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s-Prozess
Der s-Prozess (s für eng. slow „langsam“) der Nukleosynthese ist ein Prozess, bei dem Atomkerne langsam Neutronen einfangen und so schwerere Isotope bilden.[1] Im Gegensatz zum r-Prozess, der nur in extremen astrophysikalischen Umgebungen stattfindet, läuft der langsame Neutroneneinfang in den äußeren Schichten von Riesensternen ab. Anders als beim r-Prozess, bei dem Neutronen sehr schnell eingefangen werden, verläuft der s-Prozess in einem viel langsameren Tempo, sodass die gebildeten Isotope genügend Zeit haben, um Beta-Zerfälle zu erleiden, bevor sie weitere Neutronen einfangen.
Umgebungen und Bedingungen für den s-Prozess
Der s-Prozess findet, wie schon oben erwähnt, in den äußeren Schichten von Riesensternen statt, insbesondere in asymptotischen Riesenaststernen (eng. asymptotic giant branch, daher auch AGB-Sterne genannt) und in massereichen Sternen während der Heliumbrennphase (Käppeler et al., 2011). In diesen Sternen werden Neutronen durch Kernreaktionen erzeugt, die entweder aus dem Helium- oder dem Kohlenstoffbrennen resultieren.[2]
Bedeutung für die chemische Evolution des Universums
Der s-Prozess spielt eine entscheidende Rolle bei der Bildung von schweren Elementen im Universum. Die in Riesensternen gebildeten Elemente werden durch Sternwinde und Supernova-Explosionen in das interstellare Medium freigesetzt und tragen zur chemischen Anreicherung von Gas und Staub in Galaxien bei.[3] Diese Elemente sind wichtige Bausteine für die Bildung von Planeten und tragen zur chemischen Vielfalt des Universums bei.
Die Häufigkeiten der durch den s-Prozess gebildeten Elemente können in der Atmosphäre von Riesensternen und in Meteoriten gemessen werden.[4][5] Durch die Analyse von Elementhäufigkeiten in Sternen und Meteoriten können Forscher die Bedingungen und Abläufe des s-Prozesses untersuchen und so unser Verständnis der chemischen Evolution des Universums erweitern. Die Erforschung des s-Prozesses trägt dazu bei, die Entstehung und Verteilung von schweren Elementen im Universum besser zu verstehen und liefert wertvolle Informationen über die astrophysikalischen Prozesse, die zur Bildung von Elementen führen.
s-Prozess-Elemente
Der s-Prozess ist für die Bildung einer Reihe von schweren Elementen verantwortlich, insbesondere solchen mit geraden Protonenzahlen (Z). Hier einige Beispiele für Elemente, die hauptsächlich durch den s-Prozess gebildet werden:
- Barium (Ba) ist ein Erdalkalimetall, das hauptsächlich durch den s-Prozess in Riesensternen entsteht.[4]
- Strontium (Sr) ist ein weiteres Erdalkalimetall, das größtenteils durch den s-Prozess erzeugt wird.[4]
- Zirkonium (Zr) ist ein Übergangsmetall, das ebenfalls hauptsächlich durch den s-Prozess entsteht.[4]
- Yttrium (Y) ist ein Metall der Scandiumgruppe, dessen Entstehung zu einem großen Teil auf den s-Prozess zurückzuführen ist.[4]
- Blei (Pb) ist ein Schwermetall, das sowohl durch den s-Prozess als auch durch den r-Prozess gebildet wird. Ein großer Anteil von Blei entsteht jedoch durch den s-Prozess in Riesensternen (Travaglio et al., 2001).[6]
Diese Elemente sind nur einige Beispiele für die Produkte des s-Prozesses. Insgesamt trägt der s-Prozess zur Bildung von etwa der Hälfte der schweren Elemente jenseits von Eisen im Periodensystem bei.
Siehe auch
Einzelnachweise
- ↑ Clayton, D. D. (1988). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press.
- ↑ Käppeler, F., Gallino, R., Bisterzo, S., & Aoki, W. (2011). Stellar Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture. Reviews of Modern Physics, 83(1), 157-194. doi:10.1103/RevModPhys.83.157
- ↑ Busso, M., Gallino, R., & Wasserburg, G. J. (1999). Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 37, 239-309. doi:10.1146/annurev.astro.37.1.239
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Gallino, R., Arlandini, C., Busso, M., Lugaro, M., Travaglio, C., Straniero, O., Chieffi, A., & Limongi, M. (1998). Evolution and Nucleosynthesis in Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and the s-Process. The Astrophysical Journal, 497(1), 388-410. doi:10.1086/305437
- ↑ Lodders, K. (2003). Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal, 591(2), 1220-1247. doi:10.1086/375492
- ↑ Travaglio, C., Gallino, R., Busso, M., & Gratton, R. (2001). Constraining the 13C-Pocket Structure in AGB Models through Observations of Extremely Metal-poor Stars. The Astrophysical Journal, 549(1), 346-362. doi:10.1086/319423
