Quel pourcentage d'hélium-3 est primordial vs produit dans les étoiles

J'ai essayé de faire des recherches mais ce que j'ai trouvé est assez limité. Un pourcentage très faible mais non nul de matière primordiale était l'hélium-3 ou 3He.

Les étoiles produisent du 3He dans le cadre de la chaîne proton-proton, mais elles consomment également du 3He. Il a une demi-vie d'environ 400 ans sous notre soleil. De Wikipédia .

Au Soleil, chaque noyau d'hélium-3 produit dans ces réactions n'existe que pendant environ 400 ans avant d'être converti en hélium-4. [6] Une fois l'hélium-3 produit, il existe quatre voies possibles pour générer du 4He

Ma question est double. Les quantités primordiales de 3He sont-elles importantes ou insignifiantes par rapport à ce que les étoiles produisent et éjectent par éjections de masse coronales ou soufflent dans des nébuleuses, et y a-t-il des étoiles spécifiques, en raison de la chaleur interne et de la vitesse de réaction de ce produit et d'éjecter plus de 3He dans leur masse éjections.

Par exemple, les mondes sans air, rocheux et sans champ magnétique autour des naines rouges seraient-ils plus saturés de 3He ou en trouveriez-vous plus autour d'étoiles plus grandes et plus chaudes qui subissent plus rapidement la fusion. Si je voulais faire de l'exploitation minière He3, est-ce que je mettrais mon vaisseau sur un système de naine rouge ou un système d'étoile bleue ou une nébuleuse?

Ce n'est pas pour un livre ou quoi que ce soit, je suis simplement curieux, car 3He est potentiellement très utile.

Je suis conscient que le primordial n'est pas particulièrement facile à collecter, car tout ce qui est gazeux et primordial se répandrait et ne se collecterait que dans de grands puits de gravité, des géantes à gaz ou plus grandes. Mais le 3H primordial pourrait, par exemple, exister dans Jupiter ou Saturne à partir de la formation, bien que la formation de leurs champs magnétiques les empêche probablement d'absorber tout éjecté des étoiles. Par conséquent, le rapport d'éjection primordial vs étoile et le type d'étoile qui a produit le plus de questions sont quelque peu liés, j'ai donc pensé une question plutôt que deux, mais je peux me diviser en deux questions si vous le souhaitez.

Ma question est double:

  1. Les quantités primordiales de$^3$Il est significatif ou insignifiant par rapport à ce que les étoiles produisent et éjectent par éjections de masse coronale ou explosent dans des nébuleuses, et ...

le $^3$La composition des CME peut varier considérablement, voir: " Composition inhabituelle du vent solaire dans les CME des 2-3 mai 1998 observés avec SWICS sur ACE " (janvier 1999), par G. Gloeckler, LA Fisk, S. Hefti, NA Schwadron , TH Zurbuchen, FM Ipavich, J. Geiss, P. Bochsler et RF Wimmer-Schweingruber, DOI: 10.1029 / 1998GL900166

"Les premiers travaux [Bame, et al., 1979; Schwenn et al., 1980; et Zwickl et al., 1982] ont montré que He et les éléments plus lourds sont surabondants dans les CME et qu'il y a une amélioration de He$^{+}$. Les observations de l'instrument SWICS sur Ulysse ont révélé des différences de composition dans les CME, comme un fort O$^{7+}/\,$O$^{6+}$ , indiquant un échauffement important dans la couronne [Galvin, 1997].

...

SWICS est particulièrement bien adapté pour mesurer le vent solaire $^4$Il$^+$ et le rapport d'hélium isotopique, $^3$Il$^{++}/\,^4$Il$^{++}$, comme décrit par Gloeckler 'et Geiss [1998a]. ".

  2. y a-t-il des étoiles spécifiques, en raison de la chaleur interne et de la vitesse de réaction qui produisent et éjectent plus$^3$Il dans leurs éjections de masse.

La plupart de $^3$Il a été à l'origine produit par des processus stellaires, mais voir aussi ma réponse ci-dessus. Chaque étoile produit des quantités variables à différents moments, voir: " L'origine de l'hélium et des autres éléments légers " (4 novembre 1998), par G. Burbidge et F. Hoyle:

