5.2. Thorium, Uran und die r-Prozess-Elementsynthese

Während der s-Prozess in Umgebungen mit relativ geringen Neutronendichten in den Riesensternen abläuft, benötigt man für den r-Prozess wesentlich stärkere Neutronenflüsse. Es wird daher angenommen, dass solche extremen Bedingungen nur in einer Supernova oder eventuell auch in zwei aufeinanderstürzenden Neutronensternen erreicht werden können. Bestimmte massereiche Sterne mit 8 bis 10 oder mehr als 20 Sonnenmassen, die als Typ-II-Supernova explodieren, sind die vielversprechendsten Kandidaten für den astrophysikalischen Ort, an dem sich der r-Prozess abspielt. Da die erste Phase der chemischen Entwicklung erst einmal nur durch Supernovaexplosionen vorangetrieben wurde, lief der r-Prozess wahrscheinlich schon zu den frühesten Zeiten im Universum ab. Trotzdem ist es noch nicht gelungen, den astrophysikalischen Produktionsort eindeutig zu bestimmen, da viele Details der r-Prozess-Nukleosynthese noch immer unzureichend verstanden sind. Dennoch sind die groben Eigenschaften des r-Prozesses schon seit Jahrzehnten bekannt. So findet ein vollständiger r-Prozess innerhalb von nur zwei bis drei Sekunden statt! In dieser kurzen Zeit werden Saatkerne, z.B. Kohlenstoff- oder Eisenkerne, heftigst mit Neutronen bombardiert. Angeblich sind ~10²² Neutronen pro Quadratzentimeter pro Sekunde nötig. ~10²² ist eine ziemlich große Anzahl, und zwei Sekunden sind eine erstaunlich kurze Zeit – ein ordentlicher Atemzug dauert länger.

Der Aufbau der Kerne muss vor allem deswegen so schnell ablaufen, weil jeder Kern immer dann, wenn er ein Extra-Neutron bekommen hat, schnell wieder zerfallen möchte. Dieser Vorgang geschieht im s-Prozess. Wenn jetzt aber weitere Neutronen rasend schnell hinzugefügt werden bevor der Kern wieder zerfällt, kann man kurzfristig ein sehr neutronenreiches Isotop herstellen. Diese großen, instabilen Kerne sind allerdings radioaktiv, d.h. auch sie zerfallen sofort wieder, sobald der Neutronenfluss versiegt. Auf diesem Weg wird die andere Hälfte der Isotope aller schweren Elemente im Periodensystem synthetisiert.

Man kann sich den r-Prozess etwa so vorstellen, als ob man eine herunterfahrende Rolltreppe hochlaufen wollte. Die Rolltreppe mit ihren einer nach der anderen verschwindenden Stufen gleicht den zerfallenden Kernen. Wenn man einen schweren Kern erstellen möchte, muss man also ziemlich schnell die Rolltreppe hinauflaufen, schneller, als sie herunterfährt, sonst kommt man nicht oben an. Ist man nicht schnell genug, trampelt man auf der »Stelle«. Dies würde dem s-Prozess entsprechen.

Aus verschiedenen kernphysikalischen Gründen kann der r-Prozess aber keine beliebig schweren Elemente erzeugen. Wird ein Atomkern während des r-Prozesses zu schwer, zerfällt er instantan durch Kernspaltung in leichtere Atomkerne. Nachdem der r-Prozess zum Stillstand gekommen ist, besitzen die schwerstmöglichen Isotope knapp 100 Protonen und bis zu 160 Neutronen, sind radioaktiv und zerfallen über eine längere Zerfallskette (meist durch α-Zerfälle) über viele verschiedene Isotope schließlich zu Blei. Blei hat 82 Protonen und um die 100 Neutronen, je nach Isotop. So entstehen nicht nur die schwersten stabilen Elemente, sondern auch die schwersten langlebigen radioaktive Kerne, ²³²Thorium, mit einer Halbwertszeit von 14 Milliarden Jahren, und ²³⁸Uran, mit einer Halbwertszeit von 4,7 Milliarden Jahren. Diese langen Halbwertszeiten sind von kosmischer Dauer und zur Messung von kosmischen Zeitskalen verwendbar.

