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<!DOCTYPE html>

<title>R-Prozess</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading">r-Prozess</h1>

</header>

</div>

<div id="mw-content-text" class="mw-body-content mw-content-ltr" lang="de" dir="ltr"><div class="mw-content-ltr mw-parser-output" lang="de" dir="ltr"><p>Der <b>r-Prozess</b> (r für <span style="font-style:normal;font-weight:normal"><a href="Englische_Sprache" title="Englische Sprache">englisch</a></span> <span lang="en-Latn" style="font-style:italic"><i>rapid</i></span> ‚schnell‘) ist einer der Prozesse der <a href="Nukleosynthese" title="Nukleosynthese">Nukleosynthese</a>.<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Er ist ein <a href="Neutroneneinfang" title="Neutroneneinfang">Neutroneneinfang</a>prozess, der im Gegensatz zum langsamen <a href="S-Prozess" title="S-Prozess">s-Prozess</a> bei hohen <a href="Neutron" title="Neutron">Neutronen</a>-Dichten und <a href="Temperatur" title="Temperatur">Temperaturen</a> abläuft. Dabei werden durch einen hohen <a href="Neutronenfluss" title="Neutronenfluss">Neutronenfluss</a> instabile neutronenreiche <a href="Atomkern" title="Atomkern">Atomkerne</a> aufgebaut, die rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen der schweren <a href="Chemisches_Element" title="Chemisches Element">Elemente</a> von <a href="Eisen" title="Eisen">Eisen</a> bis <a href="Blei" title="Blei">Blei</a> sowie den instabilen langlebigen <a href="Isotop" title="Isotop">Isotopen</a> von <a href="Bismut" title="Bismut">Bismut</a>, <a href="Thorium" title="Thorium">Thorium</a>, <a href="Uran" title="Uran">Uran</a> und <a href="Plutonium" title="Plutonium">Plutonium</a> <a href="Radioaktivit%C3%A4t" title="Radioaktivität">zerfallen</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Ablauf">Ablauf</h2></div>

<p>Bei extrem hohem Neutronenfluss können in Sekundenbruchteilen sehr viele Neutronenanlagerungen an ein und demselben Atomkern stattfinden, insbesondere auch an kurzlebigen Zwischenprodukten, noch bevor ein <a href="Radioaktiv" class="mw-redirect" title="Radioaktiv">radioaktiver</a> <a href="Betazerfall" title="Betazerfall">β<sup>−</sup>-Zerfall</a> auftritt.

</p><p>Bei jeder Neutronenanlagerung wird <a href="Energie" title="Energie">Energie</a> in Form von <a href="Gammastrahlung" title="Gammastrahlung">Gammaquanten</a> frei. <a href="Neutronenzahl" title="Neutronenzahl">Neutronenzahl</a> <i>N</i> und <a href="Massenzahl" title="Massenzahl">Massenzahl</a> <i>A</i> erhöhen sich jeweils um 1, ein neues Isotop desselben Elements entsteht.

</p><p>Bei den anschließenden β<sup>−</sup>-Zerfällen der instabilen Isotope wird je ein Neutron durch Aussendung eines <a href="Elektron" title="Elektron">Elektrons</a> e<sup>−</sup> und eines <a href="Elektron-Antineutrino" class="mw-redirect" title="Elektron-Antineutrino">Elektron-Antineutrinos</a> <span class="mwe-math-element mwe-math-element-inline"><span class="mwe-math-mathml-inline mwe-math-mathml-a11y" style="display: none;"><math xmlns="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" alttext="{\displaystyle {\overline {\nu }}_{\text{e}}}">

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</math></span><img src="./_assets_/eb734a37dd21ce173a46342d1cc64c92/ac46f6cff63d0e22ffe3e5f455539f82072d2ec0.svg" class="mwe-math-fallback-image-inline mw-invert skin-invert" aria-hidden="true" style="vertical-align: -0.671ex; width:2.364ex; height:2.676ex;" alt="{\displaystyle {\overline {\nu }}_{\text{e}}}" loading="lazy"></span> in ein <a href="Proton" title="Proton">Proton</a> umgewandelt. Dadurch entsteht ein Atomkern eines anderen Elements mit gleicher Massenzahl, aber um 1 erhöhter <a href="Ordnungszahl" title="Ordnungszahl">Ordnungszahl</a> <i>Z</i> (Protonenzahl) und um 1 erniedrigter Neutronenzahl <i>N</i>; das Atom „wandert“ also im <a href="Periodensystem" title="Periodensystem">Periodensystem</a>.

