EINFÜHRUNG IN DIE ISOTOPENGEOCHEMIE

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Einführung
durch den sogenannten r-Prozeß aufbauen können (r für rapid; siehe Abbildungen 11 und
12 zur Erläuterung). Auch die Existenz von Th und U in der Natur läßt sich nur so erklären.
Viele andere Isotope der schweren Elemente entstehen durch den s-Prozeß (s für slow,
Abbildungen 11 + 12) bei geringen Neutronenflüssen über vergleichsweise lange Zeit. Als
Entstehungsumgebung werden die Hüllen massereicher Sterne (>8 M � ) genannt, die sich
irgendwann zu Supernovae entwickelt haben bzw. entwickeln werden, und die inneren
Hüllen der AGB-Sterne * . Dort werden durch Nebenreaktionen wie
22 Ne(a,n) 25 Mg [GL 29]
13 C( a,n) 16 O [GL 30]
freie Neutronen gebildet, die von anderen Kernen wieder eingefangen werden können. Vor
allem die erste dieser beiden Reaktionen soll in den massereichen Sternen von entscheidender
Bedeutung sein [8] .
Der sogenannte p-Prozeß (p für Protoneneinfang und/oder Photodisintegration) schließlich
ist für die Entstehung neutronenarmer stabiler Nuklide relevant (Abbildungen 11 und
12). Welche Isotope der schweren Elemente dem s- und welche dem p-Prozeß zugänglich
sind, läßt sich Abbildung 13 entnehmen.
Abbildung 14 zeigt die Häufigkeit der Elemente im Sonnensystem. Auffällig ist die sehr
geringe Häufigkeit der leichten Elemente Li, Be und B. Diese werden bei der stellaren
Nukleosynthese weitgehend ausgeschlossen. Das bei der primordialen Nukleosynthese
entstandene 7Li wird in Sternen sogar bereits ab ca. 3´106K durch Reaktion mit Protonen
weitgehend zu He abgebaut (Li-Gehalte in T Tauri-Sternen sind höher als in Sternen der
Hauptreihe des HR-Diagramms). Man nimmt an, daß Li, Be und B ihre Existenz zum großen
Teil Spallationsreaktionen in molekularen Wolken verdanken. Hochenergetische kosmische
Partikelstrahlung (insbesondere Protonen, a-Teilchen) trifft auf die Kerne schwererer
Elemente (C, N, O) und zerlegt sie. Li, Be und B entstehen demnach nicht durch den
Aufbau aus leichteren, sondern durch die Zerstörung schwererer Elemente.
* P. Merrill identifizierte 1952 Tc in Spektren von einigen Roten Riesen. Da das längstlebige Isotop,
98 Tc, nur eine Halbwertszeit von 4.2 Ma hat, muß das Tc in den Riesensternen entstanden sein. Das
wurde als Indiz für das Ablaufen des s-Prozesses in solchen Sternen gewertet.