imported>Wassermaus: Sätze vertauscht (logische Reihenfolge) - keine inhaltliche Änderung

2026-04-27T11:53:41Z

Sätze vertauscht (logische Reihenfolge) - keine inhaltliche Änderung

Neue Seite

[[Datei:CNO Cycle.svg|hochkant=1.5|mini|Der CNO-I-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)]]
Der '''CNO-Zyklus''' oder '''Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus''' ist einer der beiden maßgeblichen Mechanismen des so genannten [[Wasserstoffbrennen]]s, durch den [[Stern]]e durch Umwandlung von [[Wasserstoff]] in [[Helium]] Energie freisetzen; der andere Mechanismus ist die [[Proton-Proton-Kette]]. Der Name CNO-Zyklus leitet sich von den an der Reaktion beteiligten [[Chemisches Element|Elementen]] [[Kohlenstoff]] (C), [[Stickstoff]] (N) und [[Sauerstoff]] (O) ab.

Der CNO-Zyklus tritt in mehreren Varianten auf. Die mit Abstand wichtigste Variante ist der Zyklus CNO-I, der auch als '''Bethe-Weizsäcker-Zyklus''', '''Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus (CN-Zyklus)''' oder '''Kohlenstoffzyklus''' bekannt ist. Er wurde zwischen 1937 und 1939 von den [[Physiker]]n [[Hans Bethe]] und [[Carl Friedrich von Weizsäcker]] entdeckt. Die Bezeichnung „Bethe-Weizsäcker-Zyklus“ wird auch generell für alle Varianten des CNO-Zyklus verwendet.

Anders als bei der Proton-Proton-Kette, bei der zunächst zwei [[Proton]]en ([[Atomkern]]e des [[Wasserstoff]]s) fusionieren und in weiteren Schritten noch zweimal je ein weiteres Proton hinzukommt, sind beim CNO-Zyklus schwerere Atomkerne involviert. Der Zyklus startet mit der Fusion eines Kohlenstoff-12-Kerns (12C) mit einem Proton. Nach diversen Zwischenschritten, bei denen insgesamt drei weitere Protonen hinzukommen, entstehen am Ende ein [[Helium]]-4-Kern (4He) und erneut ein 12C-Kern, der nun für einen weiteren Zyklus zur Verfügung steht. Der 12C-Kern und die anderen schweren Kerne, die in den Zwischenschritten entstehen, wirken also als [[Katalysator]]en.

== Energiefreisetzung ==

Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus vollziehen sich im Wesentlichen Fusionen von Wasserstoffkernen 1H (Protonen) mit den schwereren Kernen 12C, 13C, 14N und 15N, daher auch der Name '''CN-Zyklus'''. Zwei der entstehenden Zwischenprodukte, 13N und 15O, sind instabil und [[Radioaktivität|zerfallen]] nach kurzer Zeit jeweils unter Aussendung eines [[Positron]]s e+ und eines [[Neutrino|Elektronneutrinos]] νe ([[Betazerfall#Betazerfall von Atomkernen|Beta-Plus-Zerfall]]). Die einzelnen Reaktionsschritte sind nachfolgend aufgeführt.

Insgesamt ist die Nettobilanz beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus (wie auch bei der p-p-Kette):
:<math>\mathrm{4\, _{1}^{1}p \longrightarrow \ _{2}^{4}He + 2\,e^++ 2\,\nu_e } + \text{Energie}</math>.

Die freigesetzte Energie wird teils als [[Gammastrahlung]], teils als [[kinetische Energie]] abgegeben. Die entstehenden zwei [[Positron]]en (<math>\mathrm e^+</math>) [[Annihilation|zerstrahlen]] mit zwei anwesenden [[Elektron]]en ebenfalls zu Gammastrahlung. Insgesamt werden 26,7 [[Elektronenvolt|MeV]] an Energie frei. Die Masse des Heliumkerns ist knapp 1 % geringer als die Masse der vier Protonen ([[Massendefekt]]). Die Differenz entspricht nach der [[Äquivalenz von Masse und Energie]] ''E0 = mc2'' der freigesetzten Energie.

