Siliciumbrennen

Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen,^[1] bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen^[2], 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.

1. ↑ Christian Iliadis: Nuclear Physics of Stars. 2. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2015, ISBN 978-3-527-33648-7, S. 23 (englisch). 
2. ↑ S. Woosley, T. Janka: The physics of core collapse supernovae. In: Nature Physics. Band 1, 2006, S. 147–154, doi:10.1038/nphys172, arxiv:astro-ph/0601261, bibcode:2005NatPh...1..147W.