Modell des gemittelten direkten Einfangs

Explosives nukleares Brennen findet am Ende des Lebenswegs von massereichen Sternen in Supernovae und in Doppelsternsystemen, bestehend aus einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg (Novae) oder einen Neutronenstern (Röntgenausbrüche), statt. In diesen astrophysikalischen Szenarien finden Kernreaktionen statt, bei denen Atomkerne an der Grenze aber vor allem auch fernab der Stabilität beteiligt sind. Zur Bestimmung der Reaktionsraten für solche Kernreaktionen existieren experimentelle Daten teilweise bzw. überhaupt nicht. Dies trifft vor allem für den sogenannten a - und r-Prozeß in Supernovae und den rp-Prozeß in Novae und Röntgenausbrüche zu. Das Ziel des geplanten Forschungsprojekts liegt in der Bestimmung der nuklearen Reaktionsraten für Neutronen- und Protoneneinfang von instabilen Atomkernen. Dazu ist es notwendig ein Modell des über die Zustände des Endkerns gemittelten direkten Einfangs zu entwickeln und die Reaktionsraten in diesem Modell zu berechnen. Die Eingabedaten für dieses Modell können an der Grenze der Stabilität aus experimentellen Daten bestimmt werden, fernab der Stabilität müssen die Eingabedaten jedoch mit Hilfe eines mikroskopischen Modells bestimmt werden. Diese Untersuchungen erfolgen in Zusammenarbeit mit I.A. Borzov (IPPE Obninsk, Russia) bestimmt. Die so erhaltenen Reaktionsraten werden dann in nuklearen Netzwerken verwendet, um astrophysikalische Berechnungen der vorher erwähnten explosiven Brennphasen durchzuführen. Diese Berechnungen werden in Zusammenarbeit mit F.-K. Thielemann (Univ. Basel, Switzerland) durchgeführt.

Alle Elemente schwerer als Eisen, wie zum Beispiel Gold, Silber, Blei oder Uran, wurden durch Neutroneneinfang entweder in Roten Riesen (Endstadium von Sternen) oder in Supernovae (Sternexplosionen) hergestellt. Im vorliegenden Forschungsprojekte wurden exemplarisch einige dieser Kernreaktionen untersucht und die dazu gehörigen Reaktionsraten berechnet. Diese Reaktionsraten sind dann Eingabegrößen für Simulationen der Sternentwicklung am Computer, in denen die Häufigkeiten der Erzeugung aller schwereren Elemente als Eisen in Roten Riesensternen oder Supernovae berechnet werden. Im vorliegenden Forschungsprojekt wurde die Abhängigkeit der Reaktionsraten des Neutroneneinfang von unterschiedlichen Kernstrukturmodellen untersucht. Es zeigte sich, dass die Reaktionsraten für das in diesem Projekt verwendete Kernstrukturmodell größer sind als mit den bisher verwendeten Modellen. Dies sollte auch Konsequenzen für zukünftige Netzwerkberechnungen für die Entstehung der Elemente in Roten Riesen oder Supernovae haben.