Die Energie, die die Neutrinos in Form ihrer geringen [[Masse (Physik)|Masse]] und vor allem ihrer [[Kinetische Energie|kinetischen Energie]] tragen, wird dem Stern entzogen, da sie nahezu ungehindert durch die Sternmaterie hindurch entweichen können. Die verbleibende Energie von im Mittel 25,03 MeV heizt den Stern auf und wird letztlich über die Oberfläche als [[elektromagnetische Strahlung]] abgestrahlt. Bei anderen Varianten des CNO-Zyklus können weitere Positronen und Neutrinos anderer Energie erzeugt werden; die verbleibende Energie hat dann einen anderen Wert.

Während die p-p-Kette bei [[Temperatur]]en von ca. 4 [[Kelvin#Symbol|Megakelvin]] (MK) zündet, läuft der CNO-Zyklus erst bei 14–15 MK effektiv ab und ist ab 17–18 MK vorherrschend. Bei Sternen mit Größen bis knapp über die Masse der [[Sonne]] ist die p-p-Kette dominant, bei schwereren Sternen und allen [[Riesenstern]]en der CNO-Zyklus. Die Sonne mit einer Kerntemperatur von 15,7 MK erzeugt nur 1,6 % ihrer Energie durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (Details siehe [[Wasserstoffbrennen]]). Im Jahr 2020 gelang es mit dem [[Borexino]]-Detektor erstmals, Neutrinos aus dem CNO-Zyklus der Sonne nachzuweisen.<ref>''Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun. The Borexino Collaboration.'' In: ''Nature.'' Band 587, 2020, S. 577–582. [https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 (nature.com)]</ref>

== Häufigkeit der Isotope ==

Die Umsatzrate des CNO-Zyklus ist [[Proportionalität|proportional]] zur vorhandenen Menge an 12C. Da beim [[Urknall]] kein Kohlenstoff entstehen konnte, war es den Sternen der ersten Generation ([[Population (Astronomie)#Ursprüngliche Klassifikation nach Baade|Population III]]) zunächst unmöglich, Energie auf diese Art zu erzeugen. In den Spätphasen ihrer Entwicklung entsteht jedoch in den Sternen durch den [[Drei-Alpha-Prozess]] Kohlenstoff, der danach zum einen als [[Katalysator]] zur Verfügung steht, zum anderen durch [[Sternwind]]e und [[Supernova]]e an das [[Interstellares Medium|interstellare Medium]] abgegeben wird, aus dem sich neue Sterne bilden. Sterne späterer Generationen enthalten daher bereits am Anfang ihrer Entwicklung Kohlenstoff (siehe auch [[Metallizität]]).

Eine Folge des CNO-Prozesses ist, dass sich die Häufigkeiten der ursprünglich vorhandenen C-, N-, O-Isotope entsprechend der Reaktionsdauer der einzelnen Schritte verschieben: Die Umwandlung von 14N nach 15O hat bei weitem die langsamste Reaktionsrate, also verschieben sich die Häufigkeiten der Isotope stark in Richtung 14N, was sich in Sternen mit Konvektion in der Hülle bei der Spektralanalyse nachweisen lässt. Die [[relative Häufigkeit]] von 14N in der „Asche“ (Helium) nach dem Ende des Wasserstoffbrennens ist auch die Grundlage für die Entstehung von 18O während des folgenden [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennens]] in [[Roter Riese|Riesensternen]] {{nowrap|1=(14N + 4He → 18F → 18O).}} Die CNO-Zyklen weisen eine viel stärkere Abhängigkeit der Reaktionsrate von der Temperatur (18. Potenz) auf, als die p-p-Kette (4. Potenz). Das führt im Stern zu einer stärkeren Konzentration der Energiefreisetzung zum Zentrum hin, wodurch in der Kernregion der Energiefluss so hoch ist, dass im Kern Konvektion einsetzt. Auf die Leuchtkraft des Sterns hat der CNO-Zyklus gegenüber der p-p-Kette fast keinen Einfluss, diese ist im Wesentlichen nur von seiner Masse abhängig. In massearmen [[Hauptreihe]]nsternen läuft der CNO-Zyklus ganz langsam ab. Aber auch wenn er keine signifikante Rolle in der Energiebilanz spielt, verändert er doch die ursprünglichen Häufigkeiten der beteiligten Isotope.

