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Als '''Siliciumbrennen''' bezeichnet man in der [[Astrophysik]] eine Gruppe von [[Kernfusion]]sreaktionen im Inneren schwerer [[Stern]]e mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf [[Sonnenmasse]]n,<ref name="Iliadis_Anfangsmasse">{{Literatur |Autor=Christian Iliadis |Titel=Nuclear Physics of Stars |Auflage=2 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2015 |ISBN=978-3-527-33648-7 |Seiten=23 |Sprache=en}}</ref> bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes [[Silicium]] [[Energie]] freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen<ref name="WoosleyJanka">{{Literatur |Autor=S. Woosley, T. Janka |Titel=The physics of core collapse supernovae |Sammelwerk=Nature Physics |Band=1 |Datum=2006 |Seiten=147–154 |arXiv=astro-ph/0601261 |DOI=10.1038/nphys172 |bibcode=2005NatPh...1..147W}}</ref>, 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-Diagramm]]s mit Energie versorgt hat, aufgebraucht haben. | |||
Als '''Siliciumbrennen''' bezeichnet man eine Gruppe von [[Kernfusion]]sreaktionen im Inneren schwerer [[Stern]]e mit einer Ausgangsmasse von mindestens | |||
Das Siliciumbrennen beginnt, nachdem die Kerntemperatur durch Kontraktion auf 2,7·10<sup>9</sup> – 3,5·10<sup>9</sup> [[Kelvin]] gestiegen ist. Die exakte Temperatur ist massenabhängig, die Dichte beträgt mindestens 3·10<sup>10</sup> kg/m³. Nach Ende des Siliciumbrennens sind keine weiteren Fusionsreaktionen mehr möglich, so dass der Stern endgültig kollabiert. | |||
== Reaktionen == | == Reaktionen == | ||
Nach Ende des Sauerstoffbrennens besteht der Kern des Sterns vor allem aus [[Silicium]] und [[Schwefel]].<ref name="Clayton">{{Literatur |Autor=Donald D. Clayton |Titel=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |Verlag=[[University of Chicago Press]] |Datum=1983 |ISBN=978-0-226-10953-4 |Seiten=519–524}}</ref><ref>S. E. Woosley, W. D. Arnett, D. D. Clayton: ''Hydrostatic oxygen burning in stars II. oxygen burning at balanced power.'' In: ''Astrophys. J.'' 175, 1972, S. 731.</ref> Falls der Stern eine ausreichend große Masse hat, kontrahiert er, bis seine Kerntemperatur im Bereich von 2,8–4,1 GK<ref name="Iliadis_SiliconBurning">{{Literatur |Autor=Christian Iliadis |Titel=Nuclear Physics of Stars |Auflage=2 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2015 |ISBN=978-3-527-33648-7 |Seiten=420-432 |Sprache=en}}</ref> liegt. | |||
Die direkte Fusion zweier Silicium-Atome ist wegen der hohen [[Coulombbarriere]] nicht möglich. Stattdessen ermöglicht die [[Photodesintegration]] ein komplexes Reaktionsnetzwerk aus mehr als 100 einzelnen Kernreaktionen. Dabei werden aus Silicium und anderen Elementen einzelne Kernbestandteile herausgelöst; diese sind entweder einzelne Protonen, Neutronen oder ganze Alphateilchen.<ref name="Iliadis_SiliconBurning" /> Zwar entspricht eine Temperatur von 4 GK nur einer durchschnittlichen Energie von 344 keV, also zu wenig im Vergleich zu den für Kernspaltungen erforderlichen mehreren MeV, doch folgen die Photonen einer [[Plancksches Strahlungsgesetz|Planck-Verteilung]], in deren hochenergetischem Schwanz sich bei diesen Temperaturen genügend Photonen befinden, um die Photodesintegration schnell genug ablaufen zu lassen.<ref name="Iliadis_Photo">{{Literatur |Autor=Christian Iliadis |Titel=Nuclear Physics of Stars |Auflage=2 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2015 |ISBN=978-3-527-33648-7 |Seiten=142-143 |Sprache=en}}</ref> | |||
Während des Siliciumbrennens fangen Atomkerne die durch Photodesintegration freigesetzten Protonen, Neutronen oder Alpha-Teilchen ein.<ref>Donald D. Clayton: ''Principles of stellar evolution and nucleosynthesis.'' University of Chicago Press, 1983, Chapter 7.</ref> Dabei entstehen über beispielsweise folgende Reaktionskette sukzessive schwere Kerne mit einer [[Massenzahl]] A=50-65: | |||
