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Wie Schwarze Löcher Gold schmieden


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 3/2022 vom 11.02.2022

NUKLEOSYNTHESE

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 3/2022

Einblicke in eine Katastrophe Die Computersimulation zeigt mit wenigen Schnappschüssen die zeitliche Abfolge einer Kollision von zwei Neutronensternen. Der Spuk dauert nur rund 25 Millisekunden, und das betrachtete Gebiet ist 100 ô 100 Kilometer groß. Der Farbcode gibt die Materiedichte wieder von gering (blau, etwa 10 10 Gramm pro Kubikzentimeter) nach hoch (rot, etwa 10 16 Gramm pro Kubikzentimeter). Schlussendlich bildet sich ein Schwarzes Loch (schwarz).

Wenngleich Schwarze Löcher wohl zu den exotischsten Objekten gehören, so sind sie doch im Universum allgegenwärtig (siehe SuW 10/2004, S. 24, und SuW 12/2020, S. 22). Eine Vielzahl verschiedenster Beobachtungen bestätigt ihre Existenz und ihre Bedeutung für unter schiedliche astrophysikalische Prozesse: Angefangen bei der Strukturbildung im Universum und ihrem Einfluss auf Galaxien, spielen Schwarze Löcher eine Rolle als Energiequelle für Aktive Galaktische Kerne (englisch: active galactic nuclei, AGN): als Quellen von Gravitationswellen (siehe SuW 4/2016, S. 24) und als Partner in Röntgendoppelsternen, außerdem sind sie höchstwahrscheinlich verantwortlich für Gamma strahlenausbrüche. Eine­ neue Studie beleuchtet die herausragende Bedeutung dieser Objekte für die Entstehung schwerer Elemente – von Eisen (Ordnungszahl 26) bis Uran (Ordnungszahl 92).

Die gerade genannten Prozesse und ...

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... Erscheinungen von Schwarzen Löchern gehören zu den energiereichsten Ereignissen im Weltall. Je nach Phänomen sind hierbei Schwarze Löcher mit nur wenigen Sonnenmassen bis zu wahren Massemonstern mit vielen Milliarden Sonnenmassen involviert. Auf Grund ihrer ungeheuren Leuchtkraft können diese Quellen noch bei sehr großen, kosmologischen Entfernungen beobachtet werden. Es ist paradox: Die dunkelsten Objekte im Universum bewirken die leuchtkräftigsten Vorgänge. Natürlich sind es nicht die Schwarzen Löcher selbst, die Strahlung abgeben, denn nicht einmal Licht kann ihrer extremen Gravitationswirkung entkommen. Vielmehr ist Materie in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Loches äußerst extremen Bedingungen ausgesetzt, heizt sich sehr stark auf oder wird mit extrem hohen Geschwindigkeiten ins Weltall ausgestoßen – unter anderem als Jet (siehe SuW 2/2020, S. 30). Ursächlich für die meisten dieser Phänomene ist, dass beim Einfall von Materie in ein Schwarzes Loch – bei der Akkretion – potenzielle Energie (Lageenergie) in andere Energieformen verwandelt wird, nämlich in kinetische Energie (Bewegungsenergie), Wärme, Magnetfelder und schließlich elektromagnetische Strahlung, die man beobachten kann.

Sturz in die Raumzeitfalle

Während sich Materie um ein Schwarzes Loch bewegt, bilden sich charakteristische geometrische Formen aus, rotierende Scheiben oder schlauchartige Tori (siehe »Akkretionsscheibe um ein Schwarzes Loch«). Das Material fließt auf immer kleiner werdenden kreisförmigen Bahnen um das Loch, wobei sich die nach außen hin gerichtete Zentrifugalkraft und die Gravitationsanziehung des zentralen Schwarzen Loches fast aufheben. Abhängig von den exakten Eigenschaften in den Materieflüssen – zum Beispiel Dichte und Temperatur –, bilden sich Scheiben oder Tori um das Loch aus. Reibungsprozesse innerhalb des Akkretionsstroms sorgen dafür, dass Materie näher am Schwarzen Loch abgebremst wird, während äußere Bereiche kinetische Energie gewinnen. Im Fachjargon heißt das Drehimpulstransport, womit die Umverteilung des Drehimpulses gemeint ist. Ohne diesen Prozess würde die Materie nicht ins Loch fallen können, sondern ewig im selben Abstand um das Schwarze Loch kreisen. Im Gegensatz zu einer viskosen, also zähflüssigen Flüssigkeit, wird diese Reibung allerdings nicht durch mikrophysikalische Prozesse zwischen den Materieteilchen hervorgerufen, sondern durch Wirbel und Zirkulations bewegungen im turbulenten Materiestrom, welche hauptsächlich durch Magnetfelder angeregt werden. Das bremst die inneren Materieringe ab und stört das Gleichgewicht zwischen gravitativer Anziehung und Zentrifugalkraft. So kommt die Materie dem Zentrum des Schwarzen Loches allmählich immer näher, bis sie schlussendlich von ihm verschluckt wird. Das weiter außen fließende Material gewinnt jedoch kinetische Energie – unter Umständen sogar so viel, dass es dem Zug der Gravitation entkommen kann und einen Massenausfluss von der Scheibe in den interstellaren Raum erzeugt.