== CNO-Zyklen ==

Im Folgenden sind die einzelnen Schritte der Zyklen aufgelistet. Die angegebenen Energien entsprechen der Differenz der [[Atommasse]]n (wobei bei den herrschenden Temperaturen natürlich nur „nackte“ Kerne und freie Elektronen vorliegen). Daher ist bei den [[Betazerfall|β+-Zerfällen]] die Energie von 1,022 MeV, die bei der nachfolgenden [[Annihilation]] des Positrons mit einem Elektron freigesetzt wird, bereits inbegriffen.

=== CNO-I (Bethe-Weizsäcker) ===
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 6}^{12}C + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{13}N + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 1,95 \ MeV}\quad </math> ||(im Mittel 1,3 · 107 Jahre)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{13}N }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 6}^{13}C + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,22 \ MeV }\quad </math> ||(Halbwertszeit 9,97 Minuten)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 6}^{13}C + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{14}N + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 7,54 \ MeV}\quad </math> ||(im Mittel 2,6 · 106 Jahre)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{14}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{15}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 7,35 \ MeV}\quad </math> ||(im Mittel 3,2 · 108 Jahre)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{15}O }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{15}N + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,75 \ MeV }\quad </math> ||(Halbwertszeit 2,03 Minuten) → Verzweigung zu CNO-II
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{15}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 6}^{12}C + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4,96 \ MeV}\quad </math> ||(im Mittel 1,1 · 105 Jahre)
|}

Gesamtergebnis des Zyklus ist die Fusion von vier Wasserstoffkernen 1H zu einem Heliumkern 4He.
Der Kohlenstoffkern 12C dient nur als [[Katalysator]] und wird schließlich mit der letzten Reaktion regeneriert.

Die Energieerzeugungsrate ist beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus [[Proportionalität|proportional]] zur 18. [[Potenz (Mathematik)|Potenz]] der Temperatur.<ref>{{Literatur |Autor=Eric G. Adelberger et al. |Titel=Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles |Sammelwerk=Reviews of Modern Physics |Band=83 |Nummer=1 |Datum=2011 |Seiten=226 |DOI=10.1103/RevModPhys.83.195}}</ref> Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung der Energiefreisetzung um ca. 141 %.

Ein vollständiger Durchlauf des Zyklus benötigt bei massearmen Sternen enorme Zeiträume – in der Größenordnung von hunderten Millionen Jahren, weshalb er hier in der Energiebilanz nur eine untergeordnete Rolle spielt, aber in der Isotopenhäufigkeit der Elemente C, N und O sehr wohl: Auch wenn in massearmen Sternen der CNO-Zyklus nur sehr langsam abläuft, verändert er die Häufigkeiten der beteiligten Elemente. Der Zyklus läuft bei massenreichen Sternen infolge der stärkeren Temperaturabhängigkeit rascher ab als die Proton-Proton-Kette (einige Milliarden Jahre), daher können massenreiche Sterne auf diese Weise wesentlich effektiver Energie freisetzen, als über die Proton-Proton-Kette.

Neben dem oben beschriebenen CNO-I-Zyklus existieren noch weitere Fusionswege, welche über die Zwischenkerne Sauerstoff und Fluor ablaufen:

=== CNO-II ===
Der CNO-II-Zyklus läuft als Nebenreaktion des CNO-I-Zyklus ab und trägt auch in der Sonne zu 0,04 % der gesamten Energiefreisetzung bei. Im letzten Schritt des CNO-I-Zyklus werden dabei kein Kohlenstoff und Helium erzeugt, sondern ein 16O-Kern:
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{15}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{16}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 12{,}13 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{16}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{17}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 0,60 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{17}F }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{17}O + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,76 \ MeV}\quad </math> || (Halbwertszeit 64,5 Sekunden) → Verzweigung zu CNO-III
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{17}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{14}N + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 1,19 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{14}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{15}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 7,35 \ MeV}</math> || (siehe CNO-I)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{15}O }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{15}N + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,75 \ MeV }\quad </math> || (siehe CNO-I, Halbwertszeit 122 Sekunden)
|}

