S-Prozess

Der s-Prozess (s für engl. slow »langsam«) ist ein Neutroneneinfangprozess der bei niedrigen Neutronen -Dichten und relativ niedrigen Temperaturen abläuft im Gegensatz zum schnellen r-Prozess . Er bewirkt den Aufbau von Elementen bis zu einer Massenzahl A  = 210 darunter auch besonders stabile.

Der s-Prozess läuft hauptsächlich in Sternen ab die sich im asymptotischen Riesenast Hertzsprung-Russell-Diagramms befinden. Dies sind Sterne mit Durchmessern Tausendfachen des Sonnendurchmessers in deren Kern Wasserstoff- und Heliumbrennen bereits zum Erliegen gekommen sind und einer Schale um den Kern Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird im so genannten Schalenbrennen. In kommt es auch zu Fusionsreaktionen die Neutronen

Da Neutronen (Symbol n) im Gegensatz zu Protonen keine elektrische Ladung besitzen können sie ungehindert in Atomkerne und sich dort unter Abgabe von Gammaquanten  γ anlagern. Dadurch erhöhen sich Massenzahl A und Neutronenzahl N jeweils um 1 und ein neues Isotop entsteht. Neutronen werden bevorzugt von schweren eingefangen daher ist das Ausgangsmaterial des s-Prozess Eisen das im Stern von Anfang an war.

Wird ein Atomkern nach der Anlagerung von Neutronenüberschuss instabil wird ein Neutron durch radioaktiven β ^- -Zerfall d. h. durch die Aussendung eines Elektrons  e ^- in ein Proton umgewandelt. Dadurch entsteht Atom eines anderen Elements mit gleicher Massenzahl um 1 erhöhter Ordnungszahl Z (Protonenzahl) und um 1 erniedrigter Neutronenzahl N ; das Atom wandert im Periodensystem . Aufgrund des langsamen Ablaufs der Neutronenanlagerung sich über Jahrtausende erstreckt ist es charakteristisch den s-Prozess dass der β ^- -Zerfall instabiler Isotope stattfindet bevor ein weiteres Neutron angelagert wird. Infolgedessen durch ihn nicht alle stabilen schweren Elemente werden.

Der s-Prozess wird mathematisch oft durch so genannte lokale Approximation beschrieben die ein Modell der Elementhäufigkeiten gibt basierend auf der eines konstanten Neutronenflusses im Stern. Damit ergibt das Verhältnis der Elementhäufigkeiten als umgekehrt proportional zum Verhältnis des für den Neutronenfang Querschnitts verschiedener Isotope denn je größer dieser desto höher ist die Wahrscheinlichkeit eines Neutroneneinfangs der damit verbundenen Umwandlung in ein anderes

Wegen des relativ geringen Neutronenflusses (in Größenordnung von 10 ⁵ –10 ¹¹ Neutronen pro cm² pro Sekunde) den während des s-Prozesses erwartet können die schweren Isotope wie Thorium und Uran nicht gebildet werden da die benötigten vor erneuter Neutronenanlagerung dem β ^- -Zerfall unterliegen.

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

209 Bi + n	→ 210 Bi + γ		(Neutronenanlagerung)
210 Bi	→ 210 Po + e -		(β - -Zerfall)
210 Po	→ 206 Pb + 4 He		( α-Zerfall )
206 Pb + n	→ 207 Pb + γ		(Neutronenanlagerung 1)
207 Pb + n	→ 208 Pb + γ		(Neutronenanlagerung 2)
208 Pb + n	→ 209 Pb + γ		(Neutronenanlagerung 3)
209 Pb	→ 209 Bi + e -		(β - -Zerfall)

Durch den s-Prozess sind die Sterne asymptotischen Riesenasts die wichtigsten Lieferanten von schweren jenseits von Eisen ⁵⁶ Fe. Die synthetisierten Elemente werden durch Konvektionsströme außen bis an die Sternoberfläche transportiert wo sich spektroskopisch nachweisen lassen. 1952 wurde erstmals das radioaktive Technetium in roten Riesen beobachtet das aufgrund seiner Halbwertszeit von wenigen Millionen Jahren erst kurz durch den s-Prozess entstanden sein konnte und die Theorie stützte.

Siehe auch: Atom p-Prozess

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