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NUKLEOSYNTHESE: Der Ursprung der Elemente


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 12/2018 vom 09.11.2018

Sterne sind kosmische Hochöfen: Sie produzieren die Stoffe, aus denen wir und alle Materie in unserer Umgebung bestehen. Doch die während ihrer Entwicklung ablaufenden Kernfusionen können die Herkunft der schwersten Elemente nicht erklären. Die aktive Forschung im Zusammenspiel von Kern- und Astrophysik hat die explosiven Wege erkundet, denen wir die Hälfte der Elemente von Eisen bis Blei und Wismut und alle noch schwereren Elemente verdanken.


Thema »Der Ursprung der Elemente«

Teil 1: Vom Wasserstoff bis zum Eisen November 2018

Teil 2: Durch Neutroneneinfang zu den schwersten Atomkernen Dezember 2018

Artikelbild für den Artikel "NUKLEOSYNTHESE: Der Ursprung der Elemente" aus der Ausgabe 12/2018 von Sterne und Weltraum. Dieses epaper sofort kaufen oder online lesen mit der Zeitschriften-Flatrate United Kiosk NEWS.

Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 12/2018

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Explosive Prozesse im Universum wie verschmelzende Neutronensterne (hier eine künstlerische Darstellung) und Supernova-Ausbrüche sind die einzigen Möglichkeiten zur Erzeugung der schwersten Elemente. Unmittelbar nach der Verschmelzung breitet sich ein intensiver Blitz aus Gammastrahlung in engen Bündeln in gegenüberliegenden Richtungen aus. In herumwirbelnden Wolken aus ausgestoßener Materie entstehen durch Kernreaktionen Elemente wie Gold, Platin und Uran.


NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet (https://www.eso.org/public/images/eso1733v/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode); Bearbeitung: SuW-Grafik

NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet (https://www.eso.org/public/images/eso1733v/) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/le galco3 d7 e)

Endstadien der Sternentwicklung

Massereiche Sterne mit mehr als dem Achtfachen der Sonnenmasse entwickeln sich sehr schnell. Wenn der Fusionsbrennstoff aufgebraucht ist, kollabiert ihr Zentralbereich zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. In der dadurch ausgelösten Supernova-Explosion entsteht durch Kernreaktionen ein weites Spektrum an Elementen, die mitsamt der weggeschleuderten Hülle des Sterns in den interstellaren Raum hinaus getrieben werden.


NASA / CXC / SAO

Der Supernova-Rest Cassiopeia A

Etwa 98 Prozent aller sichtbaren Materie im heutigen Universum bestehen aus Wasserstoff und Helium, den beiden leichtesten Elementen. Alle übrigen Atomsorten machen nur einen kleinen Anteil aus, sind aber für unsere Lebensgrundlagen von existenzieller Bedeutung. Woher diese schweren Elemente stammen, war lange Zeit unbekannt. Erst in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts waren verschiedene Teildisziplinen der Physik so weit entwickelt, dass die Wissenschaftler in kleinen Schritten einer Lösung dieser Frage näher kamen.

Eine wichtige Erkenntnis gelang in den 1930er Jahren, als Physiker wie Hans Bethe (1906 – 2005) und Carl Friedrich von Weizsäcker (1912 – 2007) die Energiequelle unserer Sonne entschlüsselten: In ihrem Innern verschmelzen bei hohen Temperaturen und Drücken die Kerne von Wasserstoff zu Helium (siehe SuW 2/2018, S. 36). Mit solchen Kernfusionsreaktionen, bei denen Energie frei wird, ist auch der Aufbau von schwereren Elementen bis hin zum Eisen zu erklären.

Aber Elemente, die noch schwerer sind als Eisen, woher stammen sie? Hinweise ergaben sich Anfang der 1950er Jahre durch spektroskopische Beobachtungen an einem bestimmten Typ von Sternen, die ihre Helligkeit mit langen Perioden verändern. In den Spektren dieser Roten Riesen, die mit den großen Teleskopen der Mount Wilson und Palomar Observatories aufgenommen wurden, fanden sich neben Absorptionslinien, die von schweren Elementen wie Zirkon und Barium erzeugt wurden, auch solche, die auf Technetium hinwiesen. Dieser Befund überraschte, waren doch alle auf der Erde bekannten Isotope dieses Elements radioaktiv, also instabil. Das Isotop mit der längsten Lebensdauer, Technetium-98 mit 43 Protonen und 55 Neutronen im Kern, zerfällt mit einer Halbwertszeit von 4,2 Millionen Jahren. Verglichen mit dem Alter der bereits weit entwickelten Riesensterne ist diese Halbwertszeit sehr kurz. Hätte das Ausgangsmaterial, aus dem sich diese Sterne einst bildeten, bereits Technetium enthalten, wäre es bis zum Zeitpunkt der Beobachtung längst zerfallen. Es gab also nur eine Erklärung: Das Technetium musste in den Roten Riesen selbst entstanden sein. Demnach muss es neben der Verschmelzung von leichten Atomkernen noch weitere Mechanismen geben, mit denen Sterne Elemente aufbauen. Wie wir in diesem Artikel zeigen werden, ist es hauptsächlich der Einfang von Neutronen.

Elementsynthese und Sternentwicklung sind verknüpft

Die wesentlichen Prinzipien der stellaren Nukleosynthese wurden 1957 erkannt: In diesem Jahr erschienen zwei Arbeiten, die den Grundstein für das Forschungsgebiet der nuklearen Astrophysik legten: »Syn-thesis of the Elements in Stars« von E. Margaret Burbidge, Geoffrey R. Burbidge, William A. Fowler und Fred Hoyle, sowie »Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis « von Alastair Cameron.

Massearme Sterne mit nur wenigen Sonnenmassen blähen sich am Ende ihrer Milliarden Jahre langen Entwicklung zu Roten Riesen auf, die ihre Hülle als Planetarischen Nebel abstoßen. Dieser enthält neben den im Wasserstoff- und Heliumbrennen erzeugten Elementen Helium, Kohlenstoff und Stickstoff auch schwerere Atomkerne, die durch langsamen Neutroneneinfang entstanden sind. Der verbleibende Zentralbereich, ein kompakter Weißer Zwerg, lässt auf Grund seiner hohen Temperatur den Nebel hell aufleuchten.


