5.1. Was Neonröhren mit Riesensternen zu tun haben: Die s-Prozess-Elementsynthese

Gegen Ende seines Lebens stößt ein Stern mit weniger als acht Sonnenmassen seine gesamten äußeren Gasschichten ab, welche später als hübscher Planetarischer Nebel beobachtet werden können. Kapitel 4 beschreibt diese Vorgänge ausführlich. Detaillierte chemische Analysen dieser Nebel haben ergeben, dass sie viele schwere Elemente beinhalten. So findet man dort z.B. Neon, Germanium, Selen, Brom, Krypton, Xenon und Rubidium. Die meisten dieser Elemente verbinden sich in unserer Vorstellung vielleicht eher mit Leuchtreklamen und Neonröhren. Denn als Gas in Lampen leuchtet Neon orange-rot, Krypton weiß und Xenon blau-lila. Diese bunten Farbeffekte verdanken wir der Existenz dieser Riesensterne. Denn diese Elemente wurden vor langer Zeit im s-Prozess erzeugt, der in den äußeren Sternschichten vor dem Abstoßen der äußeren Hülle ablief. Lange bevor die Elemente während der Entstehung des Sonnensystems und der Erde in unseren eigenen Planeten gelangten und lange bevor sie für Leuchtreklame benutzt wurden.

Abb. 5.2: Das Elementhäufigkeitsmuster der Sonne (hier auf Silizium und nicht auf Wasserstoff normiert). Es beschreibt den Stand der chemischen Entwicklung vor 4,6 Milliarden Jahren.

Der s-Prozess läuft noch während der Sternentwicklung ab. Er findet in Sternen mit etwa zwei bis acht Sonnenmassen statt, die sich in ihrem letzten Entwicklungsstadium auf dem asymptotischen Riesenast befinden. Diese letzte Phase dauert nur noch weniger als 1% der Stern-Lebenszeit. Der zu einem kühlen Riesen gewordene Stern besitzt eine weit ausgedehnte äußere Atmosphäre, in der der Energietransport zur Oberfläche nur durch Konvektion vor sich geht. Diese Hülle, die inzwischen einige hundert Sonnenradien dick ist, pulsiert regelmäßig, wodurch sie immer wieder mit frischen s-Prozess-Elementen aus tieferen Schichten durchmischt wird. Der Stern ähnelt dabei einer riesigen Beton-Mischmaschine. Durch das Mischen verändert der Stern die chemische Zusammensetzung seiner Oberflächenschichten. Durch starke Sternwinde werden die neuen Elemente dann von der Oberfläche aus in das interstellare Medium entlassen. So verlieren diese massearmen oder mäßig massereichen Sterne etwa alle 100 000 Jahre eine Sonnenmasse an Material. Damit sind diese Riesensterne äußerst wichtige Mitspieler bei der chemischen Anreicherung einer Galaxie und somit auch der des Universums.

Unter der riesigen konvektiven Sternhülle liegt die Wasserstoffbrennschale und wieder darunter die Heliumbrennschale. Der s-Prozess findet, wie Abbildung 5.3 zeigt, in einer regelmäßig pulsierenden Schale zwischen den beiden Brennschalen statt. Viele der nukleosynthetischen Details des s-Prozesses sind theoretisch schon gut verstanden, obwohl es immer noch Unklarheiten gibt, z.B. bei der detaillierten Modellierung der Neutronenquelle in der Zwischenschale. Trotzdem ist bekannt, dass dort, besonders am unteren Rand der Konvektionszone, aufgrund verschiedener Fusionsprozesse genügend Neutronen vorhanden sind, um über Jahrtausende hinweg den vorhandenen Saatkernen, z.B. Eisen, immer wieder neue Neutronen hinzuzufügen. Eine Neutronenquelle entsteht dort, wenn Kohlenstoff- (¹³C) oder auch Neonisotope (²²Ne) α-Partikel, also Heliumkerne, einfangen. Und bei jedem Einfang wird ein Neutron freigesetzt. So kommt es zur relativ niedrigen, aber länger anhaltenden Neutronendichte von, je nach Sternmasse, mindestens ~10⁸ Neutronen/cm³. Es sind diese Neutronen, die die Saatkerne mit der Zeit in schwere Elemente verwandeln.

