ciclo CNO quântico com interações, transformações, emaranhamentos, entropias, dilatações, refrações, produção de méson pi e neutrinos, paridades e eletromagnetismo [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt] variação de temperatura].

o ciclo CNO quântico Graceli [CNOQG] difere do proposto em por Carl von Weizsäcker^[1] e Hans Bethe^[2] independentemente em 1938 e 1939, respectivamente.

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^[1] e Hans Bethe^[2] 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.

ou seja, a fusão produz fenômenos quânticos e transformativos e também produz outras formas de energias , como também mudanças de posições de cargas e a sua renormalização.

CNO-I

As reações principais do ciclo CNO são:^[3]

12C + ¹H	→	13N + γ	+1,95 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
13N	→	13C + e+ + νe	+1,37 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
13C + ¹H	→	14N + γ	+7,54 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
14N + ¹H	→	15O + γ	+7,35 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
15O	→	15N + e+ + νe	+1,86 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
15N + ¹H	→	12C + 4He	+4,96 MeV+ + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]

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 ¹²C e ⁴He, mas ¹⁶O e um fóton, e continua assim:

15N + ¹H	→	16O + γ	+12.13 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
16O + ¹H	→	17F + γ	+0.60 MeV  + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
17F	→	17O + e+ + νe	+2.76 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
17O + ¹H	→	14N + 4He	+1.19 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
14N + ¹H	→	15O + γ	+7.35 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
15O	→	15N + e+ + νe	+2,75 MeV + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]

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[editar | editar código-fonte]

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:

15N + ¹H	→	16O + γ + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
16O + ¹H	→	17F + γ + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
17F	→	17O + e+ + νe + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]
17O + ¹H	→	14N + 4He  + [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]

Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:

4 p → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + γ + 26.8 MeV 

+ [iteedrp[mpi+neutr]p + eletromag + [vt]

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 ¹²C/¹³C chega a 3,5, e o ¹⁴N 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 ¹²C/¹³C e ¹²C/¹⁴N 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.^[4]