Nukleosynthese III: s-, r- und p-Prozesse

 

Die leichtesten Elemente (Wasserstoff, Helium) wurden hauptsächlich in der primordialen Nukleosynthese unmittelbar nach dem Urknall erzeugt. Wir haben ferner gesehen, wie schwerere Elemente (Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen, etc.) im Inneren der Sterne produziert werden.

Das Bild ist allerdings immer noch unvollständig: beide Prozesse, primordiale Nuklosynthese und Fusionsreaktionen, erzeugen nur eine bestimmte Auswahl an Nukliden; die Palette der Elemente bliebe damit lückenhaft. Es gibt weit mehr Nuklide bzw. Isotope, die hinsichtlich radioaktiven Zerfalls stabil sind und in der Natur in nennenswerten Mengen vorkommen, somit also irgendwie erzeugt werden müssen.

Des Weiteren funktionieren Fusionsreaktionen nur solange, wie sie mit Energiefreisetzung verbunden ist. Dies ist aber nur für Elemente bis Eisen und Nickel der fall. In der Natur gibt es aber auch zahlreiche Elemente, die schwerer als Eisen und Nickel sind; deren Entstehung kann so ebenfalls nicht erklärt werden. Wo kommen nun diese Nuklide?
Verantwortlich sind wieder Prozesse, die im Inneren der Sterne ablaufen, und zwar durch Einfang von leichteren Teilchen. Diese Vorgänge werden im Wesentlichen in drei Kategorien eingeteilt: s-Prozesse, r-Prozesse und p-Prozesse.

Die beteiligten Prozesse

s-Prozesse (s steht für slow) finden im Inneren von Roten Riesen statt. Hierbei werden Neutronen von schwereren Kernen eingefangen. Neutronen genießen den Vorzug, als neutrale Teilchen nicht die Coulomb-Abstoßung des positiv geladenen Atomkerns überwinden zu müssen. Das charakteristische Merkmal von s-Prozessen ist, dass die Neutronenflussdichte eher klein und somit die Zeitspanne zwischen zwei Einfangreaktionen groß ist. Quelle für die freien Neutronen sind die Fusionsprozesse, bei denen teils ein oder mehrere Neutronen freigesetzt werden.

r-Prozesse (r steht für rapid) finden in der Kollapszone einer Supernova statt. Auch hier werden Neutronen von schwereren Kernen eingefangen. In Supernovae sind jedoch die Neutronenflußdichten um viele Zehnerpotenzen höher, weshalb die Zeitspanne zwischen zwei Einfangprozessen klein ist. Dies wird, wie wir noch sehen werden, beim Überbrücken von instabilen Elementen und Isotopen noch eine Rolle spielen.

p-Prozesse (p steht für Proton oder positiv) finden wiederum im Inneren Roter Riesen statt. Hierbei werden positiv geladene Protonen, also Wasserstoffkerne, von den schweren Kernen eingefangen. Welche Bedeutung dieser Prozess tatsächlich einnimmt ist zum heutigen Zeitpunkt jedoch nur unvollständig verstanden.

Prinzipiell können auch Kerne mit mehr als einem Proton eingefangen werden, nur müssen diese wegen ihrer gleichen Ladungsvorzeichen die Coulombabstoßung überwinden, was gerade bei Elementen schwerer als Eisen eine außerordentlich hohe Energie erfordert und daher nur im marginalen Umfang stattfindet.

Bei der Nukleosynthese mit r-, s- und p-Prozessen werden also stets einzelne Nukleonen (Protonen und Neutronen) an den Kernen angelagert. Dabei erhöht sich die Massenzahl jedes Mal um eins. Die Kerne beschreiben im Laufe dieser Prozesse einen Pfad durch die Liste der Elemente hin zu immer schwereren Nukliden, wie in der Grafik unten dargestellt. Auf dem Pfad dorthin werden immer wieder auch instabile Isotope erzeugt, also Atomkerne, die dem radioaktiven Zerfall (meist Beta-Zerfall) unterliegen. In diesen Fällen wandelt sich entweder ein Proton unter Aussendung eines Positrons in ein Neutron um (Beta-Plus-Zerfall, rot dargestellt) oder ein Neutron unter Aussendung eines Elektrons in ein Proton (Beta-Minus-Zerfall, blau dargestellt). Der s-Prozess erzeugt diejenigen Elemente, die entlang des Pfades der stabilen Nuklide liegen.

