Nucleosíntesi estel·lar: diferència entre les revisions

Quan el nucli arriba als '''2,7·10⁹ K''' i '''3·10⁷ g/cm³''' es procedeix a la incineració del silici en un conjunt de complexes reaccions que sostindran per poc més d'un dia a l'estrella. Una part del silici-28 rep l'impacte de fotons ultraenergètics que ho trenquen en altres isòtops com silici-27 o magnesi-24. En el procés es tornen a emetre gran quantitat de protons, neutrons i alfes que de seguida són recapturats cada vegada per àtoms més pesats en una aproximació asimptòtica cap al ''pic del ferro''. Així mateix, el silici també arriba a temperatures de fusió que ho duen a formar [[níquel]]-56 que posteriorment es degrada fins al [[ferro]]-56, element final a partir del comqual la fusió nuclear deixa de ser una reacció rendible i exotèrmica, arribant-se a finalment l''''equilibri estadístic nuclear''' (Fe56+Ni56). Arribats a aquest punt la ja molt convulsa estrella no podrà sostenir-se més per si mateixa.