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&nbsp;''M''<sub>☉</sub> når de har est opp til røde superkjemper og starter når temperaturen når 3,3&nbsp;milliarder&nbsp;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.
*<sup>28</sup>Si + γ →  <sup>24</sup>Mg + <sup>4</sup>He
*<sup>24</sup>Mg + γ →  <sup>20</sup>Ne + <sup>4</sup>He
*<sup>20</sup>Ne + γ →  <sup>16</sup>O + <sup>4</sup>He
*<sup>16</sup>O + γ → <sup>12</sup>C + <sup>4</sup>He
*<sup>12</sup>C + γ → <sup>8</sup>Be + <sup>4</sup>He
*<sup>8</sup>Be + γ → <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He

;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.
*<sup>28</sup>Si + <sup>4</sup>He → <sup>32</sup>S + γ
*<sup>32</sup>S + <sup>4</sup>He → <sup>36</sup>Ar + γ
*<sup>36</sup>Ar + <sup>4</sup>He → <sup>40</sup>Ca + γ
*<sup>40</sup>Ca + <sup>4</sup>He → <sup>44</sup>Ti + γ
*<sup>44</sup>Ti + <sup>4</sup>He → <sup>48</sup>Cr + γ
*<sup>48</sup>Cr + <sup>4</sup>He → <sup>52</sup>Fe + γ
*<sup>52</sup>Fe + <sup>4</sup>He → <sup>56</sup>Ni + γ

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

*<sup>56</sup>Ni (halveringstid 6 dager) → <sup>56</sup>Co + γ
*<sup>56</sup>Co (halveringstid 111 dager) → <sup>56</sup>Fe + γ

## Fortsatt forbrenning
Når stjernens temperatur overstiger 7,1&nbsp;milliarder&nbsp;K starter fusjonen av elementer med fler enn 56&nbsp;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