Redigerer Silisiumforbrenning (avsnitt)

== 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 [[atomkjerne]]r, først og fremst nikkel-56 og kobolt-56, henfaller og avgir [[foton]]ér. Når en virkelig stor stjerne eksploderer kan kjernen kollapse til et [[sort hull]].

[[Fil:Binding energy curve - common isotopes.svg|center|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.]]