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.
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:
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:
15N + ¹H
→
16O + γ
16O + ¹H
→
17F + γ
17F
→
17O + e+ + νe
17O + ¹H
→
14N + 4He
Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:
4 p → 4He + 2 e+ + 2 νe + 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 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]