Redigerer Silisiumforbrenning

'''Silisiumforbrenning''' er samlebegrepet for fusjonsprosesser i en massiv [[stjerne]] der [[silisium]], [[svovel]] og andre atomer fra [[oksygenforbrenning]]en fusjonerer til [[jern]], [[nikkel]], [[krom]], [[Titan (grunnstoff)|titan]] og andre tunge [[atom]]er med [[atomnummer]] ≤ 56. Silisiumforbrenning finner sted i stjernern > 11&nbsp;[[Solmasse|''M''<sub>☉</sub>]] når de har est opp til [[rød superkjempe|røde superkjemper]] og starter når temperaturen når 3,3&nbsp;milliarder&nbsp;[[Kelvin|K]]. En stor del av energien som frigjøres ved silisiumfusjonen avgår i form av [[nøytrino]]er. Utstrålingen av nøytrinoer frigjør hele {{formatnum: 7000000 }} 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 [[nukleon]]er skapes, forbrukes energi ved fusjon i stedet for å avgis som tidligere og stjernen kollapser i en [[supernova]]eksplosjon.

== Kjernereaksjoner ==
;Henfall
Temperaturen er så høy at silisiumkjernene splittes i en omvendt [[trippel-alfaprosess]].
*[[Silisium-28|<sup>28</sup>Si]] + [[Gammastråling|γ]] →  [[Magnesium-24|<sup>24</sup>Mg]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]
*[[Magnesium-24|<sup>24</sup>Mg]] + [[Gammastråling|γ]] →  [[Neon-20|<sup>20</sup>Ne]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]
*[[Neon-20|<sup>20</sup>Ne]] + [[Gammastråling|γ]] →  [[Oksygen-16|<sup>16</sup>O]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]
*[[Oksygen-16|<sup>16</sup>O]] + [[Gammastråling|γ]] → [[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]
*[[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + [[Gammastråling|γ]] → [[Beryllium-8|<sup>8</sup>Be]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]
*[[Beryllium-8|<sup>8</sup>Be]] + [[Gammastråling|γ]] → [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]]

;Fusjon
Fra henfallet frigjøres syv heliumkjerner ([[alfapartikkel|alfapartikler]]). Disse fusjonerer med andre silisiumkjerner til tyngre elementer i en fortsettelse av trippel-alfaprosessen etterhvert som stjernene blir varmere.
*[[Silisium-28|<sup>28</sup>Si]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Svovel-32|<sup>32</sup>S]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Svovel-32|<sup>32</sup>S]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Argon-36|<sup>36</sup>Ar]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Argon-36|<sup>36</sup>Ar]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Kalsium-40|<sup>40</sup>Ca]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Kalsium-40|<sup>40</sup>Ca]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Titan-44|<sup>44</sup>Ti]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Titan-44|<sup>44</sup>Ti]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Krom-48|<sup>48</sup>Cr]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Krom-48|<sup>48</sup>Cr]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Jern-52|<sup>52</sup>Fe]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Jern-52|<sup>52</sup>Fe]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Nikkel-56|<sup>56</sup>Ni]] + [[Gammastråling|γ]]

I det siste steget skapes den ustabile foreningen nikkel-56 som henfaller til kobolt-56 og senere til jern-56.

*[[Nikkel-56|<sup>56</sup>Ni]] ([[halveringstid]] 6 dager) → [[Kobolt-56|<sup>56</sup>Co]] + [[Gammastråling|γ]]
*[[Kobolt-56|<sup>56</sup>Co]] (halveringstid 111 dager) → [[Jern-56|<sup>56</sup>Fe]] + [[Gammastråling|γ]]

== 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.]]

== Se også ==
*[[CNO-syklusen]]
*[[Proton-protonkjeden]]
*[[Karbonforbrenning]]
*[[Neonforbrenning]]

== Litteratur ==
*[http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0601/0601261.pdf The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka]
*[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1952ApJ...115..326S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Nuclear Reactions in Stars without Hydrogen av E.E. Salpeter, 1951]

== Eksterne lenker ==
* [http://www.kosmologika.net/Stars/Elementsyntesen.html Kosmologiske – Stjernene – Elementsyntese]
* [http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0803/0803.3161v1.pdf Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-free Stars – Alexander Heger, S. E. Woosley]

{{spire}}
{{Stjerner}}
{{Portal|Astronomi}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Kjernefysikk]]
[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]