</p><p>Der Prozess wird nur durch drei Faktoren gebremst:

</p>

<ol><li>durch geschlossene <a href="Schalenmodell_(Kernphysik)" title="Schalenmodell (Kernphysik)">Neutronenschalen</a> bei <a href="Isotop" title="Isotop">Isotopen</a> mit <a href="Neutronenzahl" title="Neutronenzahl">Neutronenzahlen</a> <i>N</i> um 50, 82 und 126, korrespondierend mit <a href="Massenzahl" title="Massenzahl">Massenzahlen</a> <i>A</i> 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;</li>

<li>bei einer Grenze, an der die <a href="Bindungsenergie" title="Bindungsenergie">Bindungsenergie</a> neu anzulagernder Neutronen Null wird (<span class="mwe-math-element mwe-math-element-inline"><span class="mwe-math-mathml-inline mwe-math-mathml-a11y" style="display: none;"><math xmlns="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" alttext="{\displaystyle B_{\text{n}}=0}">

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</math></span><img src="./_assets_/eb734a37dd21ce173a46342d1cc64c92/2df88e7b20e0ad60b4e693045d4d428fa77a48b5.svg" class="mwe-math-fallback-image-inline mw-invert skin-invert" aria-hidden="true" style="vertical-align: -0.671ex; width:7.171ex; height:2.509ex;" alt="{\displaystyle B_{\text{n}}=0}" loading="lazy"></span>), so dass kein weiteres Neutron eingefangen werden kann und der Kern erst einen Betazerfall „abwarten“ muss;</li>

<li>durch die Abnahme der Kernstabilität mit zunehmender Massenzahl. Der r-Prozess endet deshalb bei Kernen, bei denen mit kurzer <a href="Halbwertszeit" title="Halbwertszeit">Halbwertszeit</a> die <a href="Spontane_Spaltung" title="Spontane Spaltung">spontane Kernspaltung</a> eintritt, die also von selbst in zwei leichtere Kerne zerfallen. Dies ist bei Massenzahlen <i>A</i> um 260 der Fall, etwa im Gebiet der Elemente <a href="Curium" title="Curium">Curium</a> bis <a href="Rutherfordium" title="Rutherfordium">Rutherfordium</a>.</li></ol>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Vorkommen">Vorkommen</h2></div>

<p>Die für den r-Prozess erforderlichen Neutronenflüsse in der Größenordnung von mehr als 10 Trilliarden = 10<sup>22</sup> Neutronen pro Quadratzentimeter pro Sekunde<sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> treten nur bei außergewöhnlichen astronomischen Ereignissen auf.

</p><p>Der Ort des r-Prozesses ist noch nicht mit Sicherheit bekannt. Zurzeit werden hauptsächlich diskutiert:

</p>

<ul><li>das Verschmelzen zweier <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronensterne</a> (<a href="Kilonova" title="Kilonova">Kilonova</a>)</li>

<li><a href="Supernova" title="Supernova">Supernova</a>-Explosionen.</li>

<li><a href="Sonneneruption" title="Sonneneruption">Flares</a> eines <a href="Magnetar" title="Magnetar">Magnetars</a><sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup></li></ul>

<p>Durch eine detaillierte <a href="Spektroskopie" title="Spektroskopie">Spektralanalyse</a> der Kilonova <a href="Kilonova#GW170817_=_GRB_170817A" title="Kilonova">AT2017gfo</a> konnte der eindeutige Nachweis erbracht werden, dass <a href="Strontium" title="Strontium">Strontium</a> in größeren Mengen über den r-Prozess gebildet wurde.<sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Dennoch ist nicht ausgeschlossen, dass der r-Prozess auch während Supernovae am Ende des <a href="Sternentwicklung" class="mw-redirect" title="Sternentwicklung">Lebenszyklus</a> eines <a href="Stern" title="Stern">Sterns</a> abläuft. Dabei wird durch die <a href="Sto%C3%9Fwelle" title="Stoßwelle">Stoßwelle</a>, die ihren Ausgang am inkompressiblen entarteten Neutronenkern im Zentrum des Sterns nimmt (siehe <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a>), neutronenreiches Material von dessen Außenbereich mitgerissen und in den <a href="Weltraum" title="Weltraum">Weltraum</a> geschleudert.