Röntgenlicht: NASA / CXC / RIT / J.Kastner et al.; optisch: NASA / STScI

Der Planetarische Nebel NGC 6826

Diese Arbeiten zeigten, dass die Elemententstehung auf das Engste mit der Sternentwicklung verknüpft ist. Unmittelbar nach dem Urknall waren nur die leichtesten Elemente vorhanden: Wasserstoff, Helium und das seltene Lithium. Aus diesen Stoffen bildeten sich die ersten Sterne. Für den weitaus größten Teil ihrer Lebensdauer fusionieren Sterne Wasserstoff zu Helium. Wenn der Wasserstoffvorrat zu Ende geht, steigen Temperatur und Dichte durch Kontraktion des Zentralbereichs so stark an, dass nunmehr Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert. Gleichzeitig verlagert sich das Wasserstoffbrennen in eine Schale um den heißen Zentralbereich. Als Folge davon blähen sich die Sterne zu Roten Riesen auf. Wie ihr weiterer Werdegang verläuft und welchen Einfluss dies auf die Elemententstehung hat, hängt entscheidend von der Masse der Sterne ab.

In Roten Riesen mit bis zum Achtfachen der Sonnenmasse steigen nach dem Ende des zentralen Heliumbrennens Temperatur und Dichte im Zentrum zwar erneut an, doch reicht dies nicht aus, weitere Brennphasen zu zünden. Die Fusion von Atomkernen endet dann bei den Elementen Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie bei Neon und Magnesium, welche noch durch Einfang von Helium an Sauerstoffkernen erzeugt werden.

Jedoch setzt nun bei den relativ moderaten Temperaturen und Dichten in diesen Sternen ein anderer Prozess ein, durch den noch schwerere Elemente entstehen: Atomkerne können einzelne Neutronen einfangen, wodurch ein neues, in der Regel instabiles Isotop entsteht. Durch anschließenden Betazerfall wandelt sich das Neutron in ein Proton um, und ein Element mit der nächsthöheren Ordnungszahl entsteht. Wichtig sind die unterschiedlichen Zeitskalen dieser Prozesse: Die mittlere Zeit, die bis zum Einfang eines weiteren Neutrons vergeht, ist länger als die Zeit, die das instabile Isotop braucht, um durch Betazerfall in einen stabilen Atomkern überzugehen. Deshalb sprechen die Astrophysiker vom langsamen Neutroneneinfangprozess oder kurz s-Prozess (für Englisch »slow«). Dieser ist für etwa die Hälfte der Elementhäufigkeiten zwischen Eisen und Blei verantwortlich.

Die neu entstandenen Elemente gelangen durch Mischungsvorgänge an die Sternoberfläche, von der sie durch starke Sternwinde und die Ausbildung eines Planetarischen Nebels an das interstellare Medium abgegeben werden. Vom ehemaligen Zentralbereich des Sterns bleiben lediglich im Mittel 0,6 bis maximal 1,4 Sonnenmassen zurück. Dieser Rest besteht überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff und setzt selbst keine Energie mehr frei – ein Weißer Zwerg ist entstanden, der nur noch auskühlt. Ein Kollaps zu einem kompakteren Objekt erfolgt nicht, weil der Weiße Zwerg durch einen quantenphysikalischen Effekt stabil gehalten wird: Die freien Elektronen erzeugen einen ausreichenden Druck, welcher der Gravitation entgegenwirkt.

Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen erreichen in ihren Zentralbereichen wesentlich höhere Temperaturen und durchlaufen nach und nach verschiedene Brennphasen: Nach dem Heliumbrennen setzt die Fusion von Kohlenstoff ein, gefolgt von Neon-, Sauerstoff- und Siliziumbrennen (siehe SuW 11/2018, S. 26). Während in der letzten Phase die Zone des Siliziumbrennens schalenförmig nach außen läuft, bleiben im Zentrum Eisen und Nickel zurück. Die Energieproduktion dort endet nun, weil Umwandlung in schwerere Kerne eine negative Energiebilanz hätte. Damit erlischt der stellare Reaktor im Zentralbereich, der sich durch das nach außen laufende schalenförmige Siliziumbrennen vergrößert, bis eine Massengrenze von etwa 1,4 Sonnenmassen erreicht wird. Ab diesem Wert kann auch der Quantendruck der freien Elektronen der Gravitation nicht Stand halten. Es folgt ein vollständiger Kollaps zu einem Neutronenstern – bis zu einer Maximalmasse von etwa zwei Sonnenmassen, stabilisiert durch den Quantendruck des dichten Neutronengases und abstoßende Kernkräfte – oder andernfalls zu einem Schwarzen Loch. Neutrinos, die in hoher Anzahl aus dem entstehenden heißen Neutronenstern entweichen, lösen eine Supernova-Explosion aus. Deren Stoßwelle heizt die umliegenden Zonen zu extremen Temperaturen auf, was in der sich rasch ausbreitenden Sternhülle zu explosiver Elemententstehung führt. Mitsamt der weggeschleuderten Hülle werden auch die neu entstandenen schweren Elemente in den interstellaren Raum hinaus verbreitet.

Gegenstand aktueller Forschung ist weiterhin, unter welchen Bedingungen die nicht im s-Prozess erzeugten schweren Elemente bis hin zu Thorium, Uran und Plutonium gebildet werden. In den letzten Jahren haben die Wissenschaftler zwei realistische Szenarien herausgearbeitet:

Das erste Szenario besagt, dass unter bestimmten Umständen – wenn schnelle Rotation und starke Magnetfelder vorliegen – bei einer seltenen Art von Supernova ein kurzer, aber extrem intensiver Neutroneneinfangprozess stattfindet. Da hier wegen der hohen Neutronendichte die Zeit zwischen zwei Neutroneneinfängen kürzer ist als der Betazerfall eines instabilen Zwischenkerns, spricht man hier vom schnellen Neutroneneinfangprozess oder kurz r-Prozess (für Englisch »rapid«).

Im zweiten Szenario – das in späteren Phasen der Galaxienentwicklung vermutlich das dominierende ist – ergibt sich ein sehr effizienter r-Prozess bei der Verschmelzung von zwei Neutronensternen, wie sie am Ende der Entwicklung eines Doppelsternsystems erfolgen kann. Ein solches Ereignis führte 2017 erstmalig zum simultanen Nachweis von Gravitati-onswellen und eines Gammastrahlenausbruchs sowie der nachfolgenden Emission von blauem und infrarotem Licht (siehe SuW 12/2017, S. 24).

In der Summe tragen die Neutroneneinfangreaktionen im s- und r-Prozess je etwa zur Hälfte zu den beobachteten Häufigkeiten der schweren Elemente bei. Lediglich ein kleiner Teil der natürlich vorkommenden Isotope, die so genannten p-Kerne, entsteht durch Neutronenemission von stabilen Kernen bei extrem hohen Temperaturen in Supernovae.

