En
astrophysique, la
fusion du silicium (parfois désignée improprement
combustion du silicium) est une phase de
fusion nucléaire de quelques semaines (typiquement une à trois semaines) 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), conduire à la formation d'un
trou noir.