{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:CNO Cycle.svg|300px|right|thumbnail|제1CNO순환의 개념도]][[파일:PPvsCNO.png|섬네일|여러 핵융합 반응의 온도에 따른 효율 변화 비교]]
'''CNO 순환'''({{lang|en|CNO cycle}}, {{문화어|[[탄소]][[질소]][[산소]]순환}})은 [[항성]]이 [[수소]]를 [[헬륨]]으로 변환시키는 [[핵융합]] 과정으로서 밝혀진 두 기작 중 하나다(다른 하나는 [[양성자-양성자 연쇄 반응]]). pp-연쇄반응과 달리 CNO 순환은 [[촉매순환]]이다. 이론적 모형에 따르면 CNO 순환은 질량이 태양의 1.3배 이상인 무거운 별들에서 우세한 에너지원이다.<ref name=salaris_cassini2005/> 한편 태양급 질량 또는 그 이하 질량의 항성에서는 pp-연쇄반응이 우세하다. 이 차이는 두 반응의 온도 의존성 차이에서 기인한다. pp-연쇄반응은 4 × 10<sup>6</sup> K (= 4 메가켈빈) 언저리에서 시작되어<ref>{{인용|이탤릭체=예
 | first1=I. Neill | last1=Reid | last2=Suzanne L. | first2=Hawley
 | title=New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs
 | series=Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy
 | edition=2nd | publisher=Springer | year=2005
 | isbn=3-540-25124-3 | page=108
 | url=http://books.google.com/books?id=o7pe7Fp4JaAC&pg=PA108 }}</ref> 작은 별들의 에너지원으로서 우세해진다. 반면 CNO 순환은 15 × 10<sup>6</sup> K (= 15 메가켈빈) 언저리에서 시작되지만 온도가 높아짐에 따라 에너지 출력이 급격하게 커진다.<ref name=salaris_cassini2005>{{인용|이탤릭체=예
 | first1=Maurizio | last1=Salaris | first2=Santi | last2=Cassisi
 | title=Evolution of stars and stellar populations
 | publisher=John Wiley and Sons | year=2005 | isbn=0-470-09220-3 | pages=119–121
 | url=http://books.google.com/books?id=p4ojTNkcFx8C&pg=PA119 }}</ref> 17 × 10<sup>6</sup> K (= 17 메가켈빈) 정도의 온도가 되면 CNO 순환이 pp-연쇄반응보다 우세한 에너지원이 된다(우측 그래프 참조).<ref>
{{저널 인용|이탤릭체=예
 | last=Schuler |first=S. C.
 | last2=King |first2=J. R.
 | last3=The |first3=L.-S.
 | year=2009
 | title=Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster
 | journal=[[The Astrophysical Journal]]
 | volume=701 | issue=1 | pages=837&ndash;849
 | arxiv=0906.4812
 | bibcode=2009ApJ...701..837S
 | doi=10.1088/0004-637X/701/1/837
}}</ref> 우리 태양의 [[태양핵|중심핵]] 온도는 15.7 × 10<sup>6</sup> K으로, pp-연쇄반응과 CNO 순환반응이 모두 일어나지만 태양핵에서 생산되는 [[헬륨-4]] 중 CNO 순환에 의해 만들어진 것의 비중은 1.7%에 불과하다. [[#제1CNO|제1CNO]]는 1938년에 [[카를 프리드리히 폰 바이츠제커]],<ref>
{{저널 인용|이탤릭체=예
 |last=von Weizsäcker |first=C. F.
 |title=Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II
 |journal=[[Physikalische Zeitschrift]]
 |volume=39 |year=1938 |pages=633–46
}}</ref> 1939년에 [[한스 베테]]가 독립적으로 발견하였다.<ref name="BetheBible">
{{저널 인용|이탤릭체=예
 |last=Bethe |first=H. A.
 |year=1939
 |title=Energy Production in Stars
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=55 |issue=5 |pages=434–56
 |bibcode=1939PhRv...55..434B
 |doi= 10.1103/PhysRev.55.434
}}</ref>

