Silisiumforbrenning

Silisiumforbrenning er samlebegrepet for fusjonsprosesser i en massiv stjerne der silisium, svovel og andre atomer fra oksygenforbrenningen fusjonerer til jern, nikkel, krom, titan og andre tunge atomer med atomnummer ≤ 56. Silisiumforbrenning finner sted i stjernern > 11 M☉ når de har est opp til røde superkjemper og starter når temperaturen når 3,3 milliarder K. En stor del av energien som frigjøres ved silisiumfusjonen avgår i form av nøytrinoer. Utstrålingen av nøytrinoer frigjør hele  ganger mer energi enn utstrålingen av varme. Det gjør at stjernens forbrenningshastighet øker markant ettersom strålingstrykket, som forhindrer stjernens kollaps, ikke øker i samme takt som forbrenningen. Stjernens silisiumkjerne forbrennes raskt og allerede etter to uker er temperaturen i kjernen tilstrekkelig høy til at fusjon av enda tyngre grunnstoff kan startes. Når atomkjerner med flere enn 56 nukleoner skapes, forbrukes energi ved fusjon i stedet for å avgis som tidligere og stjernen kollapser i en supernovaeksplosjon.

Kjernereaksjoner 
Henfall
Temperaturen er så høy at silisiumkjernene splittes i en omvendt trippel-alfaprosess.
28Si + γ →  24Mg + 4He
24Mg + γ →  20Ne + 4He
20Ne + γ →  16O + 4He
16O + γ → 12C + 4He
12C + γ → 8Be + 4He
8Be + γ → 4He + 4He

Fusjon
Fra henfallet frigjøres syv heliumkjerner (alfapartikler). Disse fusjonerer med andre silisiumkjerner til tyngre elementer i en fortsettelse av trippel-alfaprosessen etterhvert som stjernene blir varmere.
28Si + 4He → 32S + γ
32S + 4He → 36Ar + γ
36Ar + 4He → 40Ca + γ
40Ca + 4He → 44Ti + γ
44Ti + 4He → 48Cr + γ
48Cr + 4He → 52Fe + γ
52Fe + 4He → 56Ni + γ

I det siste steget skapes den ustabile foreningen nikkel-56 som henfaller til kobolt-56 og senere til jern-56.

56Ni (halveringstid 6 dager) → 56Co + γ
56Co (halveringstid 111 dager) → 56Fe + γ

Fortsatt forbrenning 
Når stjernens temperatur overstiger 7,1 milliarder K starter fusjonen av elementer med fler enn 56 nukleoner. Når dette inntreffer forbrukes energi til å fusjonere atomkjernen. Resultatet blir at stjernene kjøles ned og strålingstrykket som tidligere forhindret stjernen fra å kollapse under sin egen masse synker. Kjernen innleder et fritt fall. Stjernen løper løpsk og eksploderer i en supernovaeksplosjon og i den dannes alle elementene i periodesystemet. I løpet av en kort periode lyser supernovaen med samme intensitet som en hel galakse og svært store mengder nøytrinoer avgis. Etter eksplosjonen blir en stjernetåke med en nøytronstjerne i midten værende igjen. Stjernetåken vil i løpet av noen år etter eksplosjonen lyse når tunge ustabile atomkjerner, først og fremst nikkel-56 og kobolt-56, henfaller og avgir fotonér. Når en virkelig stor stjerne eksploderer kan kjernen kollapse til et sort hull.

Se også 
CNO-syklusen
Proton-protonkjeden
Karbonforbrenning
Neonforbrenning

Litteratur 
The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka
Nuclear Reactions in Stars without Hydrogen av E.E. Salpeter, 1951

Eksterne lenker 
 Kosmologiske – Stjernene – Elementsyntese
 Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-free Stars – Alexander Heger, S. E. Woosley

Kjernefysikk
Astrofysikk
Artikler i astronomiprosjektet