Die Signaturen der unterschiedlichen Syntheseprozesse lassen sich in der im Sonnensystem beobachteten Häufigkeitsverteilung der Elemente erkennen (siehe Grafik S. 40). Diese Häufigkeitsverteilung wurde bei der Entstehung des Sonnensystems quasi eingefroren und hat sich in den vergangenen 4,5 Milliarden Jahren als geschlossenes System erhalten; sie spiegelt somit die Zusammensetzung des lokalen interstellaren Mediums rund neun Milliarden Jahre nach dem Urknall wider.

Der s-Prozess: Langsamer Neutroneneinfang

Der Aufbau von Elementen über den s-Prozess ist mit den stellaren Spätphasen nach dem Wasserstoffbrennen verknüpft. In diesen Entwicklungsstadien blähen sich die Sterne durch das einsetzende Heliumbrennen zu Roten Riesen auf. Hauptsächlich fusioniert Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff; bei Temperaturen ab etwa 250 Millionen Grad fusioniert Helium aber auch mit den relativ seltenen Isotopen Kohlenstoff-13 und Neon-22, wobei die für den s-Prozess notwendigen freien Neutronen entstehen. Ihre Dichte ist relativ niedrig und entspricht in etwa den Werten, wie sie auch für kommerzielle Kernreaktoren üblich sind.

Diese geringe Neutronendichte ist ein charakteristisches Merkmal des s-Prozesses. Sie führt dazu, dass die typischen Zeitabstände zwischen aufeinanderfolgenden Neutroneneinfängen – nämlich einige Monate bis Jahre – wesentlich länger sind als die Lebensdauern der allermeisten instabilen Atomkerne. Dadurch bleibt die Elementproduktion über den s-Prozess auf diejenigen Atomkerne beschränkt, die sich in der Nuklidkarte entlang des Stabilitätsstreifens gruppieren (siehe Kasten rechts). Da die hierfür maßgeblichen Reaktionsraten experimentell genau bekannt sind, ist die stellare Nuk-leosynthese durch den s-Prozess recht gut verstanden.

Ausgehend vom ausgeprägten Häufigkeitsmaximum beim Eisen (siehe Grafik S. 40) verläuft der s-Prozess als eine Sequenz von Neutroneneinfang-Reaktionen an den stabilen Kernen. Sobald auf diese Weise ein radioaktives Isotop erreicht wird, führen Betazerfälle zum nächsthöheren Element. Der sich so ausbildende Synthesepfad ist am Beispiel des Bereichs zwischen Krypton und Yttrium im Kasten »Der s-Prozess in der Nuklidkarte«, S. 42, skizziert. Ein typisches Merkmal des s-Pfads in der Nuklidkarte sind die Verzweigungen durch die Konkurrenz zwischen den beiden Möglichkeiten Neutroneneinfang und Betazerfall, die immer dort auftreten, wo die Lebensdauer eines instabilen Kerns in etwa so lang ist wie die typische Zeit für den Einfang eines weiteren Neutrons.

Generell lässt sich der s-Prozess im Verlauf der Sternentwicklung zwei grundsätzlich verschiedenen Szenarien zuordnen, die von der Masse des betreffenden Sterns abhängen, und die als Hauptkomponente beziehungsweise schwache Komponente des s-Prozesses bezeichnet werden:

In den Spätphasen von Sternen mit einer bis drei Sonnenmassen wird der Energiehaushalt durch alternierendes Wasserstoff- und Heliumbrennen gedeckt, das schalenförmig an der Oberfläche des sich ausbildenden Zentralbereichs aus Kohlenstoff und Sauerstoff abläuft. Neben diesen Fusionsreaktionen wird durch Helium-induzierte Nebenreaktionen ein Neutronenfluss erzeugt, der zwar gering ist, aber wegen seiner langen Dauer zu einer starken Gesamtdosis führt. Dadurch wird das in diesen schalenförmigen Zonen produzierte Eisen weitgehend vom s-Prozess aufgebraucht und zu schwereren Kernen verarbeitet. So erklären sich vorwiegend die Häufigkeiten der schweren Kerne von Zirkon bis Blei und Wismut. Diese Hauptkomponente des s-Prozesses endet grundsätzlich bei den kurzlebigen instabilen Polonium-Isotopen; alle schwereren Kerne, einschließlich der Thorium- und Uran-Isotope, können demnach nur im r-Prozess entstehen.

Das zweite Szenario betrifft massereiche Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen. Sie durchlaufen alle Brennphasen in wesentlich kürzerer Zeit und tragen deshalb bereits früher zur Anreicherung des interstellaren Mediums mit schweren Elementen bei. Die effektive Neutronendosis im zentralen Heliumbrennen fällt in diesen Sternen deswegen erheblich geringer aus, und der s-Prozess ist im Wesentlichen auf die Produktion der s-Häufigkeiten zwischen Eisen und Zirkon beschränkt. Man nennt deshalb diesen Kanal auch die schwache Komponente des s-Prozesses.

In beiden Fällen gibt es Mechanismen, die das frisch synthetisierte Material in das interstellare Medium abgeben. Bei den Sternen, die sich zu Roten Riesen entwickeln, ist es die Abstoßung der gesamten Sternhülle in Form eines Planetarischen Nebels, wobei der aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Zentralbereich als Weißer Zwerg endet. Bei den massereicheren Sternen ist es die finale Supernova-Explosion, in der die äußeren Zonen mit den darin enthaltenen s-Häufigkeiten ausgestoßen werden.

Grundsätzlich gilt: Wenn wir die Elementproduktion in Sternen verstehen wollen, müssen wir die Eigenheiten der dabei ablaufenden Kernreaktionen möglichst genau kennen. Beim s-Prozess geht es dabei primär um die charakteristische Wahrscheinlichkeit für den Einfang eines Neutrons. Um diese Größe, den Wirkungsquerschnitt, zu bestimmen, müssen wir auf Experimente an Teilchenbeschleunigern zurückgreifen. Nur diese können Neutronen mit Energien im Bereich des stellaren s-Prozesses erzeugen, die rund eine Million Mal höher sind als die Neutronenenergien in den üblichen Kernreaktoren.

Eine solche Neutronenquelle gibt es zum Beispiel am Europäischen Forschungszentrum CERN in der Nähe von Genf, wo durch Beschuss eines massiven Bleiblocks mit energiereichen Protonen bis zu 300 Neutronen pro Proton erzeugt werden. Die derzeit zur Verfügung stehenden Detektoren wurden für die Bestimmung der im s-Prozess ablaufenden Reaktionen optimiert. Mit ihnen lassen sich die Wirkungsquerschnitte für den Einfang von Neutronen durch stabile Kerne mit einer Genauigkeit von wenigen Prozent vermessen. Sogar im Fall radioaktiver Kerne, die zu Verzweigungen im s-Prozess führen, experimentell aber sehr schwer zugänglich sind, gibt es diesbezüglich erste erfolgreiche Ansätze. Damit zeichnet sich ab, dass auch in diesen Fällen die theoretisch berechneten Werte durch genauere Messungen ersetzt werden können.

