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2024-03-01T22:33:27Z

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{{DISPLAYTITLE:s-Prozess}}
Der '''s-Prozess''' (s für engl. ''slow'', dt. ''langsam'') ist einer der Prozesse der [[Nukleosynthese]].

== Ablauf ==
[[File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg|thumb|Der s-Prozess im Bereich von [[Silber|Ag]] bis [[Antimon|Sb]]]]
Der s-Prozess ist ein [[Neutroneneinfang]]prozess, der im Gegensatz zum schnellen [[r-Prozess]] bei niedrigen [[Neutron]]en-Dichten und relativ niedrigen [[Temperatur]]en abläuft. Er kann [[Chemisches Element|Elemente]] bis zu einer [[Massenzahl]] ''A'' von 210 synthetisieren, darunter auch besonders stabile.

Der s-Prozess läuft hauptsächlich in [[Stern]]en ab, die sich im [[AGB-Stern|asymptotischen Riesenast]] des [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]s befinden. Dies sind Sterne mit Durchmessern vom Tausendfachen des [[Sonne]]ndurchmessers, in deren Kern [[Wasserstoffbrennen|Wasserstoff-]] und [[Heliumbrennen]] bereits zum Erliegen gekommen sind und in denen durch [[Schalenbrennen]] in einer Schale um den Kern [[Helium]] zu [[Kohlenstoff]] [[Kernfusion|fusioniert]] wird.

In diesen Sternen kommt es auch zu Fusionsreaktionen, die Neutronen freisetzen. Da Neutronen (Symbol n) im Gegensatz zu [[Proton]]en keine [[elektrische Ladung]] besitzen, können sie ungehindert bis zum [[Atomkern]] vordringen und sich dort unter Abgabe von [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] γ anlagern. Dadurch erhöhen sich Massenzahl ''A'' und [[Neutronenzahl]] ''N'' jeweils um 1, und ein neues [[Isotop]] entsteht. Das Ausgangsmaterial des s-Prozesses ist vorrangig [[Eisen]], das im Stern von Anfang an vorhanden war.

Wird ein Atomkern nach der Anlagerung aufgrund von relativem [[Neutronenüberschuss]] instabil, so wird ein Neutron durch [[Betazerfall|β−-Zerfall]], d. h. durch die Aussendung eines [[Elektron]]s e− und eines [[Elektron-Antineutrino]]s <math>\overline{\nu}_\text{e}</math>, in ein Proton umgewandelt. Dadurch entsteht das [[Atom]] eines anderen Elements mit gleicher Massenzahl, aber einer um 1 erhöhten [[Ordnungszahl]] ''Z'' (Protonenzahl) und einer um 1 verringerten Neutronenzahl ''N''; das Atom nimmt deshalb im [[Periodensystem]] den nächsthöheren Platz ein.

Aufgrund des langsamen Ablaufs der Neutronenanlagerung, der sich über Jahrtausende erstreckt, ist es charakteristisch für den s-Prozess, dass der β−-Zerfall instabiler Isotope stattfindet, ''bevor'' ein weiteres Neutron angelagert wird. Infolgedessen können durch ihn zwar grundsätzlich alle stabilen schweren Elemente gebildet werden, jedoch nimmt die Wahrscheinlichkeit der Bildung schwererer Elemente und damit auch deren Anteil in Sternen mit zunehmender Protonenzahl drastisch ab. Wegen des relativ geringen Neutronenflusses (in der Größenordnung von 105 bis 1011 Neutronen pro cm² pro Sekunde), den man während des s-Prozesses erwartet, können die schweren, neutronenreichen Isotope wie [[Thorium]] und [[Uran]] so gut wie nicht gebildet werden, da die hierfür benötigten Ausgangskerne in der Regel schon vor erneuter Neutronenanlagerung dem β−-Zerfall unterliegen. Stattdessen werden diese Isotope bevorzugt im r-Prozess gebildet.

Der s-Prozess wird mathematisch oft durch die [[lokale Approximation]] beschrieben, ein theoretisches Modell der [[Elementhäufigkeit]]en, basierend auf der Annahme eines konstanten Neutronen[[Fluss (Physik)|flusses]] im Stern. Damit ergibt sich das Verhältnis der Elementhäufigkeiten als ''umgekehrt'' [[Proportionalität|proportional]] zum Verhältnis des [[Wirkungsquerschnitt|wirksamen Querschnitts]] verschiedener Isotope für den Neutronenfang. Denn je größer dieser Querschnitt ist, desto höher ist die Wahrscheinlichkeit eines Neutroneneinfangs und der damit verbundenen Umwandlung in ein anderes Isotop.

Der s-Prozess endet mit einem Zyklus, der vom Ausgangskern des [[Bismut]]-Isotops 209Bi (Bismut) wieder auf diesen zurückführt:

:{|
| '''209Bi''' + n
| → 210Bi + γ
| style="width:1.5em" |  
| (Neutronenanlagerung)
|-
| 210Bi
| → 210[[Polonium|Po]] + e−
|
| (β−-Zerfall)
|-
| 210Po
| → 206[[Blei|Pb]] + 4[[Helium|He]]
|
| ([[Alphazerfall|α-Zerfall]])
|-
| 206Pb + n
| → 207Pb + γ
|
| (Neutronenanlagerung 1)
|-
| 207Pb + n
| → 208Pb + γ
|
| (Neutronenanlagerung 2)
|-
| 208Pb + n
| → 209Pb + γ
|
| (Neutronenanlagerung 3)
|-
| 209Pb
| → '''209Bi''' + e−
|
| (β−-Zerfall)
|}

Durch den s-Prozess sind die Sterne des asymptotischen Riesenasts die Lieferanten der Hälfte aller schweren Elemente jenseits von Eisen 56Fe. Die synthetisierten Elemente werden durch [[Konvektion]]sströme nach außen bis an die Sternoberfläche transportiert, wo sie sich [[Spektroskopie|spektroskopisch]] nachweisen lassen. 1952 wurde erstmals das radioaktive [[Technetium]] in [[Roter Riese|roten Riesen]] beobachtet, das aufgrund seiner [[Halbwertszeit]] von wenigen Millionen Jahren erst kurz zuvor durch den s-Prozess entstanden sein konnte und damit die Theorie stützte.

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

== Literatur ==
* [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Alfred Fowler]], [[Fred Hoyle]]: ''Synthesis of the Elements in Stars.'' In: ''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

{{Normdaten|TYP=s|GND=4309754-6}}

[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]

S-Prozess - Versionsgeschichte

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