Nach dem Einfangen eines neuen Neutrons zerfällt das neu entstandene, instabile, also radioaktive Atom wieder. Dies passiert noch, bevor es wieder mit einem weiteren Neutron beschossen wird. Das ständige Neutronen-Einfangen und wieder -Zerfallen führt langsam, aber sicher zum Aufbau eines schwereren stabilen Atomkerns. So wird im s-Prozess ungefähr die Hälfte aller Isotope synthetisiert, die schwerer als die des Eisens sind. Abbildung 5.4 zeigt diesen Aufbau schematisch. Viele dieser Isotope werden allerdings sowohl im s- wie auch im r-Prozess erzeugt. Und dennoch gibt es einige Isotope, die ausschließlich aus dem s-Prozess kommen, wie z.B. ⁸⁶Sr (Strontium), ⁹⁶Mo (Molybdän), ¹⁰⁴Pd (Palladium) und ¹¹⁶Sn (Zinn).

Abb. 5.3: Der s-Prozess findet über der Heliumbrennschale in einer mit Helium angereicherten Zwischenschale statt. Dieser pulsierende Bereich ist noch unter der Wasserstoffbrennschale am unteren Ende der Konvektionszone. Der Kern eines solchen Riesensterns besteht aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Angenommen, er wäre nur 1 cm groß, dann würde die Oberfläche noch 500 m weit entfernt sein.

Die absoluten Mengen an Neutroneneinfangelementen, die im s- und im r-Prozess synthetisiert werden, sind extrem klein. Typische Neutroneneinfangelemente wie z.B. Strontium, Barium und Europium werden ca. 1 Million Mal weniger hergestellt als die Elemente der Eisengruppe. Und trotzdem sind diese Elemente enorm wichtig. Nicht nur, um die Anfänge der chemischen Entwicklung im Kosmos zu erforschen, sondern auch für uns Menschen. Das Spurenelement Selen wird in der Schilddrüse benötigt. Es ist ein s-Prozess-Element aus einem Riesenstern.

Abb. 5.4 : Beispiele für die Synthese von verschiedenen Neutroneneinfangelementen im s- und im r-Prozess. Dunkelgraue Kästchen sind stabile Elemente, hellgraue instabile. Die obere Zahl gibt die Neutronenzahl des Isotops an. Die Prozentzahlen geben den Anteil des Isotops in einem Element an. Weiterhin ist angegeben, ob das Isotop nur im s-Prozess oder nur im r-Prozess oder in beiden Prozessen erzeugt werden kann. So wird dann im s-Prozess z.B. ein Xenonatom mit Neutronen Stück für Stück angereichert. Entsteht ein instabiles Isotop β- zerfällt es zu einem Cäsiumisotop. Nach einem weiteren Neutroneneinfang zerfällt dies zu Barium. Die stabilen Bariumisotope fangen ihrerseits weitere Neutronen ein, bevor das schwerste, instabile zu einem Lanthanisotop zerfällt. Dieses Einfangen und Zerfallen läuft weiter bis zu Neodynium und noch weiter, was aber nicht mehr gezeigt wird. Einige Xenon- und Ceriumisotope können nur im r-Prozess aus dem Zerfall von wesentlich schwereren neutronenreichen Isotopen erzeugt werden, die aber aus Platzgründen nicht eingezeichnet sind.

Die Gesamtmenge der neuen Elemente hängt nicht nur vom Neutronenfluss ab, sondern auch von der Anzahl der vorhandenen Saatkerne im Stern selbst. Verglichen zum Beispiel mit der Sonne, gibt es in metallarmen Sternen wenig Eisenatome. Denn der metallarme Stern bildete sich aus Gas mit einer geringeren Metallizität. In einem metallarmen Stern stehen also viel mehr Neutronen zu Verfügung, um die wenigen vorhandenen Saatkerne vor dem Versiegen der Neutronenquelle durch die gesamte s-Prozess-Kette bis nach Bismut und Blei zu verwandeln. In metallreicheren Sternen kommen weniger Neutronen auf einen Saatkern, so dass der s-Prozess beim Versiegen der Neutronenquelle meist auf irgendwelchen Zwischenstufen zum Stillstand kommt.

Aber wie kommen diese schweren Elemente in die metallarmen Sterne, die wir beobachten? Natürlich dann, wenn solche weitentwickelten Riesensterne schon vor der Bildung eines neuen metallarmen Sterns das Gas durch ihre Sternwinde mit s-Prozess-Elementen angereichert haben. Aber im sehr frühen Universum, also der Zeit der metallärmsten Sterne, konnte der s-Prozess aufgrund von starkem Eisenmangel wahrscheinlich gar nicht stattfinden. Denn es werden wenigstens kleinste Mengen an Atomkernsorten wie z.B. Eisen in der Sternatmosphäre selbst benötigt, die als Saatkerne fungieren können. Daher ist unklar, wann der s-Prozess zum allerersten Mal im Universum auftrat. Weiterhin dauerte es fast eine Milliarde Jahre, bis sich überhaupt erst einmal die ersten Sterne zu Riesensternen entwickelt hatten, so dass s-Prozess-Elemente zum ersten Mal synthetisiert werden konnten.