Mit dieser durchgehend experimentell gesicherten kernphysikalischen Grundlage ergibt sich eine fundierte Basis, wie sie für s-Prozess-Untersuchungen im Rahmen von detaillierten Sternmodellen unerlässlich ist. Diese Basis ist deshalb so wichtig, weil zwischen den im Labor bestimmten Wirkungsquerschnitten und den im s-Prozess erzeugten Häufigkeiten ein direkter Zusammenhang besteht. Große Wirkungsquerschnitte, also hohe Einfangwahrscheinlichkeiten, eines Nuklids führen dazu, dass die Kerne rasch weiter umgewandelt werden; von dem Nuklid selbst können sich somit nur kleine Häufigkeiten aufbauen. Umgekehrt sind Nuklide mit kleinen Wahrscheinlichkeiten für den Einfang eines Neutrons entsprechend häufiger, da sie in geringerem Maße von der Reaktion verbraucht werden.

Seltene Formen von Supernovae könnten hohe Neutronendichten erzeugen. Falls die explodierenden massereichen Sterne schnell rotieren und starke Magnetfelder haben, führt die Aufwicklung der Magnetfelder dazu, dass im Kollaps zum Neutronenstern extrem neutronenreiche Materie entlang der Polachse ausgeworfen wird und so über den r-Prozess schwere Elemente erzeugt. Der Mechanismus, hier im Computer simuliert, ist aber noch spekulativ.


SuW-Grafik, nach: Winteler, C. et al.: Magnetorotationally Driven Supernovae as the Origin of Early Galaxy r-Process Elements? In: The Astrophysical Journal Letters 750, L22, 2012, Fig. 1

Diese Korrelation führt im Bereich der Hauptkomponente des s-Prozesses dazu, dass das Produkt aus s-Häufigkeit und dem jeweiligen Wirkungsquerschnitt für den Neutroneneinfang über weite Massenbereiche konstant ist, obwohl sich die Querschnitte und damit die Häufigkeiten selbst um mehr als das Hundertfache unterscheiden. Dies bedeutet, dass man aus einer Querschnittsmessung im Labor unmittelbar die s-Häufigkeit des betreffenden Isotops ableiten kann! Dies zeichnet den s-Prozess vor allen anderen Mechanismen der Elemententstehung aus. Experimentell so festgelegte Häufigkeiten stellen deshalb äußerst empfindliche Randbedingungen für den Vergleich mit anderen Prozessen dar.

Eine weitere Konsequenz der auf wenige Prozent genau bekannten s-Häufigkeiten ist die Möglichkeit, die solaren Häufigkeiten durch simple Subtraktion in ihre s- und r-Anteile zu zerlegen. Die Übereinstimmung der so bestimmten r-Prozess-Häufigkeiten mit dem Vorkommen der »reinen« r-Kerne – Kerne, die nicht vom s-Prozess-Pfad erreicht werden können –bestätigt die Schlüssigkeit der s-Prozess-Beschreibung auf eindrucksvolle Weise. Die viel schwierigere Modellierung der r-Prozess-Häufigkeiten wird durch die so gewonnene Information etwas einfacher.

Verschmelzende Neutronensterne erzeugen über den r-Prozess schwere Elemente. Wie Simulationen zeigen, wird der Hauptanteil der Masse in dem entstehenden Schwarzen Loch gebunden, aber ein kleiner Teil der extrem neutronenreichen Materie (blau) wird ausgestoßen


Die daraus resultierende Häufigkeitsverteilung schwerer Elemente erklärt recht gut die r-Prozess-Anteile, die in unserem Sonnensystem beobachtet werden (rechts).


Explosive Prozesse

Wenn der zentrale Bereich eines massereichen Sterns nach dem Verbrauchen des Fusionsbrennstoffs kollabiert, heizt er sich auf unvorstellbare Temperaturen von mehr als 100 Milliarden Grad auf. Die damit verbundene thermische Energie kann nicht durch elektromagnetische Strahlung abgestrahlt werden, da die Photonen wegen der hohen Materiedichte vielfach gestreut werden und somit im Innern gefangen sind. Neutrinos, fast masselose Teilchen, die praktisch nicht mit Materie in Wechselwirkung treten, können jedoch in weniger als einer Sekunde entweichen.

Dieser Effekt wurde erstmals 1987 mit unterirdischen Neutrinodetektoren nachgewiesen, als die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke aufleuchtete. Neutrinos gibt es in drei so genannten Flavours (Englisch für: Geschmacksrichtungen): Elektron-Neutrinos, Myon-Neutrinos sowie Tau-Neutrinos. Hinzu kommen jeweils noch die entsprechenden Antiteilchen.

Mit einer sehr kleinen Wahrscheinlichkeit können Elektron-Neutrinos und ihre Antiteilchen durch Neutronen und auch Protonen eingefangen werden. Unter den besonderen Bedingungen des kollabierenden Sterns wird etwa ein Prozent der von Neutrinos weggeführten Energie in den darüberliegenden Schichten von Neutronen und Protonen absorbiert, was dort zu einer schlagartigen Aufheizung und dem Auslösen der Supernova-Explosion führt.

Da Neutronen und Protonen leicht unterschiedliche Massen haben, verlaufen die beiden möglichen Einfangreaktionen nicht mit gleicher Wahrscheinlichkeit. Vielmehr wird bei etwa gleicher Energie von Neutrinos und Antineutrinos die Produktion von Protonen bevorzugt – die Materie wird protonenreich. Die Energie der Protonen und ihre Anzahl ist ausreichend, dass sie von Atomkernen eingefangen werden können. Ähnlich wie beim Neutroneneinfang führt dies zum Aufbau schwerer Kerne, und zwar bis zur Massenzahl von etwa 100. Der Unterschied ist nur, dass der Einfang eines Protons die Protonenzahl um eine Einheit erhöht, die Reaktionspfade in der Nuklidkarte also senkrecht nach oben verlaufen. Dieser Prozess wird Neutrino-Proton-Prozess genannt.

