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 7 000 000 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