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Aufgrund der hohen Temperaturen läuft die Anlagerung von α-Teilchen, Protonen und Neutronen ausreichend schnell ab, sodass, trotz der Photodesintegration der leichteren Kerne, auch schwere Kerne entstehen können. Da diese schweren Kerne eine höhere Bindungsenergie pro Nukleon haben, sind im stellaren Kern nicht genügend Photonen mit hoher Energie vorhanden, um sie sofort wieder spalten zu können. Netto werden dadurch mehr schwere Elemente gebildet als zerstört. Während des Siliciumbrennens entstehen große Mengen an Nickel-56, da dieses die höchste Bindungsenergie aller Kerne mit gleicher Anzahl an Protonen wie Neutronen hat.<ref name="Iliadis_Eisen">{{Literatur |Autor=Christian Iliadis |Titel=Nuclear Physics of Stars |Auflage=2 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2015 |ISBN=978-3-527-33648-7 |Seiten=33-34 |Sprache=en}}</ref> Da Nickel-56 radioaktiv ist, zerfällt es per zweimaligem [[Beta-Plus-Zerfall]] zum stabilen Kern Eisen-56 (mit der dritthöchsten Bindungsenergie pro Nukleon);<ref name="Iliadis_Eisen" /> Zink-60 zerfällt auf gleichem Wege zum stabilen Nickel-60, das die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aufweist. Nach Ende des Siliciumbrennens ist daher keine Energiefreisetzung durch Kernfusion mehr möglich. Zusammengefasst ist der Hauptmechanismus des Siliciumbrennens daher:<ref name="Karttunen">{{Literatur |Autor=Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner |Titel=Fundamental Astronomy |Auflage=5 |Verlag=Springer |Ort=Berlin/ Heidelberg/ New York |Datum=2007 |ISBN=978-3-540-34143-7 |Kapitel=10.3 Stellar Energy Sources |Seiten=237 |Sprache=en |Originaltitel=Tähtitieteen perusteet |Originalsprache=fi |Originaljahr=2003 |Originalort=Helsinki}}</ref> | |||
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== Siehe auch == | |||
* [[Schalenbrennen]] | |||
== Weblinks == | |||
<!-- http://www.mpe.mpg.de/~amueller/lexdt.html --> | <!-- http://www.mpe.mpg.de/~amueller/lexdt.html --> | ||
* Arthur Holland, Mark Williams: [http://www.umich.edu/~gs265/star.htm ''Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors.''] University of Michigan. | |||
* Ian Short: [https://web.archive.org/web/20110814005149/http://cosserv3.fau.edu/~cis/AST2002/Lectures/C13/Trans/Trans.html ''The Evolution and Death of Stars.''] | |||
* ''[https://web.archive.org/web/20110926210917/http://www.tufts.edu/as/wright_center/cosmic_evolution/docs/text/text_stel_6.html Origin of Heavy Elements.]'' [https://www.tufts.edu/ Tufts University] | |||
* G. Hermann: ''[http://schools.qps.org/hermanga/images/Astronomy/chapter_21___stellar_explosions.htm Chapter 21: Stellar Explosions.]'' | |||
* W. D. Arnett: [http://adsabs.harvard.edu/full/1977ApJS...35..145A Advanced evolution of massive stars. VII - Silicon burning] In: ''Astrophysical Journal.'' Supplement Series, vol. 35, Oct. 1977, S. 145–159. | |||
<!--* {{cite journal|last1=Hix|first1=W. Raphael|last2=Thielemann|first2=Friedrich-Karl|title=Silicon Burning. I. Neutronization and the Physics of Quasi-Equilibrium|journal=The Astrophysical Journal|date=1 April 1996|volume=460|pages=869|bibcode=1996ApJ...460..869H|accessdate=29 July 2015|publisher=[[IOP Publishing]]|location=Bristol, England|arxiv=astro-ph/9511088v1|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1996ApJ...460..869H&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=|doi=10.1086/177016}}--># | |||
== | == Einzelnachweise == | ||
<references /> | |||
{{Navigationsleiste Stellare Nukleosynthese}} | {{Navigationsleiste Stellare Nukleosynthese}} | ||
[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]] | [[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]] | ||
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, so dass der Stern endgültig kollabiert.