Im intensiven Strahlungsfeld, das sich im kollabierenden Zentralbereich des massereichen Sterns aufbaut, kommt es auch zu Kernreaktionen, die einer Umkehr des Neutronen- und Protoneneinfangs entsprechen: Energiereiche Photonen werden eingefangen und Neutronen aus den Kernen ausgestoßen. Dieser Prozess der Photodesintegration kann in weiter außen liegenden Zonen, die in der Sternentwicklung die Bedingungen des Neonbrennens erfahren haben, bei Temperaturen von etwas mehr als einer Milliarde Grad die dort vorhandenen schweren Kerne spalten. Dabei entsteht eine Verteilung von überwiegend instabilen Atomkernen, die durch Beta-Plus-Zerfälle zu stabilen Kernen zerfallen. Diese stabilen p-Kerne liegen in der Nuklidkarte auf der protonenreichen Seite der Stabilitätszone und sind in der Regel etwa einhundert Mal seltener als benachbarte stabile Isotope des gleichen Elements. Allerdings findet man im unteren Massenbereich (bis zur Massenzahl 100) deutlich höhere Häufigkeiten, die mit Photon-induzierten Reaktionen nicht erklärt werden können. Hier scheint aber der oben beschriebene Neutrino-Proton-Prozess eine Lösung dieses Problems darzustellen.

Der r-Prozess: Schneller Neutroneneinfang

Da der s-Prozess bei Blei und Wismut endet, stellt sich sofort die Frage: Wie sind die Elemente Thorium und Uran entstanden? Eine Möglichkeit dafür ist der r-Prozess mit seinen extrem hohen Neutronendichten. Hier findet der Neutroneneinfang wesentlich schneller statt, als der Betazerfall die Kerne umwandeln kann. Das Ergebnis sind instabile Kerne weitab der Stabilitätszone der Nuklidkarte. Dieser Prozess findet in der Abkühlphase von Sternexplosionen statt, bei Temperaturen von etwa drei Milliarden Grad, falls die Materie noch neutronenreich genug ist. Da bei diesen Temperaturen noch hochenergetische Photonen vorhanden sind, halten sich Neutroneneinfänge und Photodesintegrationen die Waage.

Auf diese Weise kommt es zu Häufigkeitsmaxima innerhalb jeder Isotopenkette, die weitab der stabilen Kerne liegen. Der Reaktionspfad des r-Prozesses wird dabei durch die Konturlinie konstanter Neutronenbindungsenergie von ein bis zwei Megaelektronvolt definiert. Das letzte Neutron eines Kerns weitab der Stabilitätszone ist nur mit dieser relativ geringen Energie gebunden – bei stabilen Kernen ist diese Bindungsenergie um das Fünf- bis Zehnfache höher. In der Nuklidkarte zeigt sich jeweils bei Kernen mit abgeschlossenen Neutronenschalen ein charakteristischer Knick (siehe Grafik im Kasten »Die Landkarte der Kerne«, S. 41). Der Aufbau schwerer Elemente erfolgt durch Betazerfälle entlang dieser Konturlinie, wobei sich am oberen Ende des Knicks und bei Kernen mit den längsten Halbwertszeiten auf Grund ihrer Lage nahe der Stabilität Maxima ausbilden. Wenn diese Kerne am Ende des r-Prozesses zu stabileren zerfallen, entstehen die typischen Maxima in den r-Prozess-Häufigkeiten, die gegenüber den Maxima des s-Prozesses nach links verschoben sind (siehe Grafik S. 40).

Die Häufigkeitsvorhersagen für den r-Prozess hängen stark von den Eigenschaften der Kerne extrem instabiler und sehr neutronenreicher Isotope ab. Obwohl weltweit große Anstrengungen unternommen werden, diese instabilen Isotope zu erzeugen und ihre Eigenschaften experimentell zu bestimmen, beruht der weitaus größte Teil der für diese Rechnungen benötigten Information weitab der Stabilitätzone auf sehr unsicheren theoretischen Vorhersagen. Neue Anlagen wie der Beschleuniger FAIR bei Darmstadt werden die Datenbasis erheblich verbessern (siehe SuW 11/2018, S. 26). Durch Vergleich mit den beobachteten Häufigkeiten im Sonnensystem lassen sich dann wesentliche Rückschlüsse auf diese Beschreibung der Atomkerne ziehen.

Tanz der Neutronensterne

Wie entstehen nun die hohen Neutronendichten, die für den r-Prozess benötigt werden? Lange Zeit gingen die Forscher davon aus, dass Supernova-Explosionen von massereichen Sternen der gesuchte Mechanismus ist. Die Entdeckung des Neutrino-Proton-Prozesses hat aber gezeigt, dass das ausgestoßene Material der inneren Zonen eher leicht protonenreich ist. Damit fällt diese Option größtenteils weg.

Der Supernova-Mechanismus käme nur dann in Frage, wenn die massereichen Sterne schnell rotieren und starke Magnetfelder aufweisen. Da die Materie im Kollaps sehr dicht und die Energie der freien Elektronen sehr hoch ist, können in dieser extrem heißen Materie Protonen durch Elektroneneinfang in Neutronen umgewandelt werden:

Anders als in regulären Supernova-Explosionen, wo durch den Einfang von Neutrinos und Antineutrinos wieder leicht protonenreiche Materie entsteht, kann in der hier angedeuteten Klasse von seltenen Supernovae neutronenreiche Materie durch Aufwicklung der Magnetfelder sehr schnell entlang der Rotationsachse ausgestoßen werden, bevor die Neutrinos einen zu starken Einfluss haben (siehe Bild S. 43).

Die starke Streuung im Verhältnis von Europium zu Eisen in der frühen Galaxie bei kleinen Metallizitäten lassen auf seltene Produktionsprozesse schließen. Sowohl das Elementverhältnis als auch die Metallizität sind logarithmisch aufgetragen und auf das Sonnensystem (Wert = 1) normiert.


Dieses Szenario ist noch spekulativ, und hängt stark von der Rotation und den Magnetfeldern ab, die sich aus der Sternentwicklung noch nicht genau ableiten lassen. Bestätigt sich dieses Modell jedoch, würde diese seltene Art von Supernova massereicher Sterne – etwa eine von hundert bis eine von tausend – eine Option für den r-Prozess darstellen.

Ein alternatives Szenario ist die Verschmelzung zweier Neutronensterne. Nach bisherigen Erkenntnissen sind mehr als die Hälfte aller Sterne in Doppelsternsystemen gebunden. Falls beide Sterne so massereich sind, dass sie zu Supernovae und Neutronensternen führen, entsteht ein System aus zwei sich umkreisenden Neutronensternen. Durch Abstrahlen von Gravitationswellen verliert das System über lange Zeit hinweg Bahnenergie, so dass sich die beiden kompakten Himmelskörper beständig annähern, bis sie schließlich verschmelzen. Was dabei passiert, gehört zu den heftigsten Prozessen, die sich im Universum ereignen können.