Es geht rasend schnell: Nach wenigen Millisekunden sind die beiden Neutronensterne verschmolzen.

IN KÜRZE

■ Woher stammen besonders schwere chemische Elemente wie Gold, Platin und Uran?

■ Sie entstehen in besonders heißen, dichten und neutronenreichen Milieus.

■ Akkretionsflüsse um Schwarze Löcher sind dafür ideal, wie Simulationen auf Hochleistungsrechnern nun gezeigt haben.

Kollidierende Neutronensterne

Akkretionsprozesse sind weit verbreitet und spielen in vielen verschiedenen astrophysikalischen Systemen eine Rolle. Elementfabriken gibt es allerdings nicht überall (siehe »Die drei Formen der Elemententstehung«). Dafür müssen ganz besondere Bedingungen vorherrschen: vergleichsweise hohe Materiedichten, hohe Temperaturen sowie ein sehr neutronenreiches Milieu. Die exakten Eigenschaften in Akkretionstori und ihren Massenausflüssen werden maßgeblich von der Masse des Schwarzen Loches und des Torus bestimmt. Tatsächlich können schwere Elemente nur in bestimmten Konfigurationen mit Schwarzen Löchern von wenigen Sonnenmassen gebildet werden, denn nur in diesem Fall erreichen die Akkretionsflüsse ausreichend hohe Dichten und Temperaturen, welche die Elemententstehung möglich machen. Solche Systeme entstehen insbesondere nach der Kollision zweier Neutronensterne, die auf Grund ihrer extremen Kompaktheit selbst als Vorstufe zu Schwarzen Löchern betrachtet werden können (siehe SuW 12/2017, S. 24, und »Einblicke in eine Katastrophe«, S. 24). Unter Umständen überschreitet die Gesamtmasse des Relikts aus den verschmolzenen Neutronensternen nach der Kollision eine kritische Grenze: Die Gravitationskraft kann dann nicht mehr durch Druckkräfte im Inneren stabilisiert werden, und der gravitative Kollaps zu einem Schwarzen Loch ist unausweichlich.

In manchen Fällen wird der Kollaps durch die Zentrifugalkräfte eines sehr schnell rotierenden Übergangsobjekts hinausgezögert. In der Fachsprache wird dieses Objekt hypermassiver Neutronenstern genannt, wobei »hypermassiv« hier bedeutet, dass der Stern nicht stabil ist und schon nach kuzer Zeit zum Schwarzen Loch kollabiert. Für die allermeisten Neutronensternverschmelzungen ist daher – je nach Anfangsmasse der beiden Neutronensterne – die Entstehung eines Schwarzen Loches von zirka 2,7 bis 4 Sonnenmassen zu erwarten. Ein kleiner Teil der Neutronensternmaterie, etwa 0,1 Sonnenmassen, kann dem Kollaps entfliehen, und wird auf Grund seines sehr großen Drehimpulses nicht direkt vom Schwarzen Loch verschluckt. Dieses Material formt schließlich einen Torus um das neu entstandene Schwarze Loch. Ein noch kleinerer Teil von typischerweise 0,01 Sonnenmassen wird durch den Zusammenstoß direkt herausgeschleudert oder von der Oberfläche des hypermassiven Neutronensterns weggetragen. Und auch in diesen neutronenreichen Ausflüssen, die sich mit einigen zehn Prozent der Lichtgeschwindigkeit vom Kollisionsort entfernen, führen Kernreaktionen zur Bildung sehr schwerer Elemente.

Die verheerenden Zusammenstöße von Neutronensternen werden schon seit Langem als Brutstätten für die Entstehung schwerer Elemente diskutiert. Da Elemente wie Platin, Gold oder Uran hauptsächlich durch Einfangreaktionen von Neutronen synthetisiert werden, bieten die neutronenreichen Ausflüsse verschmelzender Neutronensterne ideale Voraussetzungen dafür (siehe SuW 12/2018, S. 36).

Doch auch die hohen Dichten und Temperaturen im System aus Schwarzem Loch und Materietorus sind sehr geeignet, um neutronenreiche Massenausflüsse zu erzeugen und damit das interstellare Medium mit schweren Elementen anzureichern. Es ist sogar denkbar, dass im Torus der Löwenanteil aller schweren Elemente entsteht. Moderne Computersimulationen von Prozessen in Akkretionstori legen nahe, dass deren Massenausflüsse mindestens so viel Material ins Weltall ausschleudern wie die eigentliche Kollision der beiden Neutronensterne.

Weggeblasenes Material

Computersimulationen zeigen, dass typischerweise 20 bis 40 Prozent der anfänglichen Torusmasse durch Drehimpulstransport und andere Prozesse von diesen Systemen als Wind weggetrieben werden (siehe »Aufgeschnittener Torus«). In kürzlich von uns und anderen veröffentlichten Studien gehen wir detailliert den Reaktionen nach, welche die exakte Zusammensetzung des Massenausflusses bestimmen. Dichte und Temperatur sind im Torus anfangs so hoch, dass der Großteil des Materials aus freien Neutronen, Protonen und Elektronen besteht.

