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.

Kurva over bindingsenergien per nukleon. Om resultatet av en fusjon fører til et element med 56 nukleoner eller færre så avgis energi. Når elementer med fler enn 56 nukleoner dannes forbrukes energi. Denne kunnskapen utnyttes i en kjernereaktor da grunnstoff > 56 nukleoner avgir energi når de spaltes.

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

Denne artikkelen er en spire. Du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.

Portal: Astronomi

Autoritetsdata