Nach Ende des Sauerstoffbrennens besteht der Kern des Sterns vor allem aus Silicium und Schwefel.[3][4] Falls der Stern eine ausreichend große Masse hat, kontrahiert er, bis seine Kerntemperatur im Bereich von 2,8–4,1 GK[5] liegt.
Die direkte Fusion zweier Silicium-Atome ist wegen der hohen Coulombbarriere nicht möglich. Stattdessen ermöglicht die Photodesintegration ein komplexes Reaktionsnetzwerk aus mehr als 100 einzelnen Kernreaktionen. Dabei werden aus Silicium und anderen Elementen einzelne Kernbestandteile herausgelöst; diese sind entweder einzelne Protonen, Neutronen oder ganze Alphateilchen.[5] Zwar entspricht eine Temperatur von 4 GK nur einer durchschnittlichen Energie von 344 keV, also zu wenig im Vergleich zu den für Kernspaltungen erforderlichen mehreren MeV, doch folgen die Photonen einer Planck-Verteilung, in deren hochenergetischem Schwanz sich bei diesen Temperaturen genügend Photonen befinden, um die Photodesintegration schnell genug ablaufen zu lassen.[6]
Während des Siliciumbrennens fangen Atomkerne die durch Photodesintegration freigesetzten Protonen, Neutronen oder Alpha-Teilchen ein.[7] Dabei entstehen über beispielsweise folgende Reaktionskette sukzessive schwere Kerne mit einer Massenzahl A=50-65:
Aufgrund der hohen Temperaturen läuft die Anlagerung von α-Teilchen, Protonen und Neutronen ausreichend schnell ab, sodass, trotz der Photodesintegration der leichteren Kerne, auch schwere Kerne entstehen können. Da diese schweren Kerne eine höhere Bindungsenergie pro Nukleon haben, sind im stellaren Kern nicht genügend Photonen mit hoher Energie vorhanden, um sie sofort wieder spalten zu können. Netto werden dadurch mehr schwere Elemente gebildet als zerstört. Während des Siliciumbrennens entstehen große Mengen an Nickel-56, da dieses die höchste Bindungsenergie aller Kerne mit gleicher Anzahl an Protonen wie Neutronen hat.[8] Da Nickel-56 radioaktiv ist, zerfällt es per zweimaligem Beta-Plus-Zerfall zum stabilen Kern Eisen-56 (mit der dritthöchsten Bindungsenergie pro Nukleon);[8] Zink-60 zerfällt auf gleichem Wege zum stabilen Nickel-60, das die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aufweist. Nach Ende des Siliciumbrennens ist daher keine Energiefreisetzung durch Kernfusion mehr möglich. Zusammengefasst ist der Hauptmechanismus des Siliciumbrennens daher:[9]
| 28Si + 28Si | → 56Ni + γ | |
| 56Ni | → 56Co + e+ + νe | (β+-Zerfall) |
| 56Co | → 56Fe + e+ + νe. | (β+-Zerfall) |