Die Zusammensetzung kann durch einen einzigen Parameter beschrieben werden: dem Elektronenanteil beziehungsweise Protonenanteil Y e =N e /(N +N n ), der die Anzahl der Elektronen N e pro Volumen im Vergleich zu Protonen und Neutronen angibt. N p beziehungsweise N n sind hierbei die Zahl der Protonen beziehungsweise Neutronen pro Volumen. Der Elektronenanteil ist eine dimensionslose Größe. Typischerweise liegt er bei 10 bis 30 Prozent in den von uns untersuchten Akkretionstori. Da Ladungsneutralität herrscht, liegt stets dieselbe Anzahl an Elektronen und Protonen vor, N e =N p , so dass Y e gleichermaßen den Protonenanteil im Vergleich zur Gesamtzahl der Protonen und Neutronen beschreibt. Da Neutronen den verbleibenden Teil bilden, charakterisiert Y e auch den Neutronenreichtum des Materials. Es gilt: Hohes Y e bedeutet neutronenarm, niedriges Y e hingegen neutronenreich.

Die exakte Modellierung des Elektronenanteils, und somit des Neutronenreichtums, ist von entscheidender Bedeutung, um die Bedingungen für die Nukleosynthese zu bestimmen. Während Material vom Torus ausgeschleudert wird, fangen einige Protonen Neutronen ein und bilden damit leichte bis mittelschwere Atomkerne. Diese werden dann weiter von den in der Überzahl vorhandenen Neutronen bombardiert. Somit beginnt der schnelle Neutroneneinfangprozess. Dabei werden die zuvor gebildeten Atomkerne durch Neutroneneinfänge immer schwerer und neutronenreicher. Von Zeit zu Zeit zerfällt innerhalb des Kerns ein Neutron in ein Proton und ein Elektron, womit sich die Protonenanzahl im Kern – also die Ordnungszahl – erhöht. Durch derartige Neutroneneinfänge bilden sich schließlich sehr schwere Atomkerne bis hin zu Uran. Welche Kerne genau, hängt stark vom Neutronenreichtum des Materials ab, denn er bestimmt, wie viele Neutronen eingefangen werden können. Um zum Beispiel Elemente wie Gold oder Platin zu generieren, sollte Y e als Maß des Neutronenreichtums einen Wert von 0,3 (also 30 Prozent Protonen gegenüber 70 Prozent Neutronen) nicht übersteigen. Allgemein gilt: Je neutronenreicher, umso schwerere Elemente resultieren. Aus diesem Grund ist Y e der entscheidende Parameter, der die Verteilung schwerer Elemente im Massenausfluss von Akkretionstori bestimmt.

Nuklidkarte als Brettspiel

Nukleosyntheseprozesse und Kernreaktionen im Allgemeinen kann man sich gut veranschaulichen, indem man betrachtet, welchen Weg ein gegebener Saatkern oder Mutterkern in der Nuklidkarte beschreibt (siehe »Landkarte der Atomkerne«, S. 29). Bei einem radioaktiven Zerfall oder einem Neutroneneinfang, verwandelt sich ein Kern in einen anderen Atomkern. Bei den meisten Reaktionen liegt der neu entstandene Kern in der Nähe des Ursprungskerns, was man sich leicht anhand von Reaktionsgleichungen verdeutlichen kann, wobei man genau auf die Änderung der Zahl der Protonen und Neutronen achtet.

Beim Einfang eines Neutrons n beispielsweise erhöht sich die Neutronenzahl (und damit die Atommassenzahl A) um eins, und die Protonenanzahl Z bleibt konstant:

(A, Z) +n → (A + 1, Z) +n

Der Saatkern rückt in der Nuklidkarte eine Position nach rechts. Bei einem Beta-Minus-Zerfall wandelt sich im Atomkern ein Neutron in ein Proton, Elektron und Antielektronneutrino um. Der Kern macht also in der Nuklidkarte einen Schritt diagonal nach links oben. Der Beta-Plus-Zerfall er­ zeugt ein Positron, indem sich im Kern ein Proton in ein Neutron verwandelt und ein Elektronneutrino sowie das Antiteilchen des Elektrons, ein Positron, aussendet. Der Kern springt im Tableau nach rechts unten. Beim Alphazerfall sendet der Saatkern ein Alphateilchen aus, also einen Heliumatomkern, bestehend aus zwei Neutronen und zwei Protonen. Dementsprechend verringert sich die Gesamtmasse um vier Nukleonen (Sammelbezeichnung für Protonen und Neutronen) und der Saatkern bewegt sich wie eine Spielfigur diagonal nach links unten.

Die drei Formen der Elemententstehung

■ Primordiale Nukleosynthese: Wenige Minuten nach dem Urknall gab es nur eine »Suppe« von Elementarteilchen, insbesondere Neutronen und Protonen. Das Milieu war mit rund einer Milliarde Kelvin heiß genug, dass es selbst wie ein Fusionsreaktor funktionieren konnte. Dabei entstanden die Atomkerne der leichten chemischen Elemente Deuterium (schwerer Wasserstoff, also ein Verbund aus einem Proton und einem Neutron), Helium-3 und Helium-4 (zwei Protonen mit einem beziehungsweise zwei Neutronen) sowie Lithium-7 (drei Protonen und vier Neutronen). Als durch die kosmische Expansion das Universum abkühlte, kam diese Ära der primordialen (urzeitlichen) Nukleosynthese schnell zum Erliegen.