Alles in allem führt der r-Prozess zu ganz bestimmten, charakteristischen Häufigkeitsverhältnissen der schweren Elemente untereinander. An dieser Signatur ist der r-Prozess eindeutig zu erkennen. Der s-Prozess hat ebenfalls ein charakteristisches Muster, welches sich aber von dem des r-Prozesses deutlich unterscheidet. Diese Muster werden im Folgenden genauer beschrieben.

Die Häufigkeiten der chemischen Elemente in der Sonne sind das aufaddierte Produkt von acht Milliarden Jahren an chemischer Entwicklung, vom Urknall bis zur Entstehung der Sonne vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Dementsprechend sind die schwereren Elemente in der Sonne ein Gemisch aus Isotopen, die im s- und r-Prozess hergestellt werden. Da das s-Prozess-Muster theoretisch sehr gut bekannt ist, kann es vom solaren Muster abgezogen werden. Was danach übrig bleibt, ist die r-Prozess-Komponente. Das solare r-Prozess-Muster kann so mit theoretischen Vorhersagen zur r-Prozess-Nukleosynthese verglichen werden.

Das solare s-Prozess-Muster war für lange Zeit die einzige Möglichkeit, empirische Daten zum r-Prozess aus dem Kosmos zu gewinnen. 1995 wurde dann aber der erste extrem metallarme »r-Prozess-Stern« gefunden. Im Spektrum von CS 22892–052 wurden Absorptionslinien von bis zu 70 Elementen des Periodensystems gemessen. Dies beinhaltet nicht nur die »üblichen« leichteren Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Magnesium, Natrium, Titanium, Eisen und Nickel, sondern vor allem die Neutroneneinfang-Elemente wie Strontium, Barium, Europium, Gadolinium, Dysprosium, Präseodinium und Osmium. Einige dieser sehr seltenen Art von Sternen weisen sogar Thorium und Uran auf. Abbildung 5.5 vergleicht die Spektren von einem r-Prozess-Stern mit einem normalen metallarmen Stern. Nur für die Sonne können noch mehr Elemente als in r-Prozess-Sternen gemessen werden.

Abb. 5.5: Ausschnitt aus normalisierten hochaufgelösten Spektren zweier metallarmer Sterne, von denen der eine ein normaler metallarmer Stern ist (schwarze gestrichelte Linie) und der andere ein r-Prozess-Stern (graue Linie). Die unterschiedlichen Absorptionslinien gehen auf die Existenz der zusätzlichen Neutroneneinfangelemente im r-Prozess-Stern zurück. Die starke r-Prozess-Europiumlinie bei 412,97 nm kann besonders gut gesehen werden.

Aufgrund seiner geringen Metallizität muss dieser metallarme r-Prozess-Stern schon im frühen Universum gebildet worden sein. Da zu diesen Frühzeiten noch keine s-Prozess-Nukleosynthese stattfand, muss der Stern also aus einer Gaswolke entstanden sein, die schon vor seiner Geburt mit r-Prozess-Elementen angereichert worden war. Somit kann geschlossen werden, dass r-Prozess-Ereignisse schon bald nach dem Urknall stattgefunden haben müssen.

Dies bedeutet, dass die metallarmen r-Prozess-Sterne also den direkten chemischen Fingerabdruck eines r-Prozess-Ereignisses in sich tragen. In der Tat stellte sich schnell heraus, dass die beobachteten Häufigkeiten der schweren Elemente der metallarmen r-Prozess-Sterne mit denen des solaren r-Prozess-Musters bis auf einen Skalierungsfaktor genau übereinstimmen. Dies ist besonders der Fall bei Elementen, die schwerer als Barium sind (Ordnungszahl 56). Wie Abbildung 5.6 zeigt, sind die Muster eines r-Prozess-Sterns und der Sonne nahezu identisch.

Abb. 5.6: Vergleich der Häufigkeiten von Elementen schwerer als Barium im r-Prozess-Stern HE 1523–0901 (Kreise) mit dem skalierten Muster der solaren r-Prozess-Komponente (Linie). Die Übereinstimmung ist erstaunlich gut. Zum Vergleich ist die solare s-Prozess-Komponente (gestrichelt) gezeigt, die aber nicht mit den beobachteten Werten übereinstimmt.

