Siliciumafbrænding er en sekvens af termonukleære reaktioner, der forekommer i dybet af massive stjerner (mindst 8-11 solmasser ), hvor siliciumkerner omdannes til kerner af tungere grundstoffer. Denne proces kræver en høj temperatur ( 2,7–3,5⋅10 9 K , hvilket svarer til en kinetisk energi på 230–300 keV) og tæthed ( 10 5–10 6 g / cm³ ). Siliciumforbrændingsstadiet følger hydrogen-, helium-, kulstof-, neon- og oxygenforbrændingsstadierne; det er det sidste trin i udviklingen af en stjerne på grund af termonukleære processer. Efter dens færdiggørelse er der ikke flere tilgængelige termonukleære energikilder i stjernens kerne, da der som følge af siliciumforbrænding dannes jerngruppekerner, som har den maksimale bindingsenergi pr. nukleon og ikke længere er i stand til termonukleære eksoterme reaktioner . Ophøret med frigivelse af energi fører til tab af stjernekernens evne til at modvirke trykket fra de ydre lag, til stjernens katastrofale kollaps og udbrud af en type II supernova .
På grund af den høje temperatur sker der delvis fotodisintegration af siliciumkerner i reaktionerne ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) . De resulterende alfapartikler, protoner og neutroner begynder at reagere med de resterende siliciumkerner. Som et resultat af mange reaktioner dannes tungere grundstoffer, herunder grundstoffer nær jern. Eksempler på sådanne reaktioner er f.eks.
28 Si + 4 He ↔ 32 S + γ 32 S + 4 He ↔ 36 Ar + γ 36 Ar + 4 He ↔ 40 Ca + γ 40 Ca + 4 He ↔ 44 Ti + γ 44 Ti + 4 He ↔ 48 Cr + γ 48 Cr + 4 He ↔ 52 Fe + γ 52 Fe + 4 He ↔ 56 Ni + γDirekte reaktion som "silicium+silicium"
28 Si + 28 Si → 56 Ni + y ( Q ≈ 10,9 MeV)usandsynligt på grund af den store Coulomb-barriere.
Siliciumforbrænding er den sidste fase af termonuklear fusion i stjernernes kerner, den hurtigste fase af stjerneudvikling. For massive stjerner (mere end 25 solmasser) anslås brændetiden for silicium til kun at være 1 dag. Forbrændingen af tungere elementer forekommer ikke, da energi ikke længere frigives i sådanne reaktioner, men absorberes.
En så kort varighed af nukleare reaktioner med tunge grundstoffer forklares ikke kun af et fald i energiudbyttet pr. nukleon. Den overordnede høje lysstyrke af massive stjerner påvirker, som et resultat af, at den udstrålede energi pr. masseenhed er størrelsesordener højere end for dværge som Solen. Hovedfaktoren for at reducere tiden for kernereaktioner, der involverer tunge grundstoffer, er den såkaldte neutrino-afkøling : ved temperaturer over en milliard kelvin kan kollisionen af gammastråler med kerner generere neutrino-antineutrino-par. Med en yderligere stigning i temperaturen vokser den energibrøkdel, der føres væk af neutrinopar, mere og mere, og for neutrinoer er stjernens kerne gennemsigtig (de transporterer energi uden hindring), kernen komprimeres mere og mere, og de sidst forekommende kernereaktioner kan forekomme i form af en eksplosion [1] .
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |