Siliciumbrennen

Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen, es folgt auf das Sauerstoffbrennen. Das Siliciumbrennen ist der letzte Fusionsschritt für Sterne, die den nuklearen Brennstoff, der sie in ihrer langen Lebenszeit auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms mit Energie versorgt hat, aufgebraucht haben. Das Siliciumbrennen beginnt, nachdem die Kerntemperatur durch Kontraktion auf 2,7·109 – 3,5·109 Kelvin gestiegen ist. Die exakte Temperatur ist massenabhängig, die Dichte beträgt mindestens 3·1010 kg/m³. Nach Ende des Siliciumbrennens sind keine weiteren Fusionsreaktionen mehr möglich. Das führt dazu, dass sich im Kern des Sterns immer mehr Fusionsprodukte (Eisen) anreichern und dieser beim Erreichen der Chandrasekhar-Grenze von ungefähr 1,26 Sonnenmassen endgültig kollabiert, was eine Kernkollaps-Supernova auslöst.