■ Stellare Nukleosynthese: Danach folgte eine lange Wartezeit, bis einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall die ersten Sterne im Gravitationskollaps der Materie entstanden. Sie enthielten zunächst im Wesentlichen Wasserstoff und Helium, die Rohstoffe, die am Ende der primordialen Nukleosynthese verfügbar waren. Im heißen Inneren der Sterne gingen dann die thermonuklearen Fusionsprozesse weiter. In dieser stellaren Nukleosynthese entstehen bis heute chemische Elemente bis zum Eisen, das 26 Protonen im Atomkern enthält. Die Fusion stoppt hier, weil aus der Verschmelzung von Eisenatomkernen keine Energie frei wird. Tatsächlich jedoch kann das so geformte Eisen nicht einfach ins interstellare Medium gemischt werden, da es tief im Innern dieser massereichen Sterne verborgen bleibt. Nur Elemente, die in den äußeren Schalen der Sterne gebildet werden, können das Universum anreichern, wenn diese Sternhüllen vom Stern abgestoßen werden oder von Sternwinden davongetragen werden. Der Hauptteil des Eisens und ähnlicher Elemente wird von verschiedenen Typen von Sternexplosionen (Supernova-Explosionen) produziert.

■ Explosive Nukleosynthese: Elemente wie Eisen sowie noch schwerere Elemente bilden sich unter den extremen Bedingungen in Sternexplosionen oder in Kollisionen kompakter Sterne (Weißen Zwerge oder Neutronensterne), wobei jeweils verschiedene kernphysikalische Prozesse eine Rolle spielen (siehe SuW 12/2018, S. 36). Ein sehr wichtiger Prozess ist der schnelle Neutroneneinfangprozess (r-Prozess). Dabei fangen existierende Atomkerne sehr viele freie Neutronen ein. Im Atomkern zerfallen einige Neutronen im Betazerfall und bilden jeweils ein Proton, ein Elektron und ein Anti-

Elektronneutrino, womit sich die Ordnungszahl des Kerns erhöht. Auf diese Weise entstehen durch den r-Prozess chemische Elemente bis zum Uran.

Aufgeschnittener Torus

Dieser Querschnitt durch einen Akkretionstorus um ein Schwarzes Loch (Bildmitte) ist die Momentaufnahme aus einer Computersimulation. Ein solches System kann nach der Verschmelzung von zwei Neutronensternen gebildet werden. Der Schnitt steht senkrecht zu den Bildern der Äquatorebene (siehe »Einblicke in eine Katastrophe«, S. 25). Die Rotationsachse, um die sich der Torus dreht, verläuft vertikal entlang der Bildmitte bei R = 0. Die linke Bildhälfte zeigt Konturen der Dichte (oben) und des Elektronenanteils (unten) sowie Konturen der Temperatur T in Megaelektronenvolt, (MeV; lilafarbene Linien). Dabei entspricht 1 MeV einer Temperatur von 1,16 10 10 Kelvin. Die Vektorpfeile deuten die lokale Bewegungsrichtung und Geschwindigkeit des Materials an: je länger der Pfeil, umso höher die Geschwindigkeit. Die Pfeile von wenigen Millimetern im Bild entsprechen Geschwindigkeiten von zirka 10 Prozent der Lichtgeschwindigkeit, mit denen Material vom Torus weggetragen und ins interstellare Medium gemischt wird. Das Innere der Scheibe erreicht Temperaturen von einigen Megaelektronenvolt und Dichten von 10 Gramm pro Kubikzentimeter. Material nahe am Zentrum fällt ins Schwarze Loch, während weiter außen ein beträchtlicher Teil der Scheibe infolge von Reibung und Aufheizung weggeschleudert wird. Diese Prozesse sorgen dafür, dass die Lebensdauer einer solchen Scheibe lediglich wenige Sekunden beträgt. Die rechte Bildhälfte gibt an, wie schnell sich auf Grund von Reaktionen mit Neutrinos ein Neutron in ein Proton umwandelt und umgekehrt. Das obere Segment zeigt Konturen der Zeit, die zwischen zwei Emissionsreaktionen vergeht, und die untere Hälfte entsprechend die Zeit zwischen zwei Absorptionsreaktionen. In der Region innerhalb der durchgezogenen (gestrichelten) Linie finden Emissionsreaktionen (Absorptionsreaktionen) auf einer Zeitskala kürzer als eine Sekunde statt, das heißt schnell genug, um den Elektronenanteil Y e im Torus signifikant zu verändern. Außerhalb dieser Regionen bleibt der Elektronenanteil innerhalb eines Massenelements fast konstant.

Beim schnellen Neutroneneinfangprozess spielen zwei Reaktionen die Hauptrolle: der Neutroneneinfang und der Beta-Minus-Zerfall. Welchen Weg der Saatkern beschreitet, hängt demnach von den Häufigkeiten beziehungsweise Wahrscheinlichkeiten ab, mit denen einer dieser Prozesse auftritt. Das ähnelt stark einem Brettspiel mit gezinkten Würfeln, wobei man jeweils mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit einen Schritt in die eine oder andere Richtung macht.

