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{{DISPLAYTITLE:r-Prozess}}
Der '''r-Prozess''' (r für {{enS|''rapid''}} ‚schnell‘) ist einer der Prozesse der [[Nukleosynthese]].<ref>{{Literatur |Autor=E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler, F. Hoyle |Titel=Synthesis of the Elements in Stars |Sammelwerk=Reviews of Modern Physics |Band=29 |Nummer=4 |Datum=1957-10-01 |DOI=10.1103/RevModPhys.29.547 |Seiten=553 |Online=https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.29.547 |Abruf=2025-02-01}}</ref>

Er ist ein [[Neutroneneinfang]]<nowiki/>prozess, der im Gegensatz zum langsamen [[s-Prozess]] bei hohen [[Neutron]]en-Dichten und [[Temperatur]]en abläuft. Dabei werden durch einen hohen [[Neutronenfluss]] instabile neutronenreiche [[Atomkern]]e aufgebaut, die rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen der schweren [[Chemisches Element|Elemente]] von [[Eisen]] bis [[Blei]] sowie den instabilen langlebigen [[Isotop]]en von [[Bismut]], [[Thorium]], [[Uran]] und [[Plutonium]] [[Radioaktivität|zerfallen]].

== Ablauf ==

Bei extrem hohem Neutronenfluss können in Sekundenbruchteilen sehr viele Neutronenanlagerungen an ein und demselben Atomkern stattfinden, insbesondere auch an kurzlebigen Zwischenprodukten, noch bevor ein [[radioaktiv]]er [[Betazerfall|β−-Zerfall]] auftritt.

Bei jeder Neutronenanlagerung wird [[Energie]] in Form von [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] frei. [[Neutronenzahl]] ''N'' und [[Massenzahl]] ''A'' erhöhen sich jeweils um 1, ein neues Isotop desselben Elements entsteht.

Bei den anschließenden β−-Zerfällen der instabilen Isotope wird je ein Neutron durch Aussendung eines [[Elektron]]s e− und eines [[Elektron-Antineutrino]]s <math>\overline{\nu}_\text{e}</math> in ein [[Proton]] umgewandelt. Dadurch entsteht ein Atomkern eines anderen Elements mit gleicher Massenzahl, aber um 1 erhöhter [[Ordnungszahl]] ''Z'' (Protonenzahl) und um 1 erniedrigter Neutronenzahl ''N''; das Atom „wandert“ also im [[Periodensystem]].

Der Prozess wird nur durch drei Faktoren gebremst:
# durch geschlossene [[Schalenmodell (Kernphysik)|Neutronenschale]]n bei [[Isotop]]en mit [[Neutronenzahl]]en ''N'' um 50, 82 und 126, korrespondierend mit [[Massenzahl]]en ''A'' von etwa 70–90, 130–138 und 195–208, bei denen die Wahrscheinlichkeit einer weiteren Neutronenanlagerung sinkt und daher den dafür benötigten Zeitraum vergrößert. Tatsächlich ist die Häufigkeit dieser Isotope etwas erhöht, was als Bestätigung der Theorie des r-Prozesses angesehen werden kann;
# bei einer Grenze, an der die [[Bindungsenergie]] neu anzulagernder Neutronen Null wird (<math>B_\text{n}=0</math>), so dass kein weiteres Neutron eingefangen werden kann und der Kern erst einen Betazerfall „abwarten“ muss;
# durch die Abnahme der Kernstabilität mit zunehmender Massenzahl. Der r-Prozess endet deshalb bei Kernen, bei denen mit kurzer [[Halbwertszeit]] die [[Spontane Spaltung|spontane Kernspaltung]] eintritt, die also von selbst in zwei leichtere Kerne zerfallen. Dies ist bei Massenzahlen ''A'' um 260 der Fall, etwa im Gebiet der Elemente [[Curium]] bis [[Rutherfordium]].

== Vorkommen ==

Die für den r-Prozess erforderlichen Neutronenflüsse in der Größenordnung von mehr als 10 Trilliarden = 1022 Neutronen pro Quadratzentimeter pro Sekunde<ref>{{Internetquelle |url=https://www.pro-physik.de/nachrichten/die-schnelle-quelle-schwerer-elemente |titel=Die schnelle Quelle schwerer Elemente |datum=2019-10-25 |werk=pro-physik.de |abruf=2025-02-02}}</ref> treten nur bei außergewöhnlichen astronomischen Ereignissen auf.

Der Ort des r-Prozesses ist noch nicht mit Sicherheit bekannt. Zurzeit werden hauptsächlich diskutiert:
* das Verschmelzen zweier [[Neutronenstern]]e ([[Kilonova]])
* [[Supernova]]-Explosionen.
* [[Sonneneruption|Flare]]s eines [[Magnetar]]s<ref>{{Internetquelle |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adc9b0 |titel=Direct Evidence for r-process Nucleosynthesis in Delayed MeV Emission from the SGR 1806–20 Magnetar Giant Flare |datum=2025-04-29 |werk=iopscience.iop.org |abruf=2025-05-06}}</ref>

Durch eine detaillierte [[Spektroskopie|Spektralanalyse]] der Kilonova [[Kilonova#GW170817 = GRB 170817A|AT2017gfo]] konnte der eindeutige Nachweis erbracht werden, dass [[Strontium]] in größeren Mengen über den r-Prozess gebildet wurde.<ref>{{Literatur |Autor=Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani |Titel=Identification of strontium in the merger of two neutron stars |Sammelwerk=Nature |Band=574 |Nummer=7779 |Datum=2019-10 |ISSN=0028-0836 |DOI=10.1038/s41586-019-1676-3 |Seiten=497–500 |Online=https://www.nature.com/articles/s41586-019-1676-3 |Abruf=2019-11-15}}</ref> Dennoch ist nicht ausgeschlossen, dass der r-Prozess auch während Supernovae am Ende des [[Sternentwicklung|Lebenszyklus]] eines [[Stern]]s abläuft. Dabei wird durch die [[Stoßwelle]], die ihren Ausgang am inkompressiblen entarteten Neutronenkern im Zentrum des Sterns nimmt (siehe [[Neutronenstern]]), neutronenreiches Material von dessen Außenbereich mitgerissen und in den [[Weltraum]] geschleudert.

Die relativ geringe [[Elementhäufigkeit|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.

== Siehe auch ==
* [[p-Prozess]]
* [[s-Prozess]]

== Literatur ==
* [[Klaus Blaum]], Hendrik Schatz: ''Kernmassen und der Ursprung der Elemente. Wie die Welt entstanden ist und was Präzisionsmessungen an kurzlebigen Radionukliden uns darüber verraten.'' Physik-Journal 5 (2006), Nr. 2, S. 35
* [[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

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4279473-0}}

{{SORTIERUNG:Rprozess}}
[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]

R-Prozess - Versionsgeschichte

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