Въглеродно-азотно-кислороден цикъл
Това е другият основен цикъл (също обозначаван като CNO цикъл). Той е най- ефективен за по-масивните звезди – започва при температури от около 15 000 000 К и доминира при температури от около 17 000 000 K. При него също се образува ядро на хелия от четири протона, но процесът е по-сложен и изисква наличието на въглерод и кислород. Ядрата на въглерода/кислорода встъпват в реакция на първите етапи и се отделят на последните. По този начин те играят ролята на катализатор, поради което цикълът се нарича въглероден, или въглеродно-кислороден (Фиг. 2).
Температурата в ядрото на Слънцето е T = 15 700 000 K – така че в неговото ядро основните термоядрени реакции протичат главно чрез p-p веригата. На Фиг. 3 по- долу са показани температурите, при които са ефективни двата процеса – p-p и CNO. Отбелязана е и температурата в ядрото на Слънцето, като се вижда, че за нашата звезда почти два пъти повече енергия се отделя при протон-протонния цикъл.
Фиг. 2: Схема на CNO цикъл. Частиците са означени като на Фиг. 1. (Източник: Borb, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=691758)
Фиг. 3: Температури, при които са ефективни p-p цикъла (червена крива) и CNO цикъла (зелена крива). Вижда се, че при по-високи температури CNO цикъла генерира значително повече енергия за единица време, докато при по-ниските p-p е по-ефективен.í.
За по-масивните звезди, в чиито ядра температурите са по-високи, по-ефективен е CNO цикъла.