Silisiumforbrenning er samlebegrepet for fusjonsprosesser i en massivstjerne dersilisium,svovel og andre atomer fraoksygenforbrenningen fusjonerer tiljern,nikkel,krom,titan og andre tungeatomer medatomnummer ≤ 56. Silisiumforbrenning finner sted i stjernern > 11 M☉ når de har est opp tilrøde superkjemper og starter når temperaturen når 3,3 milliarder K. En stor del av energien som frigjøres ved silisiumfusjonen avgår i form avnøytrinoer. Utstrålingen av nøytrinoer frigjør hele 7 000 000 ganger mer energi enn utstrålingen av varme. Det gjør at stjernens forbrenningshastighet øker markant ettersom strålingstrykket, som forhindrer stjernens kollaps, ikke øker i samme takt som forbrenningen. Stjernens silisiumkjerne forbrennes raskt og allerede etter to uker er temperaturen i kjernen tilstrekkelig høy til at fusjon av enda tyngregrunnstoff kan startes. Når atomkjerner med flere enn 56nukleoner skapes, forbrukes energi ved fusjon i stedet for å avgis som tidligere og stjernen kollapser i ensupernovaeksplosjon.
Temperaturen er så høy at silisiumkjernene splittes i en omvendttrippel-alfaprosess.
Fra henfallet frigjøres syv heliumkjerner (alfapartikler). Disse fusjonerer med andre silisiumkjerner til tyngre elementer i en fortsettelse av trippel-alfaprosessen etterhvert som stjernene blir varmere.
I det siste steget skapes den ustabile foreningen nikkel-56 som henfaller til kobolt-56 og senere til jern-56.
Når stjernens temperatur overstiger 7,1 milliarder K starter fusjonen av elementer med fler enn 56 nukleoner. Når dette inntreffer forbrukes energi til å fusjonere atomkjernen. Resultatet blir at stjernene kjøles ned og strålingstrykket som tidligere forhindret stjernen fra å kollapse under sin egen masse synker. Kjernen innleder et fritt fall. Stjernen løper løpsk og eksploderer i en supernovaeksplosjon og i den dannes alle elementene iperiodesystemet. I løpet av en kort periode lyser supernovaen med samme intensitet som en helgalakse og svært store mengder nøytrinoer avgis. Etter eksplosjonen blir enstjernetåke med ennøytronstjerne i midten værende igjen. Stjernetåken vil i løpet av noen år etter eksplosjonen lyse når tunge ustabileatomkjerner, først og fremst nikkel-56 og kobolt-56, henfaller og avgirfotonér. Når en virkelig stor stjerne eksploderer kan kjernen kollapse til etsort hull.
| Dvergstjerner | Gul dverg ·Rød dverg ·Brun dverg (Sub-brun dverg) ·Sort dverg ·Hvit dverg Eksempelstjerner:51 Pegasi ·α Centauri ·Barnards stjerne ·Gliese 229 b ·Solen ·Van Maanens stjerne |  |
|---|---|---|
| Kjempestjerner | Superkjempe ·Rød superkjempe ·Hyperkjempe ·Blå kjempe ·Rød kjempe Eksempelstjerner:α Camelopardalis ·Altair ·Antares ·Eta Carinae ·Pistolstjernen ·Rigel | |
| Andre stjerner | ||
| Dannelse ogutvikling | ||
| Nukleosyntese | ||
| Annet | ||
