5.4. Nukleare Astrophysik

Die r-Prozess-Sterne bringen die Astrophysik und die Kernphysik auf besondere Weise miteinander in Berührung. Für die Astrophysik sind diese Objekte aufgrund ihres Alters von kosmologischer Bedeutung. Gleichzeitig bilden diese Sterne ein kosmisches Labor, in dem die Nukleosynthese der chemischen Elemente in einzigartiger Weise studiert werden kann. Die stellaren Altersbestimmungen führen diese beiden Forschungsrichtungen zusammen, da sie direkt von unserem kernphysikalischen Wissen zum Aufbau und Verhalten von Atomkernen abhängen. Aus diesem Grund sind sowohl die r-Prozess-Sterne wie auch die s-Prozess-Sterne Beispiele für das, was in der sogenannten nuklearen Astrophysik studiert wird.

So arbeiten Astronomen, theoretische Kernphysiker und Experimentatoren zusammen, um aus den Elementhäufigkeiten dieser Sterne möglichst viele Informationen z.B. über den r-Prozess und seinen Produktionsort abzuleiten. Denn weder der extreme Neutronenfluss noch die einzelnen neutronenreichen, radioaktiven Isotope, die während eines r-Prozesses auftreten, können im Labor synthetisiert werden. So liefern die metallarmen Sterne als Träger der chemischen Fingerabdrücke der diversen Nukleosyntheseprozesse wichtige experimentelle Daten zur Synthese der schwersten Elemente im Universum.

In diesem Zusammenhang dient Blei nochmals als Beispiel. Obwohl Blei zu späteren Zeiten im Universum hauptsächlich im s-Prozess synthetisiert wird, gab es auch schon zu Frühzeiten eine gewisse Bleiproduktion durch den r-Prozess. Blei wird einerseits direkt während des r-Prozesses durch den β-Zerfall der schwersten, neutronenreichsten Isotope im transuranen Bereich erzeugt. Andererseits entsteht es auf kosmischen Zeitskalen durch den langsamen α-Zerfall von Thorium und Uran.

Eine Bleimessung in einem r-Prozess-Stern ist noch schwieriger als die einer Uranlinie. Denn die einzige Bleilinie bei 405.8 nm ist noch schwächer und benötigt somit eine noch höhere Datenqualität. Dennoch konnte die Bleilinie in CS 31982–001 und HE 1523–0901 detektiert werden. Da unterschiedliche r-Prozess-Modelle durchaus verschiedene Häufigkeitsverteilung der allerschwersten Elemente vorhersagen, sind Tests auf Selbstkonsistenz der Modelle in sich und auf Übereinstimmung mit den Beobachtungen besonders wichtig und informativ.

Können in ein und demselben Stern Thorium-, Uran- und Bleihäufigkeiten gleichzeitig bestimmt werden, liegt ein Konsistenztestfall vor, da die Häufigkeiten dieser drei Elemente sowohl über den r-Prozess als auch über den radioaktiven Zerfall miteinander gekoppelt sind.

Um die drei beobachteten Häufigkeiten zu erklären, müssen also der Bleianteil, der direkt im r-Prozess erzeugt wird, plus der Anteil, der durch den radioaktiven Zerfall über viele Milliarden Jahre langsam vor sich geht, vorhergesagt werden. Gleichzeitig müssen die Thorium- und Uranhäufigkeiten nach etwa 13 Milliarden Jahre langem Zerfall richtig vorhergesagt werden. Mit diesem Test können die verschiedenen r-Prozess-Modelle weiter verbessert werden. Dies wird zu verbesserten Vorhersagen der r-Prozesshäufigkeiten in der Supernova führen, was letztendlich für verbesserte stellare Altersbestimmungen mit geringeren Unsicherheiten sorgen wird.