CNO 순환에서는 4회의 [[양성자]] 융합이 발생하는데, 이때 탄소, 질소, 산소 동위원소들을 [[촉매]]로 사용한다. [[알파입자]] 하나를 만들기 위해서는 [[양전자]] 2개와 [[전자 중성미자]] 2개가 필요하다. CNO 순환의 세부 종류에 따라 다양한 촉매 경로가 존재하지만 모든 CNO 순환은 공통적으로 다음과 같은 알짜 결과를 얻는다.
:4 {{Nuclide|Hydrogen|1}} &nbsp;+&nbsp; 2 {{아원자입자|전자}} &nbsp;→&nbsp; {{Nuclide|Helium|4}} &nbsp;+&nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Positron}} &nbsp;+&nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron}} &nbsp;+&nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron neutrino}} &nbsp;+&nbsp; 3 {{SubatomicParticle|Gamma}} &nbsp;+&nbsp; 24.7 MeV &nbsp;→&nbsp; {{Nuclide|Helium|4}} &nbsp;+&nbsp; 2 {{SubatomicParticle|Electron neutrino}} &nbsp;+&nbsp; 3 {{SubatomicParticle|Gamma}} &nbsp;+&nbsp; 26.7 MeV

양전자는 생성된 즉시 [[전자-양전자 쌍소멸]]을 일으켜 [[감마선]]의 형태로 에너지를 방출한다. 중성미자는 약간의 에너지를 가지고 항성을 탈출한다. 하나의 원자핵이 끝없는 순환 구조 속에서 탄소, 질소, 산소가 되기를 반복한다.

== 저온 CNO 순환 ==
항성 내부의 전형적 환경에서는 CNO 순환에 의한 수소의 촉매반응이 양성자 포획에 의해 제한된다. 특히 [[방사성 동위원소]]의 [[베타 감쇠]] 시간척도가 핵융합 시간척도보다 빠르다. 걸리는 시간이 긴 만큼 저온 CNO 순환은 수소를 헬륨으로 느리게 전환시키며, 항성이 오랜 세월동안 잠잠히 평형상태를 유지하도록 한다.

=== 제1CNO ===
최초로 제안된 촉매순환반응으로서 CN 순환(탄소질소순환) 또는 발견자들의 이름을 따 베테-바이츠제커 순환이라고 한다. 명칭의 CNO에서 O가 빠진 이유는 이 과정에서는 산소의 안정한 동위원소가 존재하지 않기 때문이다. 베테의 처음 계산 결과는 CN 순환이 태양의 주요 에너지원이라고 나왔는데, 당시에는 질소가 태양의 구성성분의 10%를 차지한다고 잘못 알고 있었기 때문이다.<ref name="BetheBible" /> 현재 알려진 태양의 질소 비율은 0.5% 이하이다. 오늘날 CN 순환은 보다 큰 CNO 핵융합 네트워크의 첫 부분으로 여겨진다.

제1CNO 순환의 촉매 원소의 변화는 다음과 같다.{{Nuclide|carbon|12}}→{{Nuclide|nitrogen|13}}→{{Nuclide|carbon|13}}→{{Nuclide|nitrogen|14}}→{{Nuclide|oxygen|15}}→{{Nuclide|nitrogen|15}}→{{Nuclide|carbon|12}}:<ref name="Krane">
{{서적 인용|이탤릭체=예
 |last=Krane |first=K. S.
 |year=1988
 |title=Introductory Nuclear Physics
 |url=https://archive.org/details/introductorynucl00kran
 |page=[https://archive.org/details/introductorynucl00kran/page/n559 537]
 |publisher=[[John Wiley & Sons]]
 |isbn=0-471-80553-X
}}</ref>

:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|carbon|12}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|13}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||1.95&nbsp;[[전자볼트|MeV]]
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|13}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|carbon|13}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||1.20&nbsp;MeV ||([[반감기]] 9.965 분<ref name="half-life-cn">[http://books.google.com/books?id=gCr9WVH0utwC&pg=PA233 Principles and Perspectives in Cosmochemistry], Springer, 2010, {{ISBN|9783642103681}}, page 233</ref>)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|carbon|13}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.54&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.35&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||1.73&nbsp;MeV||(반감기 122.24 초<ref name="half-life-cn"/>)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|carbon|12}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||4.96&nbsp;MeV
|}
첫 반응에서 사용된 탄소-12 원자핵이 마지막 반응에서 다시 생성된다. [[양전자 방출|방출된 양전자]] 2개가 주변 전자 2개와 쌍소멸하면서 추가적으로 2.04 MeV를 더 내놓아 제1CNO 순환 1번으로 방출되는 에너지 총량은 26.73 MeV이다. 일부 문헌에 따라 저자들이 양전자 쌍소멸 에너지를 [[베타 감쇠]] [[Q값 (핵물리학)|Q값]]에 포함시키고 쌍소멸로 방출되는 같은 양의 에너지를 무시하여 독자에게 혼동을 일으키는 경우가 있다. 모든 값은 원자질량평가 2003년판에 따라 계산하였다.<ref>{{웹 인용 |url=http://amdc.in2p3.fr/web/masseval.html |title=The 2003 Atomic Mass Evaluation |last1=Wapstra |first1=Aaldert |last2=Audi |first2=Georges |date=18 November 2003 |publisher=Atomic Mass Data Center |accessdate=25 October 2011 |archive-date=2011-09-28 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110928003450/http://amdc.in2p3.fr/web/masseval.html |url-status= }}</ref>

제1CNO의 제한반응(가장 느린 반응)은 {{Nuclide|nitrogen|14}}의 양성자 포획 반응이다. 2006년 항성 에너지의 실험적 측정이 하향되어 [[구상성단]]의 나이가 10억 년 전후로 교정되었다.<ref>
{{저널 인용|이탤릭체=예
 | last=LUNA Collaboration
 | last2=Lemut | first2=A.
 | last3=Bemmerer | first3=D.
 | last4=Confortola | first4=F.
 | last5=Bonetti | first5=R.
 | last6=Broggini |first6=C.
 | last7=Corvisiero | first7=P.
 | last8=Costantini | first8=H.
 | last9=Cruz | first9=J.
 | last10=Formicola | first10=A.
 | last11=Fülöp | first11=Zs.
 | last12=Gervino | first12=G.
 | last13=Guglielmetti | first13=A.
 | last14=Gustavino | first14=C.
 | last15=Gyürky | first15=Gy.
 | last16=Imbriani | first16=G.
 | last17=Jesus A. | first17=P.
 | last18=Junker | first18=M.
 | last19=Limata | first19=B.
 | last20=Menegazzo | first20=R.
 | last21=Prati | first21=P.
 | last22=Roca | first22=V.
 | last23=Rogalla | first23=D.
 | last24=Rolfs | first24=C.
 | last25=Romano | first25=M.
 | last26=Rossi Alvarez | first26=C.
 | last27=Schümann | first27=F.
 | last28=Somorjai | first28=E.
 | last29=Straniero | first29=O.
 | last30=Strieder | first30=F.
 | last31=Terrasi | first31=F.
 | last32=Trautvetter | first32=H. P.
 | display-authors=12 <!-- I think anymore is overkill ;) -->
 | year=2006
 | title=First measurement of the <sup>14</sup>N(p,gamma)<sup>15</sup>O cross section down to 70 keV
 | journal=[[Physics Letters B]]
 | volume=634 | pages=483&ndash;487
 | bibcode=2006PhLB..634..483L
 | doi=10.1016/j.physletb.2006.02.021
|arxiv = nucl-ex/0602012 }}</ref>

