Galaktische Evolution von D und ³He einschließlich der stellaren Produktion von ³He

Neue stellare Modelle, die die Produktion und Zerstörung von ³He (und D) verfolgen, wurden für eine Reihe von stellaren Massen (0.65\ M/M\\ 100), Metallizitäten (0.01 \ Z/Z\ \ 1) und anfänglichen (Hauptreihe) ³He-Massenfraktionen (10^-5 \ X₃, ₌ₒ \ 10^-3) entwickelt. Ausgestattet mit den ³He-Erträgen aus diesen stellaren Modellen haben wir die Evolution von D und ³He unter Verwendung verschiedener chemischer Evolutionsmodelle mit und ohne Zufuhr von primordialem oder verarbeitetem Material untersucht. Die Produktion von neuem ³He durch die masseschwachen Sterne übertrifft jede vernünftige primordiale Beitragsleistung und führt zu vorhergesagten Häufigkeiten im präkatalytischen Nebel und/oder dem gegenwärtigen interstellaren Medium, die die beobachtungsbasierten Werte übersteigen. Dieses Ergebnis, das selbst für null primordiales D und ³He erzielt wird und von Rood, Steigman \\ erwartet wurde, wird durch die hohen ³He-Erträge aus masseschwachen Sternen angetrieben. In einem Versuch, dieses Problem zu mildern, haben wir eine Reihe von nicht-standardmäßigen Modellen in Betracht gezogen, in denen die Erträge von masseschwachen Sternen modifiziert wurden. Obwohl mehrere dieser nicht-standardmäßigen Modelle mit den ³He-Daten konsistent sein könnten, könnten sie inkonsistent mit Beobachtungen von ^12C/^13C, ^18O und, am ernsthaftesten, den super-³He-reichen planetarischen Nebeln (Rood, Bania \\& Wilson 1992) sein. Selbst unter Verwendung des extremsten dieser nicht-standardmäßigen Modelle (Hogan 1995) erhalten wir eine großzügige obere Schranke für das prä-galaktische ³He: X₃₏ \ 3. 2 \10^-5, was dennoch zu einer strengen unteren Schranke für die universelle Dichte der Nukleonen führt.