# Ciclo CNO

O ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio) é uma das reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio, sendo a outra a cadeia próton-próton. Ainda que a cadeia próton-próton seja mais importante nas estrelas da massa do Sol ou menor, os modelos teóricos mostram que o ciclo CNO é a fonte de energia dominante nas estrelas mais massivas. O processo CNO foi proposto em por Carl von Weizsäcker e Hans Bethe independentemente em 1938 e 1939, respectivamente.
No ciclo CNO, quatro prótons fundem-se usando isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio que atuarão como catalisadores para produzir uma partícula alfa, dois pósitrons e dois neutrinos. Os pósitrons irão sempre instantaneamente aniquilar-se com elétrons, liberando energia na forma de radiação gama. Os neutrinos escapam da estrela levando alguma energia. Os isótopos de carbono, nitrogênio, e oxigênio são para todos os efeitos um núcleo que irá passar por um número de transformações em um ciclo sem fim, reciclando-se.

## CNO-I

As reações principais do ciclo CNO são:
    $^{12}$C + ¹H→$^{13}$N + γ+1,95 MeV $^{13}$N→$^{13}$C + e$^+$ + ν$_e$+1,37 MeV $^{13}$C + ¹H→$^{14}$N + γ+7,54 MeV $^{14}$N + ¹H→$^{15}$O + γ+7,35 MeV $^{15}$O→$^{15}$N + e$^+$ + ν$_e$+1,86 MeV $^{15}$N + ¹H→$^{12}$C + $^4$He+4,96 MeV
O núcleo de carbono-12 usado na primeira reação é regenerado na última.

## CNO-II

Há uma versão menos frequente da reação, que ocorre só em 0,04% das vezes, na qual a reação final acima não produz $^{12}$C e $^4$He, mas $^{16}$O e um fóton, e continua assim:
    $^{15}$N + ¹H→$^{16}$O + γ+12.13 MeV $^{16}$O + ¹H→$^{17}$F + γ+0.60 MeV $^{17}$F→$^{17}$O + e$^+$ + ν$_e$+2.76 MeV $^{17}$O + ¹H→$^{14}$N + $^4$He+1.19 MeV $^{14}$N + ¹H→$^{15}$O + γ+7.35 MeV $^{15}$O→$^{15}$N + e$^+$ + ν$_e$+2,75 MeV
Como o carbono, nitrogênio e oxigênio envolvidos nas reações principais, o flúor produzido na etapa menor é meramente catalítico e em estado estável, não se acumulando na estrela.

## Ciclo OF

Esta etapa subdominante é significativa somente para estrelas pesadas. As reações são iniciadas quando uma das reações no subciclo CNO-II resulta em flúor-18 e raios gama no lugar de nitrogênio-14 e partículas alfa:
    $^{15}$N + ¹H→$^{16}$O + γ $^{16}$O + ¹H→$^{17}$F + γ $^{17}$F→$^{17}$O + e$^+$ + ν$_e$ $^{17}$O + ¹H→$^{14}$N + $^4$He
Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:
    4 p → $^4$He + 2 e$^+$ + 2 ν$_e$ + γ + 26.8 MeV

## Em astronomia

Ainda que o número total de núcleos "catalíticos" do CNO se conserve durante o ciclo, durante a evolução estelar se alteram as proporções relativas dos núcleos. Quando o ciclo chega ao equilíbrio, a proporção de núcleos de $^{12}$C/$^{13}$C chega a 3,5, e o $^{14}$N se converte no núcleo mais numeroso, sem importar a composição inicial. Durante a evolução de uma estrela, episódios de mistura convectiva levam material sobre o que tenha operado o ciclo CNO desde o interior da estrela até a superfície, alterando a composição observada da estrela. Observa-se que as gigantes vermelhas têm proporções menores de $^{12}$C/$^{13}$C e $^{12}$C/$^{14}$N que as estrelas da sequência principal, algo que se considera como uma prova da geração de energia nuclear nas estrelas por fusão do hidrogênio.
A presença de elementos mais pesados que carbono, nitrogênio e oxigênio coloca um limite superior no tamanho máximo de estrelas massivas em aproximadamente 150 massas solares. Pensa-se que o universo inicial, "pobre em metais" poderia ter tido estrelas de até 250 massas solares sem interferência do ciclo de CNO.