Fusion du silicium

En astrophysique, la fusion du silicium (parfois appelée improprement combustion du silicium) est une phase de fusion nucléaire de quelques semaines (typiquement une à trois semaines)^[1] de la fin de vie d'une étoile d'au moins 8 masses solaires. Cette phase commence lorsque ces étoiles ont épuisé tous les combustibles de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (hydrogène, hélium, carbone, néon, oxygène, magnésium...), ce qui contracte leur cœur jusqu'à le porter à une température de 2,7 à 3,5 GK — la température dépendant de la masse de l'étoile. Une fois achevée la combustion du silicium, l'étoile peut exploser en une supernova de type II ou, si sa masse du cœur est supérieure à la limite d'Oppenheimer-Volkoff (3,3 M${\displaystyle \scriptstyle {_{\odot }}}$), conduire à la formation d'un trou noir.