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Lexikon der Astronomie: r-Prozess

Der r-Prozess ist einer derjenigen Mechanismen, denen wir die Vielfalt an Elementen im Universum verdanken. Zur Klärung werden wir etwas weiter ausholen: Üblicherweise werden Elemente in der thermonuklearen Fusion im Innern von Sternen fusioniert. In der Frühphase des Universums, war es einmal so klein und so heiß, dass es selbst wie ein riesiger Fusionsreaktor funktionierte. In dieser Phase, die man primordiale Nukleosynthese ('urzeitliche Verschmelzung von Kernen') nennt, entstanden die primordialen Häufigkeiten der leichten Elemente. Sie waren nicht besonders schwer: einfacher Wasserstoff (H-1), Deuterium (ein Wasserstoffisotop: schwerer Wasserstoff, H-2, manchmal auch mit D symbolisiert), Helium (die zwei Isotope He-3 und He-4) und Lithium (Li-7).

Bei Eisen ist Schluss!

Aus diesen anfangs nur leichten Elementen gewinnt man mit den ersten entstandenen Sternen in der stellaren Nukleosynthese dann nach und nach die schweren Elemente. Aber dies funktioniert nur bis zum Element Eisen (Fe), weil bei der Fusion schwererer Elemente keine Energie mehr frei wird, was ungünstig für die Stabilität des Fusionsobjektes ist.

Dann übernimmt der r-Prozess u.a.

Phänomenologisch gleicht der r-Prozess dem s-Prozess, dem zweiten Prozess, dem wir die sehr schweren Elemente verdanken. Atomkerne fangen also Neutronen aus der Umgebung ein. Aber die Neutronendichten sind deutlich höher als im s-Prozess, typisch bei 1020 cm-3, also 100 Trillionen Neutronen in einem Kubikzentimeterwürfel! Die Kerne werden mit Neutronen übersättigt. Stoppt der Neutronenfluss, so zerfallen einige der Neutronen im übersättigten Kern über den β--Zerfall, d.h. es werden Protonen im Kern erzeugt. Als Folge dessen ist die Ordnungszahl (Kernladungszahl Z) angestiegen: ein neues, schwereres Element ist entstanden.

r wie richtig schnell

Die Wahrscheinlichkeit für den Einfang von Neutronen durch die Kerne ist deutlich größer, so dass die Zeitskala des r-Prozesses bei wenigen Zehntel Millisekunden liegt. Dieser Schnelligkeit (engl. rapidness) verdankt der r-Prozess seinen Namen. Die Schnelligkeit bewirkt auch, dass der r-Prozess sogar noch bei sehr schweren Kernen funktioniert, obwohl diese relativ schnell zerfallen. Auf der Nuklidkarte schließt sich deshalb der r-Prozess an den s-Prozess an und bewegt sich nahe am Stabilitätstal, aber im oberen Bereich.

r-Prozess braucht Sternexplosionen!

In der Astrophysik können nun die auslaufenden Schockwellen von Supernovae (klassischer Kernkollaps, Typ II) das interstellare Medium so sehr verdichten, dass die relevanten, hohen Neutronendichten erzeugt werden. Die schwersten Elemente (schwersten Metalle) stammen also aus r-Prozessen in Sternexplosionen. Ordnet man die nuklearen Prozesse nach der Schwere der Elemente, die sie erzeugen, von leicht nach schwer, so ergibt sich: thermonukleare Fusion, s-Prozess, r-Prozess.
Daneben spielt der p-Prozess, eine Protoneneinfangreaktion, eine untergeordnete Rolle. Er führt zur Erzeugung weiterer 32 stabiler, schwerer Metalle, allerdings mit geringer Isotopenhäufigkeit.

Empfohlene Quelle

Forschungszentrum Karlsruhe, Institut für Kernphysik, Arbeitsgruppe Nukleare Astrophysik

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  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

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