[[운동량 보존|운동량이 보존]]됨에도 불구하고 베타 감쇠로 방출되는 [[중성미자]]의 에너지는 단일하게 정해지지 않고 범위값을 갖는다. 양전자와 중성미자는 어느 한 쪽이 다른 한 쪽을 방출하거나 어느 한 쪽이 에너지를 다 가져가거나 그 사이 어디거나 간에 Q값 에너지가 사용된다면 운동량을 공유할 수 있다. 전자나 중성미자가 만들어내는 운동량은 상대적으로 훨씬 무거운 딸원자핵에 유의미한 반동을 일으키기에는 그 크기가 너무 작다.<!--
 Note: it is not important how invariant masses of e and ν are small, because they are already small enough to make both particles relativistic.
 It is important how the daughter nucleus is heavy compared to ''p''/''c''.
--> 때문에 생성된 물질의 운동에너지로의 기여분은 무시될 수 있다. 그러므로 질소-13의 감쇠로 방출되는 중성미자 에너지는 0 - 1.20 MeV, 산소-15의 감쇠로 방출되는 중성미자 에너지는 0 - 1.73 MeV이다.  이런 식으로 중성미자에 의해 빠져나가는 총 에너지는 평균적으로 약 1.7 MeV이며, [[광도 (천문학)|광도]], 즉 빛의 형태를 만들어내는 에너지는 나머지 25 MeV이다.<ref>
{{서적 인용|이탤릭체=예
  | last1 = Scheffler
  | first1 = Helmut
  | last2 = Elsässer
  | first2 = Hans
  | title = Die Physik der Sterne und der Sonne
  | publisher = [[Bibliographisches Institut]] (Mannheim, Wien, Zürich)
  | year = 1990
  | isbn = 3-411-14172-7
}}</ref>

=== 제2CNO ===
제1CNO와 거의 같으나 마지막 반응에서 {{Nuclide|nitrogen|15}}가 탄소-12와 알파선을 만들어내지 않고 대신 산소-16과 광자를 만들어낸다.

그래서 촉매 원소의 변화는 다음과 같다. {{Nuclide|nitrogen|15}} → {{Nuclide|oxygen|16}} → {{Nuclide|fluorine|17}} → {{Nuclide|oxygen|17}} → {{Nuclide|nitrogen|14}} → {{Nuclide|oxygen|15}} → {{Nuclide|nitrogen|15}}

:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||12.13&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||0.60&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.76&nbsp;MeV||(반감기 64.49 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||1.19&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.35&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.75&nbsp;MeV||(반감기 122.24  초)
|}

기본 CNO에 촉매로서 관여하는 탄소, 질소, 산소와 마찬가지로 제2CNO의 두 번째 루프에서 생산된 [[플루오린]]은 일시적으로 존재하는 것일 뿐 최종 결과에서는 사라지므로 항성 내부에 누적되지 않는다.

=== 제3CNO ===
제3CNO는 질량이 큰 항성들에서만 유의미하다. 제2CNO의 네 번째 루프에서 질소-14와 알파선 대신 플루오린-18과 감마선이 생성된다.

촉매 원소의 변화는 다음과 같다. {{Nuclide|oxygen|17}}→{{Nuclide|fluorine|18}}→{{Nuclide|oxygen|18}}→{{Nuclide|nitrogen|15}}→{{Nuclide|oxygen|16}}→{{Nuclide|fluorine|17}}→{{Nuclide|oxygen|17}}:
:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||5.61&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||1.656&nbsp;MeV||(반감기 109.771 분)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||3.98&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||12.13&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||0.60&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.76&nbsp;MeV||(반감기 64.49 초)
|}

=== 제4CNO ===
[[파일:NuclearReaction.svg|섬네일|양성자가 원자핵과 반응하여 알파선(= 헬륨 원자핵 {{Nuclide|helium|4}})이 방출된다.]]
제3CNO와 마찬가지로 제4CNO도 질량이 큰 항성에서만 유의미하다. 제3CNO의 세 번째 루프에서 질소-15와 알파선 대신 플루오린-19와 감마선이 생성된다.

촉매 원소의 변화는 다음과 같다.{{Nuclide|fluorine|19}}→{{Nuclide|oxygen|16}}→{{Nuclide|fluorine|17}}→{{Nuclide|oxygen|17}}→{{Nuclide|fluorine|18}}→{{Nuclide|oxygen|18}}→{{Nuclide|fluorine|19}}:
:{| border="0"
|{{Nuclide|fluorine|19}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||8.114&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||0.60&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.76&nbsp;MeV||(반감기 64.49 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||5.61&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||1.656&nbsp;MeV||(반감기 109.771 분)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|19}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.994&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|}

== 고온 CNO 순환 ==
항성 내부보다 고온 고압인 환경, 예컨대 [[신성 (천체)|신성]]이나 [[엑스선 폭발원]]에서는 양성자 포획 속도가 베타 감쇠 속도를 앞질러서 [[원자핵 적하선|양성자 적하선]]까지 밀어붙이며 불타오른다. 여기서 기본적 아이디어는 방사성 동위원소가 베타 감쇠를 일으키기도 전에 양성자를 포획하여 다른 방법으로는 불가능한 새로운 핵융합 방법을 가능케 한다는 것이다.