Die chemische Evolution des frühen Universums kam also erst schrittweise in Gang. Sie begann mit der Produktion von Elementen in kurzlebigen, massereichen Sternen, die als Supernovae explodierten. Einige Zeit später kamen dann die s-Prozess-Elemente der etwas masseärmeren Sterne mit weniger als acht Sonnenmassen dazu, da ihre insgesamt längeren Lebenszeiten zu einer Verzögerung der Anreicherungen des interstellaren Mediums durch ihre Sternwinde führten. Diese »Verspätung« spiegelt sich auch tatsächlich in den Häufigkeiten metallarmer Sterne wider. Erst ab einer bestimmten höheren, also »verzögerten« Metallizität findet man metallarme Sterne, deren Häufigkeitsmuster Neutroneneinfangelemente zeigen, die auf den s-Prozess zurückgeführt werden können.

Eine weitere Klasse von metallarmen Sterne kann allerdings etwas genauere Auskunft über die Anfänge der s-Prozess-Nukleosynthese liefern. Einige eigentlich »ganz normale« metallarme Sterne besitzen außergewöhnlich große Mengen an Kohlenstoff und s-Prozess-Elemente im Vergleich zu Eisen: mehr als zehnmal so viel. Wo kommen nun auf einmal diese riesigen Mengen an s-Prozess-Elementen her?

Wie ausgiebige Beobachtungen ergeben haben, befinden sich diese sogenannten s-Prozess-Sterne in Doppelsternsystemen. In solchen Partnerschaften kreisen zwei Sterne eng umeinander. Dies kann z.B. mit Messungen der stellaren Radialgeschwindigkeiten, also der Sterngeschwindigkeiten in Richtung der Sichtlinie des Beobachters, herausgefunden werden. Die Massen der chemisch identischen Sterne, die aus der gleichen Gaswolke gebildet wurden, sind jedoch verschieden groß. Der massereichere Stern wurde aufgrund seiner kürzeren Lebenszeit schon vor langer Zeit zu einem aufgeblähten Riesen und wanderte irgendwann auf den asymptotischen Riesenast. In jener Phase produzierte dieser Begleitstern s-Prozess-Elemente in seinem Inneren, welche nach und nach an seine Oberfläche gespült wurden. Da beim s-Prozess Kohlenstoff als Neutronenquelle eine wichtige Rolle spielt, gelangten zusätzlich zum s-Prozess-Material auch noch große Mengen an Kohlenstoff mit an die Oberfläche.

In einem kosmischen Balance-Akt gab der Riesenstern dann einen Teil seines äußeren Atmosphärenmaterials an seinen masseärmeren Begleitstern ab. Dieses »Geschenk« ist der Grund, warum sich heutzutage s-Prozess-Elemente im Spektrum eines sonst eher unauffälligen metallarmen Sterns befinden können. Denn was heute beobachtet wird, ist allein das Licht des masseärmeren Sterns. Der einstige Riesenstern hat sich in der Zwischenzeit längst zu einem nur noch schwach leuchtenden Weißen Zwerg entwickelt. Somit überstrahlt er seinen Begleiter nicht mehr.

Produziert wurden die s-Prozess-Elemente in diesem Fall nicht vom beobachteten Stern selbst, sondern von dessen Doppelstern-»Kollegen«, der sie im Rahmen des langsamen s-Prozesses erzeugte. Dieser besondere Anreicherungsprozess erklärt also die Beobachtung von ungewöhnlich großen Mengen von s-Prozess-Elementen in Zusammenhang mit viel Kohlenstoff in einigen metallarmen Sternen. Beobachtungen der metallärmsten s-Prozess-Sterne haben weiterhin gezeigt, dass sie tatsächlich wie vorhergesagt riesige Bleimengen besitzen. Das Blei, das z.B. in Tauchergürteln steckt oder aus dem Bleischürzen gemacht sind, ist vornehmlich im s-Prozess erzeugt worden.

Die Existenz der s-Prozess-Sterne ist ein wahrer Glückstreffer für Astronomen und Nuklearphysiker. Denn diese metallarmen Sterne agieren als Träger des s-Prozessmaterials, so dass der s-Prozess und dessen Elementproduktion sehr genau untersucht werden können. Während man in Planetarischen Nebeln nur eine geringe Anzahl an s-Prozess-Elementen messen kann, findet man in metallarmen s-Prozess-Sternen bis zu 20 dieser Neutroneneinfangelemente. Detaillierte Häufigkeitsanalysen der s-Prozess-Sterne haben inzwischen schon sehr zur Verbesserung der theoretischen Nukleosynthese-Modelle sowie des Verständnisses des astrophysikalischen Produktionsorts in Riesensternen beigetragen.