Siliciumbrennen

Als Siliciumbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Voraussetzung hierfür sind hohe Temperaturen von mindestens 2,7·10⁹ Kelvin und hohe Dichten von mindestens 3·10¹⁰ kg/m³.

Reaktionen

Es fusionieren zunächst zwei Siliciumkerne ²⁸Si zu Nickel ⁵⁶Ni, das durch zwei β⁺-Zerfälle unter Freisetzung von Positronen e⁺ und Elektronneutrinos ν_e über Cobalt ⁵⁶Co schließlich in Eisen ⁵⁶Fe umgewandelt wird:

28Si + 28Si	→ 56Ni + γ
56Ni	→ 56Co + e+ + νe	(β+-Zerfall)
56Co	→ 56Fe + e+ + νe	(β+-Zerfall)

Neben der Fusion von Silicium können durch so genannte Photodesintegration mittels Photonen hochenergetischer Gammastrahlung, die sich infolge der hohen Temperaturen ergibt, auch Siliciumkerne zertrümmert werden. Diese Vorgänge sind endotherm, entziehen dem Stern also Energie:

28Si + γ	→ 27Al + 1H
28Si + γ	→ 24Mg + 4He

Ablauf

Das Siliciumbrennen folgt auf das Sauerstoffbrennen, welches endet, wenn im Zentralbereich des Sterns kein weiterer Sauerstoff für die Fusion vorhanden ist. Wie auch am Ende der vorangegangenen Brennphasen wird der Kern, der nun reich an Silicium ist, wegen des fehlenden Strahlungsdrucks durch die Gravitation komprimiert. Dadurch steigen Temperatur und Dichte so lange, bis die Voraussetzung für das Siliciumbrennen erreicht ist. Der Stern gelangt damit ein letztes Mal in ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Während des Siliciumbrennens im Kern laufen weiterhin in Schalen um den Kern herum Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen ab.

Das Siliciumbrennen stellt das Ende der thermonuklearen Brennprozesse dar, da die Endprodukte, vor allem Eisen ⁵⁶Fe, die höchsten Bindungsenergien pro Nukleon besitzen. Elemente mit größeren Massenzahlen können nicht mehr durch Kernfusion aufgebaut werden. Schwerere Elemente werden durch die endothermen s-, r- und p-Prozesse gebildet.

Der Vorrat an Kernbrennstoff im Inneren wird beim Siliciumbrennen je nach Masse des Sterns in einigen Stunden bis zu wenigen Tagen aufgebraucht. Ist die zentrale Energiequelle erschöpft, bricht der Strahlungsdruck des Kerns endgültig zusammen; der Stern kollabiert unter seiner Gravitation und endet in einer Supernova des Typs II.

Siehe auch: Nukleosynthese