Der Urprung der schwersten Element in unserem Universum ist ein ungelöstes Rätsel. Wir wissen jedoch, dass etwa die Hälfte der Element, die schwerer als Eisen sind, im rapiden Neutroneneinfangprozess (r-Prozess) entstehen. Der r-Prozess läuft in explosiven Szenarien ab, die besonders neutronenreich sind. Naturgemäß bietet die Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem anderen kompakten Objekt passende Bedingungen. Insbesondere stellt die Verschmelzung von zwei Neutronensternen die aussichtsreichste astrophysikalische Umgebung dar.

In dieser Arbeit studieren wir die r-Prozess Nukleosynthese in der Materie, die bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne herausgeschleudert wird. Zunächst berechnen wir die detaillierten r-Prozess Häufigkeiten für die verschiedenen Arten von ausgestoßener Materie, um die astrophysikalischen Bedingungen zu ergründen. Danach bestimmen wir den Einfluss kernphysikalischer Modelle auf die endgültigen Häufigkeiten.

Für unsere umfassende Studie der Nukleosynthese nutzen wir hydrodynamische Profile aus den neusten Simulationen von der Verschmelzung zweier Neutronensterne in 3D. Wir berechnen erstmalig die mit der Masse gewichtete Nukleosynthese von dynamisch herausgeworfenem Material und dem neutrinogetriebenen Wind. Die zeitliche Trennung der beiden Auswürfe von Materie erlaubt es uns, diese getrennt zu behandeln. Unsere Ergebnisse zeigen, dass das dynamisch herausgeworfene Material eine hinreichend neutronenreiche Komponente besitzt, um zu einem erfolgreichen r-Prozess zu führen. Weiterhin untersuchen wir den Einfluss der schwachen Reaktionen, da alle derzeitigen Simulationen sämtliche Effekte aufgrund von Neutrinos nur genähert handhaben können. Bei dieser nachträglichen Verarbeitung der Simulationsdaten finden wir, dass das Material weniger neutronenreich wird. Dadurch kann ein erfolgreicher r-Prozess, der bis zu den schwersten Elementen hin reicht, verhindert werden. In dem darauffolgenden neutrinogetriebenen Wind zeigt sich, dass die Nukleosynthese stark von sowohl der Überlebensdauer des zentralen, massiven Neutronensterns als auch vom Betrachtungswinkel abhängt. Material mit einer Masse von $9 \cdot 10^{-3} M_\odot$ wird innerhalb der ersten $\sim 200$~ms nach der Verschmelzung der beiden Neutronensterne ausgestoßen. Dieser Wert ist dem des dynamisch herausgeworfenen Materials sehr ähnlich. Der relativ hohe Elektronenanteil $\Ye \approx 0.2 - 0.4$ im neutrinogetriebenen Wind führt zu der vorwiegenden Produktion von Atomkernen mit Massenzahlen $A < 130$. Folglich ist die Nukleosynthese komplementär zu der von dynamisch herausgeworfenem Material. Wir betrachten mehrere Mischungsszenarien der beiden ausgestoßenen Arten von Material, um die Häufigkeitsverteilungen in metallarmen Sternen, die reich an r-Prozess Elementen sind, zu erklären. Weiterhin bestimmen wir die Heizraten für den Zerfall der produzierten radioaktiven Isotope. Die resultierende Lichtkurve, auch bekannt als Kilonova, erreicht nach vier Stunden ein Maximum im Bereich blauer Wellenlängen. Darüber hinaus führen die hohen Opazitäten aufgrund der schweren r-Prozess Atomkerne in dynamisch herausgeworfenem Material zu einem zweiten Maximum im Infraroten nach drei bis vier Tagen.

Ausgehend den kernphysikalischen Aspekten untersuchen wir, wie kernphysikalische Modelle die r-Prozess Nukleosynthese beeinflussen. Hierbei spielen die Massen der Atomkerne eine wichtige Rolle, um zu entschlüsseln, wie die Synthese schwerer Elemente abläuft. Wir verwenden sechs Sätze an Massen, die auf verschiedenen Optimierungsprotokollen im Rahmen der Skyrme Energiedichtefunktionaltheorie beruhen, um Neutroneneinfangraten und Photodissoziationsraten zu berechnen. Wir bestimmen die r-Prozess Nukleosynthese in realistischen astrophysikalischen Szenarien und ermitteln erstmals systematische Unsicherheitsbänder aufgrund der Modellierung von Kernmassen. Es stellt sich heraus, dass die Eigenschaften der zugrundeliegenden Mikrophysik einen Einfluss auf die r-Prozess Häufigkeiten haben. Dies zeigt sich insbesondere in der Nähe abgeschlossener Neutronenschalen. Die Häufigkeitsmaxima und -lücken spiegeln sich direkt in der Entwicklung der Neutronenseparationsenergie wider. Weitere Fortschritte in der Kernphysik, sowohl in der Theorie als auch im Experiment, werden in Kombination mit Beobachtungen dabei helfen, die astrophysikalischen Bedingungen für den r-Prozess zu verstehen.