que$^3$Es un producto de la nucleosíntesis del big bang que no ha habido tiempo para acumular la abundancia requerida por 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$\sim 10^{11}$en lugar de H$_0^{-1}$ $\approx$10$^{-10}$año Por lo tanto, creemos que muy bien pudo haber sido producido por procesos estelares.

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

Abundancia de nebulosa solar (primordial)

Una primera estimación de la proporción primordial de$^3$Él para$^4$Él 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 relación es de aproximadamente 1:10.000,$^{[43]}$o 100 partes de$^3$él por millón de partes de$^4$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 medidas reales de la muestra, que varían entre 1,4 y 15 ppb). Sin embargo, las proporciones terrestres de los isótopos son más bajas por un factor de 100, principalmente debido al enriquecimiento de las existencias 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}

$^3$Es una sustancia primordial en el manto de la Tierra, que se considera que quedó atrapada dentro de la Tierra durante la formación planetaria. La relación de$^3$Él para$^4$He dentro de la corteza y el manto de la Tierra es menor que el de los supuestos de composición del disco solar obtenidos de meteoritos y muestras lunares, con materiales terrestres que generalmente contienen menos$^3$Él$/\,^4$Él proporciones debido al crecimiento interno de$^4$Él de la desintegración radiactiva.

$^3$Tiene una razón cosmológica de 300 átomos por millón de átomos de$^4$él (a. ppm),$^{[44]}$lo que lleva a suponer que la proporción original de estos gases primordiales en el manto era de alrededor de 200-300 ppm cuando se formó la Tierra. Mucho$^4$Fue generado por la descomposición de partículas alfa de uranio y torio, y ahora el manto tiene solo alrededor del 7% de helio primordial,$^{[44]}$reduciendo la proporción total de 3He/4He a alrededor de 20 ppm. proporciones de$^3$Él$/\,^4$Los excesos de atmosféricos son indicativos de un aporte de$^3$El 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, págs. 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