Aber wie können alte Sterne und die Sonne über das gleiche Element-Muster verfügen? Angesichts der Tatsache, dass die Sonne ca. acht Milliarden Jahre später als die alten, metallarmen r-Prozess-Sterne geboren wurde, ist dies eine erstaunliche Entdeckung. Sie kann nur so erklärt werden: Zumindest für die schwersten Elemente ist der r-Prozess ein universeller Prozess. Wo er auch abläuft und egal zu welchem Zeitpunkt, diese schwersten Elemente werden immer mit genau denselben Proportionen hergestellt. Es gibt also nur ein einziges »Geheimrezept«, das immer wieder und wieder genau so von der Natur benutzt wird. Es ist die Aufgabe der Astronomen und Physiker, die Zutaten dieses Rezepts herauszufinden, um den r-Prozess genau verstehen zu können. Weil sich die schweren r-Prozess-Elemente im Labor nur eingeschränkt oder gar nicht synthetisieren lassen, nutzen die Forscher diese Sterne dementsprechend als kosmisches Labor, um kernphysikalische und astrophysikalische Theorien zur Elemententstehung zu testen.

Chemische Analysen dieser metallarmen r-Prozess-Sterne eröffnen also eine neuartige Möglichkeit, die r-Prozess-Nukleosynthese direkt zu studieren und gleichzeitig wichtige Informationen über den Entstehungsort des r-Prozesses zu gewinnen. Denn es kann angenommen werden, dass es eine Supernova gewesen sein muss, die die r-Prozess-Elemente produzierte und in das interstellare Gas schleuderte, aus dem sich der spätere r-Prozess-Stern bildete. Die solare Häufigkeit der r-Prozess-Elemente erlaubt diesen einfachen Schluss allerdings nicht, da unzählige Generationen von Sternen die Geburtsgaswolke der Sonne mit s- und r-Prozess-Elementen angereichert haben. Somit helfen die metallarmen r-Prozess-Sterne in ganz besonderer Weise, den Ursprung der schwersten Elemente im Detail zu rekonstruieren.

Die leichteren Elemente bis hin zu Eisen und Nickel zeigen in ihrer zeitlichen Entwicklung ein wohldefiniertes kontinuierliches Verhalten, wie in Abbildung 5.7 gesehen werden kann. Dies kann auf ein schon zu frühen Zeiten gut durchmischtes, homogenes interstellares Gas zurückgeführt werden. Die Entwicklung der Neutroneneinfang-Elemente zeigt dagegen ein anderes Bild. Sie ist alles andere als wohldefiniert und zeigt eine große Streuung. Besonders im frühen Universum müssen also sehr unterschiedliche Mengen an r-Prozess-Elementen in jeder Supernova synthetisiert worden sein, auch wenn die Elementverhältnisse untereinander identisch waren. Nur dann kann die Streuung eventuell erklärt werden.

Abb. 5.7 : Das Verhalten von [Mg/Fe] und [Eu/Fe] mit ansteigender Metallizität [Fe/H] könnte für diese beiden Elemente nicht unterschiedlicher sein. Die Definition und Beschreibung der logarithmischen Häufigkeiten [Fe/H], [Mg/Fe] und [Eu/Fe] wird im Kapitel 7.3 (S. 213) gegeben. Magnesium besitzt einen wohldefinierten Trend (wenn es auch Ausnahmen gibt), der auf seine immer gleich ablaufende Synthese in Kern-Kollaps-Supernovae zurückgeführt werden kann. Europium hingegen hat erst bei wesentlich höheren Metallizitäten einen klar erkennbaren Trend, da das Gas zu späteren Zeiten schon sehr gut durchmischt war. Im frühen Universum muss Europium also in sehr verschiedenen Mengen hergestellt worden sein.

Wahrscheinlich ist dies nicht die einzige Erklärung für das Häufigkeitsdurcheinander dieser Elemente. Momentan wird heftig spekuliert, ob es noch weitere Prozesse gibt, die z.B. nur die leichteren der Neutroneneinfang-Elemente herstellen können. Der grobe Unterschied des Verhaltens dieser beiden Elementgruppen verdeutlicht aber eines: Die Produktion aller Neutroneneinfangelemente ist völlig unabhängig von der Synthese der leichteren Elemente bis hin zu Eisen.