=== 제1HCNO ===
제1CNO와 제1HCNO 사이의 차이점은 {{Nuclide|nitrogen|13}}이 감쇠를 일으키지 않고 양성자를 포획한다는 것이다.

촉매 원소의 변화는 다음과 같다. {{Nuclide|carbon|12}}→{{Nuclide|nitrogen|13}}→{{Nuclide|oxygen|14}}→{{Nuclide|nitrogen|14}}→{{Nuclide|oxygen|15}}→{{Nuclide|nitrogen|15}}→{{Nuclide|carbon|12}}:
:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|carbon|12}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|13}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||1.95&nbsp;[[전자볼트|MeV]]
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|13}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||4.63&nbsp;[[전자볼트|MeV]]
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|14}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||5.14&nbsp;MeV||([[반감기]] 70.641 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|14}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||7.35&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.75&nbsp;MeV||(반감기 122.24 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|carbon|12}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||4.96&nbsp;MeV
|}

=== 제2HCNO ===
제2CNO와 제2HCNO 사이의 차이점은 {{Nuclide|fluorine|17}}가 감쇠하지 않고 양성자를 포획한다는 것이다. 그 결과 네온이 형성되고 네온은 다시 {{Nuclide|fluorine|18}}로 변한다.

촉매 원소의 변화는 다음과 같다.{{Nuclide|nitrogen|15}}→{{Nuclide|oxygen|16}}→{{Nuclide|fluorine|17}}→{{Nuclide|neon|18}}→{{Nuclide|fluorine|18}}→{{Nuclide|oxygen|15}}→{{Nuclide|nitrogen|15}}:
:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||12.13&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||0.60&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|neon|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||3.92&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|neon|18}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||4.44&nbsp;MeV||(반감기 1.672 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||2.88&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|15}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|nitrogen|15}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||2.75&nbsp;MeV||(반감기 122.24 초)
|}

=== 제3HCNO ===
제2HCNO의 5번째 루프에서 {{Nuclide|fluorine|18}}가 양성자 하나를 포획하여 질량이 커지고 이후 제4CNO와 같은 기작으로 헬륨을 생산한다.

촉매 원소의 변화는 다음과 같다. {{Nuclide|fluorine|18}}→{{Nuclide|neon|19}}→{{Nuclide|fluorine|19}}→{{Nuclide|oxygen|16}}→{{Nuclide|fluorine|17}}→{{Nuclide|neon|18}}→{{Nuclide|fluorine|18}}:
:{| border="0"
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|neon|19}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||6.41&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|neon|19}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|19}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||3.32&nbsp;MeV||(반감기 17.22 초)
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|19}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|helium|4}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||8.11&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|oxygen|16}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||0.60&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|fluorine|17}}&nbsp;||+&nbsp;||{{Nuclide|hydrogen|1}}&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|neon|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Gamma}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||+&nbsp;||3.92&nbsp;MeV
|- style="height:2em;"
|{{Nuclide|neon|18}}&nbsp;||&nbsp;||&nbsp;||→&nbsp;||{{Nuclide|fluorine|18}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Positron}}&nbsp;||+&nbsp;||{{SubatomicParticle|Electron Neutrino}}&nbsp;||+&nbsp;||4.44&nbsp;MeV||(반감기 1.672 초)
|}

== 같이 보기 ==
* [[상온 핵융합]]
* [[핵융합 발전]]
* [[핵융합]]
* [[양성자-양성자 연쇄 반응]]
* [[항성 핵합성]]
* [[삼중 알파 과정]]
== 각주 ==
{{각주}}

{{핵과정}}

[[분류:핵융합]]
[[분류:항성물리학]]