Die Häufigkeit eines Neutroneneinfangs wird wesentlich von der verfügbaren Zahl der freien Neutronen bestimmt, die den Saatkern bombardieren. Ist ein Milieu neutronenreich, wird es viele Neutroneneinfänge geben, wobei die exakte Wahrscheinlichkeit auch vom Wirkungsquerschnitt des Mutterkerns abhängt, also seiner Bereitschaft, ein weiteres Neutron aufzunehmen. Die Häufigkeit des Beta-Minus-Zerfalls wird durch die kernphysikalischen Eigenschaften des Kerns bestimmt. Die Zerfallswahrscheinlichkeit wird zum Beispiel durch die Halbwertszeit beschrieben, also die Zeit, in der von einer gewissen Anzahl Kernen die Hälfte statistisch zerfallen ist. Halbwertszeiten können von Bruchteilen von Mikrosekunden bis zu vielen Jahren reichen. Typischerweise zerfallen Kerne, die vom Tal der Stabilität weiter entfernt sind, schneller.

Sind viele freie Neutronen vorhanden, so werden Neutroneneinfänge deutlich wahrscheinlicher als ein Beta-Minus- Zerfall. Der Neutroneneinfang ist im Vergleich zu allen anderen Kernreaktionen »schnell« (englisch: rapid) und wird daher als r-Prozess bezeichnet. Das bedeutet, dass ein gegebener Saatkern, zum Beispiel Eisen (26 Protonen und zirka 30 Neutronen), sehr viele Neutroneneinfänge erfährt, bis überhaupt eine andere Kernreaktion, zum Beispiel ein Zerfall, auftritt.

Im Bild des Brettspiels bewegt sich der Saatkern also rasch nach rechts bis fast an den äußeren Rand des Spielfelds (Phase 1). Das Spielfeld ist dort durch die Neutronenabbruchkante (englisch: neutron drip line) begrenzt, bei der ein Kern kein weiteres Neutron aufnehmen kann, da kein Kern mit solch hohem Neutronenüberschuss existiert. An dieser Stelle bleibt dem »Spielstein« nichts anderes übrig, als auf einen Beta-Minus-Zerfall zu warten, der dem Kern einen Schritt nach oben links erlaubt.

Für den neuen Kern ist dann ein Neutroneneinfang wieder möglich, der auch sofort geschieht, da ja reichlich Neutronen vorhanden sind. Der Kern rückt also wieder weiter nach rechts an die Spielfeldbegrenzung und muss wieder auf einen Betazerfall warten. Dem Wechselspiel zwischen Neutroneneinfang und Betazerfall folgend wandert der Kern also entlang der Neutronenabbruchkante nach rechts oben (Phase 2) und wird dabei immer schwerer, weil immer mehr Neutronen angelagert werden, wobei sich kontinuierlich ein Teil der Neutronen im Kern duch den Betazerfall in Protonen verwandelt. Aus dem ursprünglichen Eisenkern mit gut 60 Nukleonen kann so ein sehr schwerer Kern mit weit über 200 Nukleonen werden. In einem tatsächlichen Massenausfluss, wie er zum Beispiel in einer Neutronensternverschmelzung entsteht, ist natürlich nur eine begrenzte Anzahl an freien Neutronen vorhanden. Wenn Materie expandiert und die Dichte abnimmt, nimmt auch das Bombardement des Saatkerns mit freien Neutronen ab. Die Neutroneneinfänge werden also unwahrscheinlicher und treten weniger häufig auf. An dieser Stelle gewinnen die Betazerfälle die Oberhand und treten deutlich häufiger auf als Neutroneneinfänge. Der Spielstein befindet sich noch am äußeren rechten Spielfeldrand, wo – weit entfernt vom Tal der Stabilität – alle Kerne radioaktiv sind und schnell zerfallen. Mehrere Beta-Minus- Zerfälle hintereinander führen dazu, dass sich der Spielstein/Kern nun diagonal nach links oben bewegt (Phase 3), bis er schließlich auf das Tal der Stabilität trifft. Wie erwähnt, sind Kerne dort stabil und zerfallen nicht mehr. Nun ist das Spiel für den Saatkern zu Ende. Er hat also einen Umweg entlang der Neutronenabbruchkante genommen, um immer schwerer zu werden, und landet schließlich im Tal der Stabilität. Wo genau der Kern ankommt, hängt davon ab, wie viele freie Neutronen pro Saatkern zur Verfügung stehen. Je mehr Neutronen, umso mehr Neutroneneinfänge sind möglich und umso schwerere Kerne werden gebildet, bevor die Betazerfälle das Geschehen bestimmen und den r-Prozess zum Abschluss bringen. So kann Eisen zu Gold werden.

