Kiselförbränning

Kiselförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där kisel, svavel och andra atomer från syreförbränningen fusionerar till järn, nickel, krom, titan och andra tunga atomer med atomnummer ≤ 56. Kiselförbränning äger rum i stjärnor > 11 M_☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 3,3 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid kiselfusionen avgår i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 7 000 000 gånger mer energi än värmeutstrålningen. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans kiselkärna förbränns snabbt och redan efter cirka 2 veckor är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att fusion av ännu tyngre ämnen skall påbörjas. När atomkärnor med fler än 56 nukleoner skapas så förbrukas energi vid fusionen, istället för att avges som tidigare, och stjärnan kollapsar i en supernovaexplosion.

Kärnreaktioner

Sönderfall

Temperaturen är så hög att kiselkärnorna splittras i en omvänd trippel-alfa-process.

²⁸Si + γ → ²⁴Mg + ⁴He

²⁴Mg + γ → ²⁰Ne + ⁴He

²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He

¹⁶O + γ → ¹² + ⁴He

¹² + γ → ⁸Be + ⁴He

⁸Be + γ → ⁴He + ⁴He

Fusion

Från sönderfallet frigörs 7 heliumkärnor (alfapartiklar). Dessa fusionerar med andra kiselkärnor till allt tyngre ämnen, i en fortsättning på trippel-alfa-processen, allt eftersom stjärnan blir hetare.

²⁸Si + ⁴He → ³²S + γ

³²S + ⁴He → ³⁶ + γ

³⁶ + ⁴He → ⁴⁰ + γ

⁴⁰ + ⁴He → ⁴⁴ + γ

⁴⁴ + ⁴He → ⁴⁸ + γ

⁴⁸ + ⁴He → ⁵² + γ

⁵² + ⁴He → ⁵⁶ + γ

I det sista steget skapas den instabila föreningen nickel-56 som sönderfaller till kobolt-56 och sedan till järn-56.

⁵⁶ (halveringstid 6 dagar) → ⁵⁶ + γ

⁵⁶ (halveringstid 111 dagar) → ⁵⁶ + γ

Fortsatt förbränning

När stjärnans temperatur överstiger 7,1 miljarder K så påbörjas fusionen av ämnen med fler än 56 nukleoner. När detta inträffar så åtgår energi för att smälta samman atomkärnorna. Resultatet blir att stjärnan kyls av och strålningstrycket som tidigare hindrat stjärnan från att kollapsa under sin egen massa minskar. Kärnan inleder ett fritt fall. Stjärnan skenar och exploderar i en supernovaexplosion och i den skapas alla ämnen i periodiska systemet. Under en kort period lyser supernovan med samma intensitet som en hel galax och mycket stora mängder neutriner avges. Kvar efter explosionen blir en nebulosa med en neutronstjärna i dess centrum. Nebulosan kommer under några år efter explosionen att lysa när tunga instabila atomkärnor, främst nickel-56 och kobolt-56, sönderfaller och avger fotoner. När en verkligt stor stjärna exploderar kan dess kärna kollapsa till ett svart hål.

Kurva över bindningsenergin per nukleon. Om resultatet av en fusion leder till ett ämne med 56 nukleoner eller färre så avges energi. När ämnen med fler än 56 nukleoner skapas åtgår energi.

Se även

• CNO-cykeln
• Proton-protonkedjan
• Trippel-alfa-processen
• Kolförbränning
• Neonförbränning
• Syreförbränning
• Röd superjätte
• Supernova

Referenser

• The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka
• Nuclear Reactions in Stars without Hydrogen av E.E. Salpeter, 1951

Externa länkar

• Kosmologika - Stjärnorna - Elementsyntes
• Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-free Stars - Alexander Heger, S. E. Woosley