</p><p>Die relativ geringe <a href="Elementh%C3%A4ufigkeit" class="mw-redirect" title="Elementhäufigkeit">Häufigkeit</a> 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.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="P-Prozess" title="P-Prozess">p-Prozess</a></li>

<li><a href="S-Prozess" title="S-Prozess">s-Prozess</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li><a href="Klaus_Blaum" title="Klaus Blaum">Klaus Blaum</a>, Hendrik Schatz: <i>Kernmassen und der Ursprung der Elemente. Wie die Welt entstanden ist und was Präzisionsmessungen an kurzlebigen Radionukliden uns darüber verraten.</i> Physik-Journal 5 (2006), Nr. 2, S. 35</li>

<li><a href="Margaret_Burbidge" title="Margaret Burbidge">Margaret Burbidge</a>, <a href="Geoffrey_Burbidge" title="Geoffrey Burbidge">Geoffrey Burbidge</a>, <a href="William_Alfred_Fowler" title="William Alfred Fowler">William Alfred Fowler</a>, <a href="Fred_Hoyle" title="Fred Hoyle">Fred Hoyle</a>: <i>Synthesis of the Elements in Stars</i>, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547</li>

<li>C. E. Rolfs, W. S. Rodney: <i>Cauldrons in the Cosmos</i>, Univ. of Chicago Press, 1988</li>

<li><a href="Heinz_Oberhummer" title="Heinz Oberhummer">Heinz Oberhummer</a>: <i>Kerne und Sterne</i>, Barth, 1993</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text">E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler, F. Hoyle: <cite style="font-style:italic">Synthesis of the Elements in Stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Reviews of Modern Physics</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>29</span>, <span style="white-space:nowrap">Nr.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>4</span>, 1. Oktober 1957, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>553</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1103/RevModPhys.29.547">10.1103/RevModPhys.29.547</a></span> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.29.547">aps.org</a> [abgerufen am 1. Februar 2025]).<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:R-Prozess&rft.atitle=Synthesis+of+the+Elements+in+Stars&rft.au=E.+Margaret+Burbidge%2C+G.+R.+Burbidge%2C+William+A.+Fowler%2C+...&rft.date=1957-10-01&rft.doi=10.1103%2FRevModPhys.29.547&rft.genre=journal&rft.issue=4&rft.jtitle=Reviews+of+Modern+Physics&rft.pages=553&rft.volume=29" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-2"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-2">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.pro-physik.de/nachrichten/die-schnelle-quelle-schwerer-elemente"><i>Die schnelle Quelle schwerer Elemente.</i></a> In: <i>pro-physik.de.</i> 25. Oktober 2019,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 2. Februar 2025</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3AR-Prozess&rft.title=Die+schnelle+Quelle+schwerer+Elemente&rft.description=Die+schnelle+Quelle+schwerer+Elemente&rft.identifier=https%3A%2F%2Fwww.pro-physik.de%2Fnachrichten%2Fdie-schnelle-quelle-schwerer-elemente&rft.date=2019-10-25"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adc9b0"><i>Direct Evidence for r-process Nucleosynthesis in Delayed MeV Emission from the SGR 1806–20 Magnetar Giant Flare.</i></a> In: <i>iopscience.iop.org.</i> 29. April 2025,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 6. Mai 2025</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3AR-Prozess&rft.title=Direct+Evidence+for+r-process+Nucleosynthesis+in+Delayed+MeV+Emission+from+the+SGR+1806%E2%80%9320+Magnetar+Giant+Flare&rft.description=Direct+Evidence+for+r-process+Nucleosynthesis+in+Delayed+MeV+Emission+from+the+SGR+1806%E2%80%9320+Magnetar+Giant+Flare&rft.identifier=https%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2Farticle%2F10.3847%2F2041-8213%2Fadc9b0&rft.date=2025-04-29"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-4">↑</a></span> <span class="reference-text">Darach Watson, Camilla J. Hansen, Jonatan Selsing, Andreas Koch, Daniele B. Malesani: <cite style="font-style:italic">Identification of strontium in the merger of two neutron stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Nature</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>574</span>, <span style="white-space:nowrap">Nr.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>7779</span>, Oktober 2019, <a href="Internationale_Standardnummer_f%C3%BCr_fortlaufende_Sammelwerke" title="Internationale Standardnummer für fortlaufende Sammelwerke">ISSN</a> <span style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://zdb-katalog.de/list.xhtml?t=iss%3D%220028-0836%22&key=cql">0028-0836</a></span>, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>497–500</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1038/s41586-019-1676-3">10.1038/s41586-019-1676-3</a></span> (<a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/s41586-019-1676-3">nature.com</a> [abgerufen am 15. November 2019]).<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:R-Prozess&rft.atitle=Identification+of+strontium+in+the+merger+of+two+neutron+stars&rft.au=Darach+Watson%2C+Camilla+J.+Hansen%2C+Jonatan+Selsing%2C+...&rft.date=2019-10&rft.doi=10.1038%2Fs41586-019-1676-3&rft.genre=journal&rft.issn=0028-0836&rft.issue=7779&rft.jtitle=Nature&rft.pages=497-500&rft.volume=574" style="display:none"> </span></span>

</li>

</ol>

<div>

Normdaten (Sachbegriff): <a href="Gemeinsame_Normdatei" title="Gemeinsame Normdatei">GND</a>: <span class="-print"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://d-nb.info/gnd/4279473-0">4279473-0</a></span> </div>

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