Der s-Prozess kommt spätestens bei den Elementen Blei und Wismut zum Erliegen - den schwersten, noch stabilen chemischen Elementen. Jenseits von Blei und dem quasistabilen Wismut schließen sich nur noch instabile Elemente an, wie z.B. Radium, Thorium und Uran. Diese Elemente werden vom langsamen s-Prozess nicht mehr erreicht, da ihre Zwischenprodukte (Polonium, Astat, etc.) weit schneller wieder zerfallen als durch Teilcheneinfang Folgekerne aufgebaut werden können.

Genau hier liegt auch der qualitative Unterschied zwischen s-Prozess und r-Prozess. Beim r-Prozess sind wegen der hohen Neutronenflüsse die Einfangraten groß genug, um mehr Einfänge als Beta-Zerfälle stattfinden zu lassen - die zum Zerfall neigenden Zwischenkerne werden so quasi übersprungen! Dass dieser Mechanismus funktioniert, kann daran gesehen werden, dass es auf der Erde Vorkommen von Uran und Thorium gibt, den schwersten im nennenswerten Umfang natürlich vorhandenen Elementen. Uran und Thorium sind damit zwangsläufig dem r-Prozess zuzuordnen und somit auch ein Produkt von Supernovae.

Auch Transurane (natürliches Neptunium und Plutonium beispielsweise können auf der Erde in Spuren nachgewiesen werden) werden durch r-Prozesse erzeugt; auf der Erde sind sie jedoch seit ihrer Entstehung fast vollständig durch radioaktiven Zerfall verschwunden.

Die Abschirmung von bestimmten Nukliden (Shielding)

Auch dem s-Prozess lassen sich konkrete Nuklide zuordnen. Wie das aussehen kann, wird am Beispiel des Osmiums deutlich (s. Grafik). Osmium 186 zum Beispiel macht etwa 1,5 % des natürlichen Osmium-Anteils auf der Erde aus. Es wird nahezu vollständig durch den s-Prozess synthetisiert, da es durch das stabile Nuklid Wolfram 186 vom r-Prozess abgeschirmt wird. Der s-Prozess baut im Wechselspiel mit dem Beta-Zerfall die Nuklide entlang des Tals der stabilen Nuklide (grauer Pfad) auf. Der r-Prozess (grüne Pfeile nach rechts) baut im Wesentlichen die Nuklide ohne Änderung der Kernladungszahl (d.h. ohne Änderung des Elements) auf. Da Wolfram 186 aufgrund seiner isolierten Lage nur durch den r-Prozess erreicht werden kann (W 185 muss dafür überbrückt werden) und in jedem Fall stabil ist, kann das r-Prozess-Nachfolgeprodukt nur Wolfram 187 sein – und damit ist man allein schon von der Massenzahl her an Os 186 vorbeigezogen.

Datierung der Elementsynthese

Die Erkenntnisse über die Nukleosynthese lassen sich zudem dafür nutzen, die Entstehung der Elemente zeitlich zu datieren. Die Astrophysiker sind an dieser Information interessiert, um zu entscheiden, ob der Entstehung unseres Planetensystems in einer Molekülwolke eine Supernova in unmittelbarer Nachbarschaft stattfand, also die Entstehung durch die Supernova sogar getriggert wurde.

Für die Datierung nutzt man aus, dass die Häufigkeiten der schwereren Nuklide, z.B. Uran 235, Uran 238 oder Thorium 232 zum Zeitpunkt ihrer Entstehung zwar etwa gleichverteilt ist, aber im Laufe der Zeit das Häufigkeitsverhältnis infolge unterschiedlicher Halbwertszeiten verändert. Durch Messung der Isotopenhäufigkeiten auf der Erde kann unter Berücksichtigung des Zerfallsgesetzes der Zeitpunkt der Elemententstehung rekonstruiert werden.