Der r-Prozess (r für engl. rapid, dt. schnell) ist einer der Nukleosyntheseprozesse.

Er ist ein Neutroneneinfangprozess, der bei hohen Neutronen-Dichten und Temperaturen abläuft, im Gegensatz zum langsamen s-Prozess. Dabei werden durch einen hohen Neutronenfluss instabile neutronenreiche Atomkerne aufgebaut, die rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen der schweren Elemente von Eisen bis Blei sowie den instabilen langlebigen Isotopen von Bismut, Thorium und Uran zerfallen.

Der Ort des r-Prozesses ist noch nicht mit Sicherheit bekannt. Zur Zeit werden hauptsächlich 2 Prozesse diskutiert. Zum einen das Verschmelzen zweier Neutronensterne und zum anderen Supernova-Explosionen. Am wahrscheinlichsten gilt, dass der r-Prozess während Supernovae am Ende des Lebenszyklus eines Sterns abläuft. Dabei wird durch die Stoßwelle, die ihren Ausgang am inkompressiblen entarteten Neutronenkern (siehe Neutronenstern) im Zentrum des Sterns nimmt, neutronenreiches Material von dessen Außenbereich mitgerissen und in den Weltraum geschleudert.

Die relativ geringe Häufigkeit von im r-Prozess synthetisierten Elementen setzt jedoch voraus, dass entweder nur ein geringer Anteil von Supernovae diese an den Weltraum abgibt, oder dass jede Supernova nur eine geringe Menge davon abgibt.

Durch den sehr hohen Neutronenfluss (in der Größenordnung von mehr als 10 Trilliarden = 10²² Neutronen pro cm² pro Sekunde) können in Sekundenbruchteilen sehr viele Neutronenanlagerungen stattfinden, insbesondere auch an instabile Zwischenprodukte, bevor noch ein radioaktiver β^--Zerfall auftritt. Der Prozess wird nur durch zwei Faktoren abgebremst:

1. Zum einen durch geschlossene Neutronenschalen bei Isotopen mit Neutronenzahlen um N = 50, 82 und 126, korrespondierend mit Massenzahlen A von etwa 70–90, 130–138 beziehungsweise 195–208, bei denen die Wahrscheinlichkeit einer weiteren Neutronenanlagerung sinkt und daher den dafür benötigten Zeitraum vergrößert. Dadurch ist die Häufigkeit dieser Isotope etwas erhöht, was als Bestätigung der Theorie des r-Prozesses angesehen werden kann.
2. Zum anderen nimmt die Stabilität der schweren Isotope mit zunehmender Massenzahl ab, bis der r-Prozess bei Kernen endet, die so instabil sind, dass sie spontaner Kernspaltung unterliegen, d. h. von selbst in zwei leichtere Kerne zerfallen. Man nimmt momentan an, dass dies bei Massenzahlen um A = 260 der Fall ist, etwa im Gebiet der Elemente Curium bis Rutherfordium im Periodensystem.

Bei jeder Neutronenanlagerung wird Energie in Form eines Gammaquants γ frei, Massenzahl A und Neutronenzahl N erhöhen sich jeweils um 1 und ein neues Isotop entsteht.

Bei den anschließenden β^--Zerfällen der instabilen Isotope wird je ein Neutron durch Aussendung eines Elektrons e^- in ein Proton umgewandelt. Dadurch entsteht ein Atom eines anderen Elements mit gleicher Massenzahl, aber um 1 erhöhter Ordnungszahl Z (Protonenzahl) und um 1 erniedrigter Neutronenzahl N; das Atom wandert im Periodensystem.

Siehe auch: Nukleosynthese, s-Prozess, p-Prozess, Periodensystem, Atom

Literatur

• Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler, Fred Hoyle: Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547
• C. E. Rolfs, W. S. Rodney: Cauldrons in the Cosmos, Univ. of Chicago Press, 1988
• Heinz Oberhummer: Kerne und Sterne, Barth, 1993

Astrophysikalischer Prozess

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