4. D et $^3$Il
l'isotope léger$^3$Il est produit en grande quantité dans des étoiles naines où les masses ne sont pas assez grandes pour être détruites par $^3$Il ($^3$Lui, 2$p$) $^4$Il. Il est également vrai qu'il existe une classe d'étoiles dans laquelle il a été démontré à partir de mesures du déplacement isotopique que la majeure partie de l'hélium dans leur atmosphère est$^3$Il. Ces étoiles comprennent 21 Aquilae, trois Centaurus A et plusieurs autres (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov & Iliev 1998). Les étoiles sont des étoiles A, F et B particulières ayant des abondances He / H qui sont$\sim \frac{1}{10}$de l'abondance d'hélium normale. le$^3$Il$/\,^4$Le rapport He peut aller de 2,7 à 0,5. Ces étoiles occupent une bande étroite dans le (log$g$, T$_{eff}$) -plan entre les étoiles B avec des raies d'hélium fortes et celles avec des raies d'hélium faibles qui ne montrent aucune preuve de la présence de $^3$Il. Cependant, la détection de$^3$Il du changement isotopique échouera si le $^3$Il$/\,^4$Le rapport est $\le$0,1. Ainsi, bon nombre des étoiles faibles de la ligne d'hélium pourraient bien avoir$^3$Il$/\,^4$Les taux d'abondance sont beaucoup plus élevés que le taux d'abondance qui est normalement supposé être présent, à savoir: $^3$Il$/\,^4$Il $\approx$ 2 x 10$^{-4}$.

La grande abondance de $^3$Il dans ces étoiles a été attribué par G. Michaud et ses collègues à la diffusion (Michaud et al. 1979 et références antérieures). Que ce soit ou non l'explication correcte, ce que ces résultats nous disent, c'est que les vents stellaires de telles étoiles enrichiront le gaz interstellaire en He en grande quantité. Cette$^3$Il est en plus du $^3$Celui qui sera injecté à partir d'étoiles naines. L'abondance finale requise est$^3$Il$/\,$H $\; \approx \;$ 2 x 10$^{-5}$. Il a été soutenu par ceux qui croient que$^3$Il est un produit de la nucléosynthèse du big bang qui n'a pas eu le temps de constituer l'abondance requise par les processus astrophysiques.

Cependant, non seulement nous ne savons pas quel est le taux d'injection des étoiles, mais dans le QSSC , l'échelle de temps pour tout ce traitement stellaire est$\sim 10^{11}$ plutôt que H$_0^{-1}$ $\approx$ dix$^{-10}$an. Ainsi, nous pensons qu'il peut très bien avoir été produit par des processus stellaires.

Un autre lien Wikipédia non mentionné dans votre question est: "Hélium-3 - Abondance naturelle - Abondance de la nébuleuse solaire (primordiale) ":

" Abondance de la nébuleuse solaire (primordiale)

Une première estimation du rapport primordial de $^3$Il à $^4$Il dans la nébuleuse solaire a été la mesure de leur rapport dans l'atmosphère de Jupiter, mesuré par le spectromètre de masse de la sonde d'entrée atmosphérique Galileo. Ce rapport est d'environ 1: 10 000,$^{[43]}$ ou 100 parties de $^3$Il par million de parties de $^4$Il. C'est à peu près le même rapport des isotopes que dans le régolithe lunaire, qui contient 28 ppm d'hélium-4 et 2,8 ppb d'hélium-3 (ce qui est à l'extrémité inférieure des mesures réelles de l'échantillon, qui varient d'environ 1,4 à 15 ppb). Cependant, les rapports terrestres des isotopes sont inférieurs d'un facteur 100, principalement en raison de l'enrichissement des stocks d'hélium-4 dans le manteau par des milliards d'années de désintégration alpha de l'uranium et du thorium.

Abondance terrestre
_{Article détaillé: Géochimie isotopique}

$^3$Il est une substance primordiale dans le manteau terrestre, considérée comme piégée dans la Terre lors de la formation planétaire. Le rapport de$^3$Il à $^4$Il dans la croûte terrestre et le manteau terrestre est inférieur à celui des hypothèses de composition du disque solaire obtenues à partir d'échantillons de météorites et lunaires, avec des matériaux terrestres contenant généralement moins $^3$Il$/\,^4$Il ratio en raison de la croissance de $^4$Il de la désintégration radioactive.

$^3$Il a un rapport cosmologique de 300 atomes par million d'atomes de $^4$Il (à. Ppm),$^{[44]}$conduisant à l'hypothèse que le rapport d'origine de ces gaz primordiaux dans le manteau était d'environ 200 à 300 ppm lorsque la Terre s'est formée. Beaucoup de$^4$Il a été généré par la désintégration des particules alpha de l'uranium et du thorium, et maintenant le manteau ne contient que 7% d'hélium primordial,$^{[44]}$abaissement du rapport total 3He / 4He à environ 20 ppm. Ratios de$^3$Il$/\,^4$Il en plus de l'atmosphère sont indicatifs d'une contribution de $^3$Il du manteau. ... ".

[43]" The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere " (Science 10 mai 1996: Vol. 272, Numéro 5263, pp. 846-849) par 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 et Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

[44]" Non lunaire$\underline{^3}$He Resources "(présenté au deuxième symposium du Wisconsin sur l'hélium-3 et l'énergie de fusion, 19-21 juillet 1993, Madison WI), par LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu