In der Astrophysik ist das Silikonbrennen eine sehr kurze Folge von Kernfusionsreaktionen, die in massiven Sternen mit einem Minimum von ungefähr 8-11 Sonnenmassen vorkommen. Das Silikonbrennen ist die Endbühne der Fusion für massive Sterne, die an den Brennstoffen knapp geworden sind, die sie für ihre langen Leben in der Hauptfolge auf dem Diagramm von Hertzsprung-Russell antreiben. Es folgt den vorherigen Stufen von Wasserstoff, Helium (der Prozess des dreifachen Alphas), Kohlenstoff, Neon und Sauerstoff-Brennen-Prozesse.

Das Silikonbrennen beginnt, wenn Gravitationszusammenziehung die Kerntemperatur des Sterns zu 2.7-3.5 Milliarden kelvins (GK) erhebt. Die genaue Temperatur hängt von Masse ab. Als ein Stern die silikonverbrennende Phase vollendet hat, ist keine weitere Fusion möglich. Der Stern bricht katastrophal zusammen und kann darin explodieren, was als eine Supernova des Typs II bekannt ist.

Kernfusionsfolge und der Alpha-Prozess

Sterne mit der normalen Masse (nicht größer als ungefähr 3 Sonnenmassen) knapp geworden Brennstoff nach dem Wasserstoff in ihren Kernen sind verbraucht und in Helium verschmolzen worden. Sterne mit einer Zwischenmasse (größer als 3, aber weniger als ungefähr 8-11 Sonnenmassen) können fortsetzen "zu brennen" (verschmelzen) Helium in Kohlenstoff mittels des Prozesses des dreifachen Alphas. Diese Sterne beenden ihre Leben, als das Helium in ihren Kernen erschöpft worden ist; so enden sie mit Kohlenstoff-Kernen. Hohe Massensterne (mehr als ungefähr 8-11 Sonnenmassen) sind im Stande, Kohlenstoff wegen der außerordentlich hohen potenziellen in ihrer Masse gebundenen Gravitationsenergie zu verbrennen. Da sich massive Sterne zusammenziehen, heizen ihre Kerne bis zu 600 MK, und das Kohlenstoff-Brennen beginnt, der neue Elemente wie folgt schafft:

Die chemischen Elemente werden durch die Zahl von Protonen in ihrem Kern definiert. In den Elementen, die oben verzeichnet sind, zeigt der Exponent ein besonderes Isotop (Form eines chemischen Elements an, das eine verschiedene Zahl von Neutronen hat) in Bezug auf seine Mahlzahn-Masse.

Nachdem ein Hoch-Massenstern den ganzen Kohlenstoff in seinem Kern verbrannt hat, zieht es sich zusammen, wird heißer, und beginnt, den Sauerstoff, das Neon und das Magnesium wie folgt zu verbrennen:

Nachdem Hoch-Massensterne nichts als Schwefel und Silikon in ihren Kernen haben, ziehen sie sich weiter zusammen, bis ihre Kerne Temperaturen im Rahmen 2.7-3.5 GK (230-300 keV) erreichen; das Silikonbrennen fängt an diesem Punkt an. Das Silikonbrennen hat den Alpha-Prozess zur Folge, der neue Elemente durch das Hinzufügen der Entsprechung von einem Helium-Kern (zwei Protone plus zwei Neutronen) pro Schritt in der folgenden Folge schafft:

Die komplette silikonverbrennende Folge dauert ungefähr ein Tag und hält an, als Nickel 56 erzeugt worden ist. Nickel 56 (der 28 Protone hat) hat eine Halbwertzeit von 6.02 Tagen und Zerfall über die Beta-Radiation (in diesem Fall, "Beta - plus der" Zerfall, der die Emission eines Positrons ist) zu Kobalt 56 (27 Protone), der der Reihe nach eine Halbwertzeit von 77.3 Tagen hat, weil es verfällt, um 56 (26 Protone) zu bügeln. Jedoch sind nur Minuten für den Nickel 56 verfügbar, um innerhalb des Kerns eines massiven Sterns zu verfallen. Am Ende der den ganzen Tag dauernden silikonverbrennenden Folge kann der Stern Energie über die Kernfusion nicht mehr veröffentlichen, weil ein Kern mit 56 Nukleonen die niedrigste Masse pro Nukleon (Proton und Neutron) aller Elemente in der Alpha-Prozess-Folge hat. Obwohl Eisen 58 und Nickel 62 ein bisschen höhere Bindungsenergien pro Nukleon hat als Eisen 56, würde der nächste Schritt im Alpha-Prozess Zink 60 sein, der ein bisschen mehr Masse pro Nukleon und so hat, wirklich Energie in seiner Produktion verbrauchen aber nicht irgendwelchen befreien würde. Der Stern ist an Kernbrennstoff knapp geworden, und innerhalb von Minuten beginnt sich zusammenzuziehen. Die potenzielle Energie der Gravitationszusammenziehung heizt das Interieur zu 5 GK/430 keV, und das setzt entgegen und verzögert die Zusammenziehung. Jedoch, da keine zusätzliche Hitzeenergie über neue Fusionsreaktionen erzeugt werden kann, beschleunigt sich die Zusammenziehung schnell in einen Zusammenbruch, der nur ein paar Sekunden dauert. Der Hauptteil des Sterns wird entweder in einen Neutronenstern zerquetscht oder in, wenn der Stern, ein schwarzes Loch massiv genug ist. Die Außenschichten des Sterns werden in einer Explosion verjagt, die als eine Supernova des Typs II bekannt ist, die Tage zu Monaten dauert. Die Supernova-Explosion veröffentlicht einen großen Ausbruch von Neutronen, der in der ungefähr einer zweiten grob Hälfte der Elemente synthetisiert, die schwerer sind als Eisen über einen Neutronfestnahme-Mechanismus, der als der R-Prozess bekannt ist (wo der "r" für schnelle Neutronfestnahme eintritt).

Bindungsenergie

Der Graph zeigt oben die Bindungsenergie von verschiedenen Elementen. Von der Erhöhung von Werten der Bindungsenergie kann auf zwei Weisen gedacht werden: 1) ist es die Energie, die erforderlich ist, ein Nukleon von einem Kern zu entfernen, und 2) ist es die veröffentlichte Energie, wenn ein Nukleon zu einem Kern hinzugefügt wird. Wie gesehen werden kann, veröffentlichen leichte Elemente wie Wasserstoff große Beträge der Energie (eine große Zunahme in der Bindungsenergie), weil Nukleonen — der Prozess der Fusion hinzugefügt werden. Umgekehrt, schwere Elemente wie Uran-Ausgabe-Energie, wenn Nukleonen — der Prozess der Atomspaltung entfernt werden. In Sternen geht schneller nucleosynthesis durch das Hinzufügen von Helium-Kernen (Alphateilchen) zu schwereren Kernen weiter. Obwohl Kerne mit 58 und 62 Nukleonen die sehr niedrigste Bindungsenergie haben, einen Helium-Kern in Nickel 56 (14 Alphas) verschmelzend, um das folgende Element zu erzeugen —, verlangt Zink 60 (15 Alphas) — wirklich Energie aber nicht befreit irgendwelchen. Entsprechend ist Nickel 56 das letzte im Kern eines Hoch-Massensterns erzeugte Fusionsprodukt. Der Zerfall von Nickel 56 erklärt den großen Betrag von Eisen 56 gesehene in metallischen Meteorsteinen und den Kernen von felsigen Planeten.

Siehe auch

• Sternevolution
• Supernova nucleosynthesis
• Neutronfestnahme: P-Prozess, R-Prozess, S-Prozess

Links

• Sternevolution: Das Leben und der Tod unserer Leuchtnachbarn, durch Arthur Holland und Mark Williams von der Universität Michigans
• Die Evolution und der Tod von Sternen, durch Ian Short
• Stern, durch das Weltbuch NASA
• Ursprung von schweren Elementen, durch die Büschel-Universität
• Kapitel 21: Sternexplosionen, durch G. Hermann