Der s-Prozess ist ein wichtiger Prozess in der nuklearen Astrophysik, der neben der thermonuklearen Fusion zur Erzeugung besonders schwerer Elemente beiträgt. Er findet im Innern von Roten Riesensternen statt, die sich in der AGB-Phase befinden, also den asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sterne durchlaufen.

Das Innere eines AGB-Sterns

In AGB-Sternen werden Helium und Kohlenstoff im Schalenbrennen fusioniert, der Sternkern ist weitgehend inaktiv. Demzufolge ist das hydrostatische Gleichgewicht der AGB-Sterne ziemlich gestört. Die Brennphasen und der Stern als Ganzes sind sehr instabil und deutlich komplizierter als bei anderen Sternphasen. Die Brennprozesse im Innern generieren in jedem Fall ein neutronenreiches Milieu mit typischen Neutronendichten von 10⁸ cm^-3, also 100 Millionen Neutronen in einem Kubikzentimeterwürfel.

Was passiert im s-Prozess?

Schwere Atomkerne im Sternplasma haben einen größeren Wirkungsquerschnitt, d.h. eine größere Wahrscheinlichkeit, die Neutronen einzufangen. Das schwerste Element, das der Stern bis dato gebildet hat, ist Eisen (Fe). Die Eisenkerne stellen demnach die Ausgangsprodukte (Edukte) für den s-Prozess dar. Die Kerne benötigen vergleichsweise viel Zeit, bis sie die Neutronen eingefangen haben. Die typische Zeitskala liegt im Bereich von Jahren. Der s-Prozess verdankt seinen Namen gerade dieser Langsamkeit (engl. slowness), nicht etwa weil die beteiligten Neutronen langsam wären. In den mit Neutronen übersättigten Kernen finden die üblichen kernphysikalischen Umwandlungsreaktionen statt: der β^--Zerfall der Neutronen generiert Protonen in den Eisenkernen und erzeugt damit Elemente höherer Ordnungszahl (Zink Zn, Kupfer Cu). Diese wiederum fangen ihrerseits Neutronen ein und werden auch zu schweren Elementen umgewandelt (Gallium Ga, Germanium Ge). Dies funktioniert bis hinauf zu Wismut (Bi-209, Ordnungszahl 83), dem letzten stabilen Nuklid.

Limit bei schweren Kernen

Alle schwereren Kerne sind besonders instabil und zerfallen schnell. Weil die Halbwertszeiten beteiligter instabiler Nuklide in dieser Kette deutlich kürzer sind als charakteristische Einfangzeiten der Neutronen, bewegt sich der s-Prozess im unteren Bereich nahe am Stabilitätstal auf der Nuklidkarte. Trägt man die Protonenzahl eines Kerns (Ordnungszahl des Elements; Kernladungszahl) über der Neutronenzahl auf, so ergeben sich etwa entlang der Diagonalen (Protonenzahl = Neutronenzahl) die Orte stabiler Elemente, die also nicht radioaktiv zerfallen. Diese Diagonale, die für schwere Kerne nach unten abknickt (schwere Kerne sind neutronenreicher; anschaulich deshalb, um die abstoßenden Coulombkräfte der Protonen durch neutrale Teilchen dazwischen zu kompensieren), heißt Stabilitätstal.

Bedeutung des s-Prozesses

Der s-Prozess ist von hoher Relevanz, um die Anreicherung des interstellaren Mediums (ISM) mit Metallen zu erklären. Damit ist der s-Prozess mit verantwortlich für die schweren Elemente, die wir heute im Sternenstaub und auf der Erde finden. Der zweite Mechanismus, der ähnlich, aber auf deutlich kürzeren Zeitskalen (Millisekunden!) abläuft ist der r-Prozess in Supernovae. Er generiert noch schwerere Elemente als der s-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