Queima de Si

A queima do silício ocorre nos estágios finais da vida de estrelas muito massivas, com mais de 8 a 10 massas solares. Ela marca a última etapa de fusão antes do colapso do núcleo que leva à supernova. Esse processo exige temperaturas extremamente altas, em torno de 3 a 4 bilhões de graus Celsius, e ocorre em escalas de tempo muito curtas, pode durar apenas alguns dias ou até horas.

Ao contrário das etapas anteriores, a queima do silício não é uma fusão simples entre dois núcleos. Em vez disso, é dominada por um conjunto de reações chamadas de processo de captura alfa, onde núcleos de silício (e outros elementos próximos) capturam partículas alfa (núcleos de hélio). Isso leva à formação progressiva de elementos mais pesados, como enxofre, argônio, cálcio, titânio, cromo e, finalmente, níquel e ferro.

No núcleo da estrela, o silício-28 se funde com partículas alfa para formar enxofre-32, que por sua vez pode capturar outra partícula alfa e formar argônio-36, e assim por diante, num processo em cadeia que vai construindo elementos até chegar ao ferro-56. Esse elemento é especialmente importante porque o ferro tem o núcleo mais estável de todos: fundir ferro ou tentar fissioná-lo não libera energia, mas consome. Por isso, a queima de silício é a última fase geradora de energia por fusão em uma estrela massiva. Quando o núcleo se enche de ferro e níquel, a fusão para e o equilíbrio entre pressão de radiação e gravidade é perdido. O núcleo então entra em colapso gravitacional de forma abrupta, desencadeando a explosão de supernova.

O colapso é tão violento que pode formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa do núcleo remanescente. Durante essa supernova, elementos ainda mais pesados que o ferro podem ser formados por processos como o processo-r (captura rápida de nêutrons), enriquecendo o meio interestelar com metais pesados.