4. D ve $ ^ 3 $ He
Işık izotopu $ ^ 3 $ Cüce yıldızlarda, kütlelerin $ ^ 3 $ He ( $ ^ 3 $ He, 2 $ p $ span >) $ ^ 4 $ He. Aynı zamanda, izotop kayması ölçümlerinden, atmosferlerindeki helyumun çoğunun $ ^ 3 $ span olduğu gösterilen bir yıldız sınıfı olduğu durumdur. > O. Bu yıldızlar arasında 21 Aquilae, üç Erboğa A ve diğer birkaç yıldız bulunur (Burbidge & Burbidge 1956; Sargent & Jugaku 1961; Hartoog & Cowley 1979; Stateva, Ryabchikov, & Iliev 1998). Yıldızlar, normal helyum bolluğuna göre $ \ sim \ frac {1} {10} $ olan He / H bolluğuna sahip tuhaf A, F ve B yıldızlarıdır. $ ^ 3 $ He $ / \, ^ 4 $ O oranı 2,7 ile 0,5 arasında değişebilir. Bu yıldızlar (log $ g $ , T $ _ {eff} $ ) - Güçlü helyum çizgilerine sahip B yıldızları ile helyum çizgileri zayıf olanlar arasındaki uçak $ ^ 3 $ varlığına dair hiçbir kanıt göstermeyen He. Ancak, $ ^ 3 $ $ ^ 3 $ izotop kaymasından algılanması başarısız olacaktır. O $ / \, ^ 4 $ O oranı $ \ le $ 0.1. Bu nedenle, zayıf helyum çizgisi yıldızlarının birçoğu $ ^ 3 $ He $ / \, ^ 4 $ Bolluk oranları, normalde mevcut olduğu varsayılan bolluk oranından çok daha yüksek, yani $ ^ 3 $ He $ / \, ^ 4 $ O $ \ yaklaşık $ 2 x 10 $ ^ {- 4} $.

$ ^ 3 $ 'ın yüksek bolluğu, G. Michaud ve meslektaşları tarafından bu yıldızlarda difüzyona atfedilmiştir (Michaud ve diğerleri, 1979 ve önceki referanslar ). Bu doğru açıklama olsun ya da olmasın, bu sonuçların bize söylediği, bu tür yıldızlardan gelen yıldız rüzgarlarının yıldızlararası gazı büyük miktarlarda He ile zenginleştireceğidir. Bu $ ^ 3 $ O $ ^ 3 $ 'a ek olarak cüceden enjekte edilecek yıldızlar. Gerekli son bolluk $ ^ 3 $ O $ / \, $ H $ \; \ yaklaşık \; $ 2 x 10 $ ^ {- 5} $ . $ ^ 3 $ olduğuna inananlar tarafından, astrofiziksel süreçlerle gerekli bolluğu oluşturmak için zamanın olmadığı büyük patlama nükleosentezinin bir ürünü olduğuna inananlar tarafından tartışılmıştır. .

Bununla birlikte, yıldızlardan enjeksiyon oranının ne olduğunu bilmiyoruz , aynı zamanda tüm bu yıldızların zaman ölçeği olan QSSC 'de işleme H $ _ 0 ^ {- 1} $ yerine $ \ sim 10 ^ {11} $ $ \ yaklaşık 10 $ $ ^ {- 10} $ yıl. Bu nedenle, O'nun çok iyi bir şekilde yıldız süreçleri tarafından üretilmiş olabileceğine inanıyoruz.

Sorunuzda bahsedilmeyen bir başka Wikipedia bağlantısı ise: "Helyum-3 - Doğal bolluk - Güneş bulutsusu (ilkel) bolluk ":

" Güneş bulutsusu (ilkel) bolluk

$ ^ 3 $ O'nun $ ^ 4 $ He'ye ilksel oranının erken bir tahmini Güneş bulutsusu, Galileo atmosferik giriş sondasının kütle spektrometresi ile ölçülen Jüpiter'in atmosferindeki oranlarının ölçümü olmuştur. Bu oran yaklaşık 1: 10.000, $ ^ {[43]} $ veya 100 kısım $ ^ 3 $ span> $ ^ 4 $ milyon parça başına He. Bu, izotopların, 28 ppm helyum-4 ve 2.8 ppb helyum-3 içeren (yaklaşık 1.4 ila 15 ppb arasında değişen gerçek numune ölçümlerinin alt ucunda olan) Ay regolitindeki ile kabaca aynı oranıdır. Bununla birlikte, izotopların karasal oranları 100 kat daha düşüktür, bunun başlıca nedeni, mantodaki helyum-4 stoklarının uranyum ve toryumdan milyarlarca yıllık alfa bozunmasıyla zenginleştirilmesidir.

Karasal bolluk
_{Ana makale: İzotop jeokimyası}

$ ^ 3 $ yayılma> O, gezegen oluşumu sırasında Dünya'da hapsolduğu düşünülen, Dünya'nın mantosundaki ilkel bir maddedir. $ ^ 3 $ He'nin $ ^ 4 $ He'ye oranı Dünya'nın kabuğu ve mantosu içinde daha azdır bundan daha düşük $ ^ 3 $ He $ / \, ^ 4 $ $ ^ 4 $ 'ın büyümesinden dolayı oranlar radyoaktif bozunmadan.

^ 3 $ $ ^ 4 $ span milyon atom başına 300 atomluk kozmolojik bir orana sahip > O (at. Ppm), $ ^ {[44]} $ mantodaki bu ilkel gazların orijinal oranının 200-300 civarında olduğu varsayımına yol açar. Dünya kurulduğunda ppm. Çok fazla $ ^ 4 $ Uranyum ve toryumun alfa parçacığı çürümesiyle oluştu ve şimdi mantoda yalnızca yaklaşık% 7 ilkel helyum var, $ ^ {[44]} $ toplam 3He / 4He oranını yaklaşık 20 ppm'ye düşürdü. $ ^ 3 $ O $ / \, ^ 4 $ Oranları O atmosferik değerin göstergesidir $ ^ 3 $ O'nun katkısı mantodan. ... ".

[43] " Galileo Probu Kütle Spektrometresi: Jüpiter'in Atmosferinin Kompozisyonu "(Science 10 Mayıs 1996: Cilt 272 , Sayı 5263, s. 846-849), 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 ve Stanley H. Way, DOI: 10.1126 / science.272.5263.846

[44] " Ay Dışı $ \ underline {^ 3} $ He Resources" (İkinci Wisconsin Sempozyumunda Helium-3'te sunulmuştur ve Fusion Power, 19–21 Temmuz 1993, Madison WI), LJ Wittenberg - fti.neep.wisc.edu