Erstmals nachgewiesen wurde die Verschmelzung zweier Neutronensterne 2017 anhand der Gravitationswellen, die durch die Erschütterung der Raumzeit ausgelöst wurden – die Wissenschaftler gaben dem Ereignis den Namen GW170817 (siehe SuW 12/2017, S. 24). Mit mehreren Teleskopen auf der Erde und im Weltraum ließ sich auch der kurz danach erfolgende Gammastrahlen-Ausbruch sowie Licht bei blauen und infraroten Wellenlängen nachweisen. Aus Simulationen wissen wir, dass bei der Verschmelzung von Neutronensternen etwa 0,1 bis 1 Prozent der neutronenreichen Materie ausgestoßen wird, während der Rest zu einem Schwarzen Loch kollabiert (siehe Bilder S. 37 und 43 sowie S. 44 links). Die dynamisch aus einer Scheibe herausgeschleuderte Materie ist von Neutrino-Wechselwirkung nahezu unbeeinflusst und bleibt sehr neutronenreich, anders als das polar ausgestoßene Material. Dies führt zu einer starken und zu einer schwachen r-Prozess-Komponente.

Die Entwicklung im kosmischen Kontext

Die in den hier diskutierten Prozessen erzeugten schweren Elemente werden auf effektive Weise in das interstellare Medium zurückgemischt, sei es durch Sternwinde, Planetarische Nebel, Supernova-Explosionen oder aus der Verschmelzung von Neutronensternen. Die hier nicht besprochenen Supernovae vom Typ Ia, die nicht Endpunkt der Entwicklung massereicher Sterne sind, sondern durch die Explosion von Weißen Zwergen in Doppelsternsystemen mit Masseaustausch ausgelöst werden, produzieren zwar Eisen und Nickel, aber keine schweren Elemente; es wird lediglich diskutiert, ob dort auch ein p-Prozess stattfinden kann.

Indem aus der mit schweren Elementen angereicherten interstellaren Materie erneut Sterne entstehen und sich der gesamte Prozess mehrmals wiederholt, erhöht sich mit jeder Sterngeneration der Anteil neuer Elemente in der gesamten Galaxie. Es stellt sich nun die Frage: Lässt sich der Beitrag der genannten Syntheseprozesse im Verlauf der galaktischen Entwicklung beobachten und verifizieren? Da diese Prozesse zusammen mit dem nuklearen Brennen ausschließlich im Innern der Sterne ablaufen, zeigen die äußeren Schichten die unveränderte Anfangszusammensetzung. Man kann also die ursprüngliche Komposition der Materie, aus welcher der Stern entstand, auf seiner Oberfläche mit Hilfe der Absorptionslinien im Spektrum nachweisen. Dies eröffnet die Möglichkeit, die Häufigkeitsverteilungen sowohl auf sehr alten Sternen wie auch auf jungen Sternen zu bestimmen.

Ein Indikator für das Alter der Sterne ist das Häufigkeitsverhältnis von Eisen zu Wasserstoff – von den Astronomen Metallizität genannt. Da Wasserstoff schon im Urknall, Eisen aber erst in Sternexplosionen freigesetzt wurde, war dieses Verhältnis anfänglich gleich null. Es wird häufig im logarithmischen Maßstab, normiert auf das Verhältnis in der Sonne, dargestellt. Da sich massereiche Sterne schnell, massearme hingegen langsam entwickeln, wird man zuerst die Beimischung von massereichen Sternen zum interstellaren Medium erwarten, später erst die Beimischungen von massearmen Sternen. Entsprechend tragen Supernovae früher zur chemischen Entwicklung von Galaxien bei als Planetarische Nebel.

Da Supernovae eine mögliche Quelle von r-Prozess-Elementen und Planetarische Nebel Quellen von s-Prozess-Elementen sind, müsste man also eine Entwicklung von einer reinen r-Prozess-Zusammensetzung zur heutigen solaren Komposition sehen, die durch spätere Beimischung von reinen s-Prozess-Anteilen entstanden ist. Da die einzelnen Isotope der Elemente unterschiedliche s- und r-Anteile aufweisen, führt dies auch für die Elemente – als Summe ihrer jeweiligen Isotope – zu unterschiedlichen s-beziehungsweise r-Prozess Anteilen. Daraus ergibt sich zum Beispiel, dass die Lanthan-Häufigkeit vom s-Prozess und die von Europium vom r-Prozess dominiert sind. Tatsächlich findet man in den ältesten Sternen ein reines r-Prozess-Verhältnis von Lanthan zu Europium, das allmählich zunimmt, sobald der Eisenanteil ein Prozent des heutigen Werts erreicht hat, um dann asymptotisch in die solare Komposition überzugehen.

Wie kann man nun noch genauere Aussagen über den r-Prozess-Ursprung machen? Als mögliche Entstehungsorte haben wir bereits eine seltene Klasse von Supernovae mit Vorläufersternen, die schnell rotieren und ein starkes Magnetfeld haben, sowie Neutronenstern-verschmelzungen angegeben. Beide Ereignisse sind einhundert bis eintausend Mal seltener als reguläre Supernovae. Das heißt, dass sich ihr Auswurfmaterial mit dem interstellaren Medium nicht so schnell homogen vermischt und deshalb starke Schwankungen der Elementverhältnisse zu erwarten sind, bis sich schließlich nach langer Zeit ein Mittelwert einstellt. Genau das sehen wir, wenn wir das beobachtete Verhältnis von Europium zu Eisen als Funktion der galaktischen Entwicklung darstellen (siehe Grafik S. 46). Ein Mittelwert stellt sich erst bei einer Metallizität von etwa einem Zehntel des solaren Werts ein. Der danach folgende Abfall des Verhältnisses ergibt sich durch die starke Eisenproduktion in Supernovae vom Typ Ia, die sich erst über lange Zeiten hinweg von massearmen Sternen zu Weißen Zwergen entwickeln mussten, bevor sie zur chemischen Entwicklung des Universums beitragen konnten.


Die Beobachtung verschmelzender Neutronensterne brachte neue Einblicke in die explosive Elemententstehung.


Im Moment ist es noch strittig, ob Neutronensternverschmelzungen, die sich auch verzögert entwickeln, schon bei Metallizitäten von einem Tausendstel des solaren Werts vorkommen können. Hier basiert die Verlangsamung darauf, dass erst Neutronensterne aus Supernova-Explosionen mit Eisenproduktion entstehen müssen, und diese erst nach der langwierigen Abstrahlung von Gravitationswellen verschmelzen.

Die chemische Entwicklung und Anreicherung der schweren Elemente bietet eine einzigartige Möglichkeit, unsere Vorstellung von den astrophysikalischen Szenarien des r-Prozesses und ihrer zeitlichen Einordnung in der Geschichte der Galaxien zu überprüfen. Leider gibt es noch keinen direkten Nachweis einzelner Elemente durch Beobachten einer Explosion. Im Gegensatz dazu wurde der s-Prozess, der in den Spätphasen von massereichen Sternen abläuft, über die eingangs geschilderte Beobachtung des Elements Technetium direkt nachgewiesen.

