Neutronenanlagerung

Neutronenanlagerung (Bezeichnung in der Astrophysik) oder Neutroneneinfang (Bezeichnung in der Kernphysik und Kerntechnik) ist eine Kernreaktion, bei der ein Neutron von einem Atomkern absorbiert wird, ohne dass dabei Teilchen mit Masse freigesetzt werden; die gewonnene Bindungsenergie wird vielmehr als Gammastrahlung abgegeben. Nach seiner Formelschreibweise – Beispiele siehe unten − wird dieser Reaktionstyp auch n-gamma-Reaktion genannt.

Nuklidkarte mit Wirkungsquerschnitt für Neutronenabsorption

Da das Neutron im Gegensatz zum Proton keine elektrische Ladung trägt und daher vom Atomkern nicht abgestoßen wird, kann es sich ihm auch mit geringer Bewegungsenergie leicht nähern. Die Neutronenanlagerung läuft in Sternen als s- oder r-Prozess ab. Sie spielt in der kosmischen Nukleosynthese eine wichtige Rolle, denn sie erklärt die Entstehung der Elemente mit Massenzahlen größer als 56, also der Atome, die schwerer als Eisenatome sind. Diese können durch thermonukleare Reaktionen, d. h. durch Kernfusion, in Sternen nicht gebildet werden.

Die allermeisten in normaler Umgebung auf der Erde freigesetzten Neutronen werden, nachdem sie thermisch geworden sind, von Kernen in dieser Weise eingefangen. Technisch ist der Neutroneneinfang in geeigneten Materialien wichtig für die Steuerung von Kernreaktoren und die Abschirmung gegen Neutronenstrahlung, siehe Neutronenabsorber.

Das nebenstehende Bild zeigt eine Nuklidkarte mit farblicher Kennzeichnung des Wirkungsquerschnitts für Neutroneneinfang (Neutroneneinfangsquerschnitt). Durch Doppellinien hervorgehoben sind die magischen Protonen- und Neutronenzahlen; man erkennt, dass dieser Wirkungsquerschnitt bei solchen magischen Atomkernen meist klein, fern von magischen Zahlen dagegen groß ist.

Neutroneneinfang bei kleinem Neutronenfluss

Bei nicht zu hohem Neutronenfluss, etwa bei Neutronenbestrahlung in einem Kernreaktor, wird jeweils ein Neutron von einem Atomkern eingefangen. Die Massenzahl (Zahl der Nukleonen im Kern) steigt dadurch um 1. Beispielsweise entsteht bei Bestrahlung von natürlichem Gold, 197Au, das Goldisotop 198Au in einem hochangeregten Zustand, der sehr schnell durch Aussendung eines γ-Quants zum Grundzustand des 198Au zerfällt. In Formelschreibweise:

$ \mathrm{^{197}_{\ 79}Au \ \xrightarrow {(n,\gamma)} \ ^{198}_{\ 79}Au} $

oder kurz:

$ \mathrm{^{197}Au \ (n,\gamma) \ ^{198}Au} $

Das Goldisotop 198Au ist ein β-Strahler, sein Kern zerfällt also durch Emission eines Elektrons und eines Elektron-Antineutrinos zu dem Quecksilberisotop 198Hg.

Der oben erwähnte s-Prozess im Inneren von Sternen läuft im Wesentlichen genauso ab.

Neutroneneinfang bei großem Neutronenfluss

Beim r-Prozess im Sterninnern ist die Neutronenflussdichte so hoch, dass der Atomkern zwischen den Neutroneneinfängen "keine Zeit" für den Betazerfall hat, d. h., der mittlere Zeitabstand zwischen den Neutroneneinfängen ist kurz im Vergleich zur Halbwertszeit des Betazerfalls. Die Massenzahl nimmt dadurch stark zu, ohne dass die Ordnungszahl steigt. Erst anschließend zerfallen die entstandenen hoch instabilen Nuklide durch jeweils mehrere aufeinander folgende β--Zerfälle zu stabilen oder leicht instabilen, also langlebigen, Nukliden mit entsprechend höheren Ordnungszahlen.

Siehe auch

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