Die Veranschaulichung des r-Prozesses als Pfad in der Nuklidkarte zeigt auch, dass der r-Prozess Kerne involviert, die eine »magische« Neutronenzahl haben. Das bezeichnet in der Kernphysik Atomkerne mit speziellen Neutronenzahlen, unter anderem 50, 82 und 126. Diese Kerne sind entlang vertikaler Linien in der Nuklidkarte angeordnet, die vom Weg des r- Prozesses durchkreuzt werden. Das Besondere an diesen Atomkernen ist, dass sie sehr ähnlich zu den bekannten Edelgasen eher reaktionsträge sind. Das heißt, Neutroneneinfänge und Betazerfälle sind im Vergleich etwas verlangsamt. In unserer Analogie bedeutet das: Befindet sich ein Spielstein auf einem Feld mit magischer Neutronenzahl, muss er dort etwas warten bis es weitergeht. Diese kernphysikalische Besonderheit der magischen Kerne hat erhebliche Auswirkungen auf den r-Prozess.

In einer tatsächlichen Neutronensternverschmelzung geht es nicht um einzelne Saatkerne, die den r-Prozess durchlaufen, sondern es nehmen Abermilliarden von Saatkernen am Spiel teil. Zur Erinnerung: Typische Massenausflüsse haben teils mehrere 0,01 Sonnenmassen. Gibt es nun auf dem Spielbrett Felder, bei denen es langsamer vorangeht, werden sich zwangsläufig besonders viele Spielfiguren, also Atomkerne, auf diesen Feldern ansammeln. Sind die meisten Neutronen aufgebraucht und die Betazerfälle beginnen zu dominieren, werden sich diese Ansammlungen von Kernen kollektiv nach links oben in Richtung des Tals der Stabilität begeben. Im Endeffekt bedeutet dies, dass sich die Kerne nicht gleichmäßig im Tal der Stabilität verteilen. Stattdessen bleiben sie vorzugsweise in größeren Gruppen zusammen, und zwar genau so, wie sie ursprünglich entlang der Neutronenabbruchkante verteilt waren und dann von den Betazerfällen diagonal zum Tal der Stabilität getragen wurden (siehe Pfeile in »Landkarte der Atomkerne«).

Die Landkarte der Atomkerne

Die Funktionsweise der beiden Neutroneneinfangprozesse lässt sich am besten beim Blick auf die Nuklidkarte beschreiben. Diese Karte ordnet alle Atomkerne entsprechend ihrer Protonen- und Neutronenzahl. Ein chemisches Element ist durch die Anzahl der Protonen festgelegt, befindet sich also in der Karte auf einem festen Niveau einer horizontalen Linie. Man kann gut erkennen, dass es zu jedem Element verschiedene Isotope gibt. Sie unterscheiden sich durch die Anzahl der Neutronen, haben aber identische Protonenzahl. Die meisten Isotope sind radioaktiv und zerfallen nach einer gewissen Zeit in andere Atomkerne. Nur die schwarzen Kästen markieren stabile Isotope, welche zusammen das »Tal der Stabilität« bilden. Alle anderen instabilen Kerne zerfallen auf unterschiedlich langen Zeitskalen, bis sie schließlich ein Isotop im Stabilitätstal erreichen.

Chemische Elemente in Massenausflüssen

In unseren Simulationen nahmen wir für die Akkretionstori verschiedene Anfangsmassen an, nämlich 0,001 (rote Linie), 0,01 (blaue Linie) und 0,1 (grüne Linie)Sonnenmassen. Jeder Punkt entlang einer Linie gibt relativ zur Gesamtmasse den Massenanteil aller Atomkerne an, die eine Massenzahl A haben, wobei A die Summe aus Protonen-und Neutronenzahl in einem Kern ist. Gold und Platin befinden sich zum Beispiel bei A ≈ 195. Alle dimensionslosen Massenanteile addieren sich zu eins. Die schwarze Linie mit Kreisen gibt zum Vergleich die solare Elementverteilung an, also die gemessene Häufigkeitsverteilung von r-Prozess-Elementen in der Sonne. Es zeigt sich, dass Akkretionstori die solare Häufigkeitsverteilung besonders gut reproduzieren, wenn sie eine Masse von ungefähr 0,01 Sonnenmassen haben.

Konkret betrachtet man einen der Punkte, an dem der Pfad des r-Prozesses eine der magischen Neutronenzahlen kreuzt. Zeichnet man nun eine diagonale Linie von diesem Punkt nach links oben, entlang derer die Kerne zum Tal der Stabilität zerfallen, findet man die Stelle, an der sich die meisten stabilen Kerne nach den Betazerfällen befinden sollten. Tatsächlich folgt die Häufigkeit der r-Prozess-Elemente – also der Elemente, die durch den r-Prozess gebildet wurden – im Sonnensystem genau diesem Schema. Die beobachtete Verteilung zeigt drei deutliche Peaks bei A ≈ 80, A ≈ 130 und A ≈ 195, die von den magischen Neutronenzahlen 50, 82 und 126 stammen (siehe »Chemische Elemente in Massenausflüssen«). Die Häufigkeit der einzelnen r-Prozess-Elemente im Sonnensystem ist ein eindrucksvolles Beispiel dafür, wie ein kernphysikalisches beziehungsweise quantenmechanisches Phänomen makroskopisch sichtbar wird.

Im Vergleich zum schnellen Neutroneneinfangprozess wandern beim langsamen Neutroneneinfang die Kerne sehr gemächlich im Stabilitätstal nach oben.