Wir wissen immerhin, dass der radioaktive Zerfall von frisch produzierten Kernen für verschiedene Helligkeitsphänomene verantwortlich ist, etwa in Nova- und Supernova-Explosionen. Deshalb ist zu vermuten, dass astrophysikalische Phänomene, die große Mengen an r-Prozess-Kernen produzieren, ebenfalls solche Signaturen tragen. Neutronensternverschmelzungen etwa können über kurze Gammastrahlblitze identifiziert und anschließend als »Nachglühen« im optischen oder infraroten Licht beobachtet werden, was indirekten Aufschluss über die Zusammensetzung geben kann. Die Beobachtungen von GW170817 zeigten, dass in diesem Fall das Maximum nach ungefähr einer Woche erreicht wird und die Helligkeit einer typischen Nova um einen Faktor eintausend übertrifft. Diese ersten Beobachtungen einer Kilonova konnten somit wenigstens teilweise die grundlegende Frage nach dem Ursprung des r-Prozesses beantworten. Ob solche Effekte auch in den erwähnten – noch spekulativen – Supernovae mit schneller Rotation und starken Magnetfeldern beobachtet werden können, ist noch offen. So bleibt dieses Forschungsfeld eines, in dem noch einige weiße Flecken auf der Landkarte zu füllen sind.

FRANZ KÄPPELER leitete bis zu seiner Emeritierung 2007 am Institut für Kernphysik der Universität Karlsruhe eine Arbeitsgruppe zur Erforschung der Elementsynthese in Roten Riesen. Er ist aktiv an einem Experiment zur Neutronenphysik am CERN beteiligt.

GABRIEL MARTINEZPINEDO ist Professor am Institut für Kernphysik der Technischen Universität Darmstadt und Leiter der Abteilung Kernstruktur und Astrophysik am GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt.

FRIEDRICH-KARL THIELEMANN ist Professor Emeritus für theoretische Physik der Universität Basel. Sein Hauptarbeitsgebiet ist die explosive Nukleosynthese, das heißt die Elemententstehung in stellaren Explosionen und deren Einfluss auf die Entwicklung von Galaxien.

Literaturhinweise

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Wu, M.-R. et al.: Production of the Entire Range of r-Process Nuclides by Black Hole Accretion Disc Outflows from Neutron Star Mergers. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 463, S. 2323 – 2334, 2016 Dieser Artikel und Weblinks im Internet:
www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/1603024

IN KÜRZE

▀ Die Entstehung von chemischen Elementen ist auf das Engste mit der Entwicklung von Sternen verknüpft.

▀ Etwa die Hälfte der Elemente von Eisen bis zu Blei und Wismut wird in den späten Stadien der Sternentwicklung erzeugt.

▀ Die andere Hälfte und sogar alle Elemente schwerer als Wismut entstehen in explosiven Prozessen: entweder durch eine seltene Klasse von Supernovae oder durch verschmelzende Neutronensterne.

Glossar

Betazerfall: Die Umwandlung eines Neutrons in ein Proton, ein Elektron und ein Elektron-Antineutrino wird als Beta-Minus-Zerfall bezeichnet. Hierbei wandelt sich ein durch Neutroneneinfang instabil gewordener Atomkern in den Kern des nächsthöheren Elements um. Das dabei entstehende Proton verbleibt im Kern, das gleichzeitig entstehende Elektron und das Elektron-Antineutrino werden aus dem Kern ausgestoßen. Der umgekehrte Prozess – die Umwandlung eines Protons in ein Neutron im Atomkern – wird als Beta-Plus-Zerfall bezeichnet.

Isotop: Die Atomkerne eines bestimmten chemischen Elements enthalten stets gleich viele Protonen, können sich aber in der Anzahl der Neutronen unterscheiden. Diese verschiedenen Isotope eines Elements verhalten sich chemisch gleich, haben jedoch je nach Neutronenzahl unterschiedliche Massen.

Massenzahl: Die Anzahl aller Protonen und Neutronen im Atomkern, auchNukleonenzahl genannt.

Nuklid: Bezeichnung für einen Atomkern, der durch eine bestimmte Protonenzahl und eine bestimmte Neutronenzahl charakterisiert ist. Nuklide mit gleicher Protonenzahl gehören zum selben chemischen Element und sind die Isotope dieses Elements.

Protonenzahl: Die Anzahl der positiv geladenen Protonen im Atomkern (die im neutralen Atom identisch ist mit der Anzahl an Elektronen in der Atomhülle, die das chemische Verhalten bedingt) bestimmt das chemische Element. Synonyme Begriffe sindKernladungszahl undOrdnungszahl .

r-Prozess: Ein Neutroneneinfangprozess, der bei hohen Neutronendichten und Temperaturen abläuft, wie sie typischerweise in verschmelzenden Neutronensternen und einer seltenen Klasse von Supernovae auftreten (r steht für das Englische »rapid«, schnell). Dabei entstehen innerhalb sehr kurzer Zeit aus Atomkernen durch Einlagerung von Neutronen schwere, instabile Zwischenprodukte, die durch radioaktiven Zerfall in stabile, neutronenreiche Atomkerne zerfallen.

s-Prozess: Ein Neutroneneinfangprozess, der – im Gegensatz zum r-Prozess – bei niedrigeren Neutronendichten und Temperaturen abläuft, wie sie in weit entwickelten Roten Riesen auftreten (s steht für das Englische »slow«, langsam). Durch Anlagerung eines Neutrons entsteht aus einem Atomkern ein schwereres Isotop dieses chemischen Elements. Ist dieses Isotop instabil, wandelt es sich durch Betazerfall in einen Atomkern des nächsthöheren Elements um.

Isotopenhäufigkeit im Sonnensystem

Die beobachteten Häufigkeiten der Isotope im Sonnensystem als Funktion der Massenzahl unterscheiden sich um mehrere Größenordnungen – jeder Teilstrich auf der vertikalen Achse dieses Diagramms bedeutet eine Änderung um den Faktor 10. Am häufigsten sind Wasserstoff (H) und Helium (He), die seit dem Urknall keine großen Veränderungen erfahren haben. Nach rechts folgen bis zum Eisen (Fe) die Produkte der Fusionsreaktionen, die den verschiedenen stellaren Brennphasen und Supernova-Explosionen entstammen. Die Elemente um Eisen und Nickel werden bei extrem hohen Temperaturen gebildet, die zu einer Gleichgewichtsverteilung führt (NSE = nuclear statistical equilibrium). Die Kerne oberhalb der Massenzahl 60 wurden praktisch vollständig durch Neutroneneinfang gebildet. Die Maxima bei den Massen 130 bis 140 und 190 bis 210 sind jeweils Signaturen für den r- und den s-Prozess.

