Siliciumbrennen

Nach Ende des Sauerstoffbrennens besteht der Kern des Sterns vor allem aus Silicium und Schwefel.^[3][4] Falls der Stern eine ausreichend große Masse hat, kontrahiert er, bis seine Kerntemperatur im Bereich von 2,8–4,1 GK^[5] liegt.

Die direkte Fusion zweier Silicium-Atomkerne ist wegen der hohen Coulombbarriere nicht möglich. Stattdessen ermöglicht die Photodesintegration ein komplexes Reaktionsnetzwerk aus mehr als 100 einzelnen Kernreaktionen. Dabei werden aus Silicium und anderen Elementen einzelne Kernbestandteile herausgelöst; diese sind entweder einzelne Protonen, Neutronen oder ganze Alphateilchen.^[5] Zwar entspricht eine Temperatur von 4 GK nur einer durchschnittlichen Energie von 344 keV, also zu wenig im Vergleich zu den für Kernspaltungen erforderlichen mehreren MeV, doch folgen die Photonen einer Planck-Verteilung, in deren hochenergetischem Schwanz sich bei diesen Temperaturen genügend Photonen befinden, um die Photodesintegration schnell genug ablaufen zu lassen.^[6]

Während des Siliciumbrennens fangen Atomkerne die durch Photodesintegration freigesetzten Protonen, Neutronen oder Alpha-Teilchen ein.^[7] Dabei entstehen über beispielsweise folgende Reaktionskette sukzessive schwere Kerne mit einer Massenzahl A=50-65:

${\displaystyle {}_{14}^{28}\mathrm {Si} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{16}^{32}\mathrm {S} }$ 

${\displaystyle {}_{16}^{32}\mathrm {S} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{18}^{36}\mathrm {Ar} }$ 

${\displaystyle {}_{18}^{36}\mathrm {Ar} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{20}^{40}\mathrm {Ca} }$ 

${\displaystyle {}_{20}^{40}\mathrm {Ca} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{22}^{44}\mathrm {Ti} }$ 

${\displaystyle {}_{22}^{44}\mathrm {Ti} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{24}^{48}\mathrm {Cr} }$ 

${\displaystyle {}_{24}^{48}\mathrm {Cr} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{26}^{52}\mathrm {Fe} }$ 

${\displaystyle {}_{26}^{52}\mathrm {Fe} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{28}^{56}\mathrm {Ni} }$ 

${\displaystyle {}_{28}^{56}\mathrm {Ni} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} \rightarrow {}_{30}^{60}\mathrm {Zn} }$ 

Aufgrund der hohen Temperaturen läuft die Anlagerung von Protonen und Neutronen ausreichend schnell ab, sodass, trotz der Photodesintegration der leichteren Kerne, auch schwere Kerne entstehen können. Da diese schweren Kerne eine höhere Bindungsenergie pro Nukleon haben, sind im stellaren Kern nicht genügend Photonen mit hoher Energie vorhanden, um sie sofort wieder spalten zu können. Netto werden dadurch mehr schwere Elemente gebildet als zerstört. Während des Siliciumbrennens entstehen große Mengen an Nickel-56, da dieses die höchste Bindungsenergie aller Kerne mit gleicher Anzahl an Protonen wie Neutronen hat.^[8] Da Nickel-56 radioaktiv ist, zerfällt es per zweimaligem Beta-Plus-Zerfall zum stabilen Kern Eisen-56 (mit der dritthöchsten Bindungsenergie pro Nukleon);^[8] Zink-60 zerfällt auf gleichem Wege zum stabilen Nickel-60, das die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aufweist. Nach Ende des Siliciumbrennens ist daher keine Energiefreisetzung durch Kernfusion mehr möglich. Zusammengefasst ist der Hauptmechanismus des Siliciumbrennens daher:^[9]

• Schalenbrennen

• Arthur Holland, Mark Williams: Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors. University of Michigan.
• Ian Short: The Evolution and Death of Stars.
• Origin of Heavy Elements. Tufts University
• G. Hermann: Chapter 21: Stellar Explosions.
• W. D. Arnett: Advanced evolution of massive stars. VII - Silicon burning. In: Astrophysical Journal. Supplement Series, vol. 35, Oct. 1977, S. 145–159. bibcode:1977ApJS...35..145A

1. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 23 (englisch). 
2. ↑ S. Woosley, T. Janka: The physics of core collapse supernovae. In: Nature Physics. Band 1, 2006, S. 147–154, doi:10.1038/nphys172, arxiv:astro-ph/0601261, bibcode:2005NatPh...1..147W. 
3. ↑ Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4, S. 519–524. 
4. ↑ S. E. Woosley, W. D. Arnett, D. D. Clayton: Hydrostatic oxygen burning in stars II. oxygen burning at balanced power. In: Astrophys. J. 175, 1972, S. 731.
5. ↑ ^{a b} Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 420–432 (englisch). 
6. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 142–143 (englisch). 
7. ↑ Donald D. Clayton: Principles of stellar evolution and nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, Chapter 7.
8. ↑ ^{a b} Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 33–34 (englisch). 
9. ↑ Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy. 5. Auflage. Springer, Berlin/ Heidelberg/ New York 2007, ISBN 978-3-540-34143-7, 10.3 Stellar Energy Sources, S. 237 (englisch, finnisch: Tähtitieteen perusteet. Helsinki 2003.).