Der s-Prozess

Gibt es nur wenige freie Neutronen, wird ihr Einfang im Vergleich zu Betazerfällen sehr unwahrscheinlich und »langsam« (englisch: slow). Das bedeutet, nach einem Neutroneneinfang (Schritt nach rechts), wird vergleichsweise schnell ein Betazerfall (Schritt nach oben links) zurück zum Stabilitätstal erfolgen. Auf diese Weise können sich Kerne während dieses s-Prozess genannten Vorgangs nicht weit vom Tal der Stabilität entfernen und klettern stattdessen entlang des Tals nach oben rechts zu schwereren Elementen.

Betrachtet man den Weg des s-Prozesses und die verschiedenen möglichen Wege des r-Prozesses, fällt Folgendes auf: Nicht jeder der beiden Prozesse kann gleichermaßen alle stabilen Atomkerne bilden. Dies liegt sozusagen an den Spielregeln des Brettspiels, die nicht immer alle Schritte erlauben oder manche Schritte zumindest sehr unwahrscheinlich machen. Ein stabiler Atomkern beispielsweise kann nicht zerfallen. Mit geschultem Auge lässt sich an der Nuklidkarte ablesen, welche Elemente durch den s-Prozess oder den r-Prozess gebildet werden. Einige Atomkerne können nur durch den r- Prozess entstehen. Andere Kerne können hingegen von beiden Prozessen gebildet werden. Der r-Prozess ist hierbei für mehr als die Hälfte aller schweren Kerne jenseits von Eisen mit Ordnungszahl 26 verantwortlich. Da s-Prozess und r-Prozess sehr unterschiedliche Bedingungen benötigen, insbesondere hinsichlich der Anzahl an freien Neutronen, finden diese Vorgänge in unterschiedlichen astrophysikalischen Systemen statt: Der s-Prozess tritt in recht schweren Sternen in bestimmten Phasen der Sternentwicklung auf. Vom r-Prozess weiß man seit der ersten Beobachtung einer Neutronensternverschmelzung im Jahr 2017, dass er in den Massenausflüssen und Winden dieser Ereignisse auftritt. Es ist jedoch auch gut möglich, dass noch andere astrophysikalische Quellen, zum Beispiel bestimmte Typen von Supernovae, zur Entstehung schwerer Elemente durch den r-Prozess beitragen.

Neutrinos als Showstopper

Damit kommen wir zurück zum simulierten Akkretionstorus und der Frage, wie neutronenreich die Massenausflüsse dieser Systeme sind. Die präzise Bestimmung des Elektronenanteils Y e , genauer gesagt seiner Verteilung innerhalb des ausgeschleuderten Materials, ist selbst mit Simulationen auf Hochleistungsrechnern eine Herausforderung. Grund dafür sind schwache Wechselwirkungsprozesse, welche die Zusammensetzung und damit Y e stark beeinflussen können. Es ist möglich, dass zum Beispiel Elektronen (e – ) mit Protonen (p) reagieren und dabei ein Neutron (n) und ein Elektron-Neutrino (n e ) erzeugen:

p +e – →n +n e ,

wobei sich das Y e entsprechend verringert. Neutrinos sind elektrisch neutrale, sehr leichte Teilchen, die nur äußerst schwach mit gewöhnlicher Materie interagieren. Die geringen Reaktionsraten der schwachen Wechselwirkung stellen für die Simulation eine Herausforderung dar, denn ein produziertes Neutrino kann entweder ganz dem System entfliehen und dabei dem Torus Energie entziehen, was zu dessen Kühlung führt, oder es kann eine gewisse Wegstrecke zurücklegen und an anderer Stelle die Umkehrreaktion auslösen. Das Neutrino reagiert dann mit einem Neutron und produziert so ein Proton und ein Elektron: womit sich Y e wieder erhöht. Das Wechselspiel dieser Reaktionen, welches in der Fachsprache Neutrinostrahlungstransport genannt wird, bestimmt schließlich, auf welchen Wert sich Y e einpegelt.

n +n e →p +e – ,

Simulationen zeigen nun, dass Neutrinoreaktionen im Zentrum des Torus die Elektronenanteile auf Werte weit unterhalb von Y e = 0,5 reduzieren (siehe »Aufgeschnittener Torus«, S. 28). Ein Teil dieses neutronenreichen Materials landet am Rand des Torus und wird von diesem herausgeworfen. Diese Massenauswürfe, in denen der schnelle Neutroneneinfangprozess stattfindet und schwere Elemente gebildet werden, enden schließlich als interstellare Materie, aus welcher später neue Sternen und Planeten gebildet werden können.