Die Landkarte der Kerne

Während Chemiker die Elemente nach ihrer Protonen- oder Ordnungszahl im Periodensystem der Elemente einordnen, nutzen Physiker eine Nuklidkarte. In ihr ist jeder Atomkern (auch Nuklid genannt) nicht nur durch die Protonenzahl, sondern auch durch seine Neutronenzahl charakterisiert. Nuklide mit gleicher Protonenzahl, aber verschiedener Neutronenzahl sind die Isotope eines Elements.

In der Nuklidkarte sind alle bekannten Nuklide horizontal nach ihrer Neutronenzahl und vertikal nach ihrer Protonenzahl eingetragen (Bild). Nuklide mit besonders hoher Bindungsenergie befinden sich bei Neutronen- und Protonenschalenabschlüssen, gekennzeichnet durch vertikale und horizontale Doppellinien. Beginnend mit dem Wasserstoff links unten erstreckt sich die Karte bis zu den schwersten physikalisch möglichen Nukliden nach rechts oben. Die Nuklidkarte fächert zu größeren Protonen- und Neutronenzahlen auf; zudem verläuft sie leicht gekrümmt, weil schwere Atomkerne tendenziell mehr Neutronen als Protonen enthalten.

Entlang einer zentralen Linie in der Nuklidkarte sind die 254 stabilen Atomkerne versammelt sowie die 32 quasi-stabilen Kerne mit Halbwertszeiten von mehr als einer Milliarde Jahren. Unter- und oberhalb dieser Stabilitätszone liegen Nuklide, die instabil sind. Bisher wurden rund 3000 instabile Atomkerne künstlich hergestellt; Schätzungen gehen von weiteren 6000 noch unbekannten Nukliden aus.

Die in diesem Artikel diskutierten Syntheseprozesse für die schweren Elemente lassen sich verschiedenen Bereichen der Nuklidkarte zuordnen: Der s-Prozess verläuft nahe bei etwa gleicher Protonen- und Neutronenzahl ab, während der r-Prozess teilweise die Grenzen der nuklearen Stabilität erreicht – also Kerne, bei denen die Neutronen noch im Kern gebunden sind, obwohl sie grundsätzlich instabil sind. Auch eingezeichnet ist der p-Prozess, welcher die Aufspaltung von Kernen durch Photoneneinfang beschreibt.

Der s-Prozess in der Nuklidkarte

Anhand eines Ausschnitts der Nuklidkarte lässt sich der typische Reaktionspfad beim s-Prozess illustrieren. Zwei unterschiedliche Kernreaktionen spielen dabei ein Rolle: Neutroneneinfang und Betazerfall.

BeimNeutroneneinfang fängt ein Nuklid mit der KernladungZ und der MassenzahlA ein freies Neutron n ein, wodurch sich die Massenzahl um eine Einheit vergrößert:

Da die Kernladung gleich bleibt, ist durch den Neutroneneinfang ein schwereres Isotop des gleichen Elements entstanden. Die frei werdende Energie wird durch die Emission von Photonen (g) abgegeben.

BeimBetazerfall wandelt sich ein Neutron im Kern in ein Proton um:

Hier erhöht sich die KernladungZ um eine Einheit, das Element hat sich also in ein anderes mit der nächsthöheren Ordnungszahl umgewandelt. Die Massenzahl, also die Summe aus Neutronen und Protonen, bleibt dabei erhalten. Aus Gründen der Ladungserhaltung entsteht beim Betazerfall auch ein negatives Elektron e–, das aus dem Kern ausgestoßen wird. Zudem wird ein ladungsfreies und fast masseloses Elementarteilchen emittiert, das einen Teil der Überschussenergie wegträgt, in diesem Fall ein Elektron-Antineutrino ν-e.

Der Gesamtprozess sei hier am Beispiel der Neutroneneinfangsequenz von Krypton bis Yttrium illustriert (Bild). Gelbe Pfeile symboliseren den Einfang eines Neutrons, blaue Pfeile einen Betazerfall. Die jeweilige Stärke der Pfeile entspricht schematisch der Häufigkeit des Prozesses. Stabile Isotope sind schwarz dargestellt (mit Angabe des Anteils am Isotopengemisch), instabile Isotope, die zu Betazerfall neigen, blau (mit Angabe der Halbwertszeit).

Das Element Krypton hat mehrere stabile Isotope, die sich durch sukzessiven Neutroneneinfang aus Krypton-82 bilden können. Krypton-85 jedoch ist ein Verzweigungspunkt: Hier konkurrieren Betazerfall (mit einer Halbwertszeit von knapp elf Jahren) und Neutroneneinfang. Fängt der Kern vor dem Zerfall ein weiteres Neutron ein, entsteht das stabile Krypton-86. Andernfalls zerfällt er in das ebenfalls stabile Rubidium-85. Dieses wandelt sich nach Einfang eines Neutrons in das instabile Isotop Rubidium-86 um, das rasch (mit einer Halbwertszeit von knapp 19 Tagen) in das stabile Strontium-86 zerfällt. In welchem Verhältnis letztlich Krypton-86 und Strontrium-86 entstehen, wird vom Neutronenfluss im Stern bestimmt.

Nuklide mit sehr langer Lebensdauer, wie etwa Rubidium-87 (Halbwertszeit 48 Milliarden Jahre), wirken im s-Prozess wie stabile Kerne. Erst über sehr lange Zeiträume hinweg werden die ursprünglichen Häufigkeiten von Rubidium-87 und dem Tochterkern Strontium-87 durch den Zerfall verändert. Der weitere Elementaufbau zu Yttrium-89 erfolgt über den im Bild skizzierten Weg.

Die Grafik zeigt auch das seltene, stabile Isotop Strontium-84. Über die s-Prozessreaktionen führt kein Pfad dorthin. Es ist ein Beispiel für einen Kern, der über den p-Prozess gebildet wird.

THE WORLD AT NIGHT: VOLLMOND ÜBER SEOUL

Abendstimmung: Malerisch geht der orangefarbene Vollmond hinter dem N Seoul Tower auf. Der 236 Meter hohe Fernseh- und Aussichtsturm ist ein Wahrzeichen der südkoreanischen Hauptstadt Seoul. Der Berg Namsan (wörtlich: Südberg), auf dem der Turm steht, ist ein beliebtes Ausflugsziel.


Kwon O Chul / www.twanight.org