Hinzu kommt, dass nicht nur Neutrinos und Elektronen eine Rolle spielen, sondern auch ihre Antiteilchen, die Positronen und Antineutrinos, die im Torus und seiner Umgebung reichlich vorhanden sind. So kann die Reaktion Positron (e + ) plus Neutron ein Proton und ein Antineutrino (n – e ) bilden und damit Y e erhöhen:

n +e + →p +n – e

Entsprechend kann die Umkehrreaktion, die Absorption eines Antineutrinos, den Neutronenreichtum wieder verringern:

p +n – e →

Die oben aufgelisteten Reaktionen spielen übrigens nicht in allen Arten von Akkretionstori eine Rolle, sondern nur in sehr heißen und dichten Tori wie sie typischerweise nach einer Neutronensternkollision entstehen. Lediglich in diesen Tori werden die Temperaturen so hoch, dass diese Wechselwirkungsprozesse oft genug stattfinden, denn die Reaktionsraten für die Neutrinoproduktion steigen stark mit der Temperatur T an, nämlich einem T 5 -Gesetz folgend.

Massen sind entscheidend

Wegen der starken Abhängigkeit der Neutrinoreaktionsraten von der Dichte und Temperatur wird der resultierende Wert von Y e maßgeblich von den Eigenschaften des Akkretionstorus und des Schwarzen Loches bestimmt, das heißt hauptsächlich von ihrer Masse. Unsere Studie hat insbesondere gezeigt, dass sich Akkretionstori mit Massen von 0,01 bis 0,1 Sonnenmassen, die Schwarze Löcher mit rund drei Sonnenmassen umkreisen, hervorragend eignen, um schwere Elemente zu erzeugen (siehe »Chemische Elemente in Massenausflüssen«). Das liegt daran, dass die Massenausflüsse solcher Systeme eine breite Verteilung der Werte von Y e haben, die bis zu besonders niedrigen Zahlenwerten reicht.

In genau diesem Massenbereich entstehen Akkretionstori aus der Kollision zweier Neutronensterne. Die Rechnungen unterstreichen damit die Bedeutung dieser Ereignisse für die Nukleosynthese schwerer Elemente. Insbesondere lenken sie den Fokus auf die Entwicklung der bei der Kolli sion entstehenden Systeme mit Schwarzem Loch, die womöglich sogar den größten Beitrag zur Entstehung schwerer Elemente liefern.

Die Überlegungen decken sich sehr gut mit der ersten im Jahr 2017 beobachteten Verschmelzung zweier Neutronsterne: GW170817 (siehe SuW 12/2017, S. 24, und SuW 4/2021, S. 26). Von diesem Ereignis wurden neben Gravitationswellen insbesondere auch optische und infrarote Strahlung detektiert, die in den Massenausflüssen der Kollision und des Akkretionstorus erzeugt wurden. Die Strahlung geht letztlich auf die oben beschriebenen Kernreaktionen zurück, die Energie erzeugen und die ausgeschleuderte Materie damit aufheizen. Die für nur einige Tage sichtbare elektromagnetische Emission – die oft Kilonova genannt wird – kann also darüber Aufschluss geben, wie viel Materie ausgeschleudert wurde, und im Prinzip auch, welche Elemente in welcher Menge produziert wurden. Die gemessenen Eigenschaften legen nahe, dass bei dem im Jahr 2017 beobachteten Ereignis mehrere 0,01 Sonnenmassen ausgestoßen und neben sehr schweren Elementen auch relativ leichte Elemente jenseits von Eisen wie Strontium produziert wurden.

Auch wenn noch viele Detailfragen von verbesserten Simulationen und vor allem weiteren Beobachtungen zu klären sind, passen die von der Messung abgeleiteten Daten sehr gut zu den theoretischen Modellen. Gut möglich also, dass Materie sich vor Milliarden Jahren bedenklich nahe am Horizont eines Schwarzen Loches aufhalten musste, diesem dabei nur knapp entkam, um schließlich zu irdisch vorhandenem Gold zu verschmelzen.

ANDREAS BAUSWEIN leitet die Gruppe »Relativistische Astrophysik« am GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in D armstadt und erforscht Verschmelzungen von Neutronen sternen.

OLIVER JUST ist wissenschaftlicher Mitarbeiter am GSI Helmholtzzentrum f ür Schwerionenforschung in Darmstadt und arbeitet an Computersimulationen von Neutronensternverschmelzungen und deren beobachtbaren Signalen.

Literaturhinweise

Dietrich, T., Tews, I.: Neutronensterne beflügeln Kosmologie und Kernphysik. Sterne und Weltraum 4/2020, S. 21 – 33 Gast, R.: Am Ende der Zeit – Nobelpreis für Physik 2020. Sterne und Weltraum 12/2020, S. 22 – 26

Just, O. et al.: Neutrino absorption and other physics dependencies in neutrinocooled black-hole accretion disks. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 509, 2022

Käppeler, F. et al.: Der Ursprung der Elemente. Teil 2: Durch Neutroneneinfang zu den schwersten Atomkernen. Sterne und Weltraum 12/2018, S. 36 – 47

Langanke, K., Wiescher, M.: Der Ursprung der Elemente. Teil 1: Vom Wasserstoff bis zum Eisen. Sterne und Weltraum 11/2018, S. 26 – 36

Watson, D.: Identification of strontium in the merger of two neutron stars.

Nature 574, 2019

Weblinks

GSI: www.gsi.de FAIR-Projekt: fair-center.de Nuklidkarte online: www.periodensystem-online.de

Dieser Artikel und Weblinks: www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1972243

Didaktische Materialien: www.wissenschaft-schulen.de/artikel/1051466