=== CNO-III ===
Der CNO-III-Zyklus beginnt, wenn im 4. Schritt des CNO-II-Zyklus Fluor-18 anstelle von Stickstoff-14 und Helium-4 entsteht. Dieser Prozess spielt nur in schweren Sternen eine Rolle.
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{17}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{18}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 5,61 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{18}F }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{18}O + e^+ +\nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 1,66 \ MeV}\quad </math> || (Halbwertszeit 110 Minuten) → Verzweigung zu CNO-IV
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{18}O + \ _1^1H}</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{15}N + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 3,98 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{15}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{16}O +\gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 12,13 \ MeV}</math> || (siehe CNO-II)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{16}O + \ _1^1H}</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{17}F +\gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 0,60 \ MeV}</math> || (siehe CNO-II)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{17}F }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{17}O + e^+ +\nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,76 \ MeV}\quad </math> || (siehe CNO-II, Halbwertszeit 64,5 Sekunden)
|}

=== CNO-IV ===
Der CNO-IV-Zyklus ist eine weitere mögliche Nebenreaktion, wenn im 3. Schritt des CNO-III-Zyklus Fluor-19 statt Stickstoff-15 und Helium-4 entsteht:
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{18}O + \ _1^1H}</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{19}F }</math> || <math>\mathrm{+ \ 7,99 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{19}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{16}O + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 8,11 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{16}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{17}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 0,60 \ MeV}</math> || (siehe CNO-II und CNO-III)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{17}F }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{17}O + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,76 \ MeV}\quad </math> || (siehe CNO-II und CNO-III, Halbwertszeit 64,5 Sekunden)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{17}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{18}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 5,61 \ MeV}</math> || (siehe CNO-III)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{18}F }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{18}O + e^+ +\nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 1,66 \ MeV}\quad </math> || (siehe CNO-III, Halbwertszeit 110 Minuten)
|}

== Heiße CNO-Zyklen ==
Unter sehr heißen und dichten Bedingungen, wie sie etwa bei [[Nova (Stern)|Novae]] und bei [[Gammablitz|Gammastrahlenausbrüchen]] herrschen, überschreitet die Protoneneinfangrate die Rate der Beta-Zerfälle (wie beim [[r-Prozess]] der [[Nukleosynthese]]). Statt sich per Beta-Zerfall umzuwandeln, kann ein radioaktiver Kern ein weiteres Proton eingefangen, was weitere Reaktionspfade ermöglicht. Weil für diese Zyklen besonders hohe Temperaturen erforderlich sind, werden sie „heiße CNO-Zyklen“ (''hot CNO cycles'') genannt.

=== HCNO-I ===
Der HCNO-I-Zyklus startet wie der normale betabegrenzte CNO-I-Zyklus, wobei das entstehende 13N-Atom ein Proton einfängt, anstatt zu zerfallen:
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 6}^{12}C + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{13}N + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 1,95 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{13}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{14}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4,63 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{14}O }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{14}N + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 5,14 \ MeV}\quad </math> || (Halbwertszeit 70,6 Sekunden)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{14}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{15}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 7,35 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{15}O }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{15}N + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,75 \ MeV}\quad </math> || (Halbwertszeit 122 Sekunden)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{15}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 6}^{12}C + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4,96 \ MeV}</math>
|}

=== HCNO-II ===
Der Unterschied zum CNO-II-Zyklus besteht hier darin, dass der Zwischenkern 17F im 3. Schritt keinen Betazerfall erleidet, sondern ein Proton einfängt:
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 7}^{15}N + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _8^{16}O + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 12{,}13 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{16}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{17}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 0,60 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{17}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{10}^{18}Ne + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 3,92 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{10}^{18}Ne }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{18}F + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4,44 \ MeV }\quad </math> || (Halbwertszeit 1,67 Sekunden) → Verzweigung zu HCNO-III
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{18}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{15}O + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,88 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{15}O }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 7}^{15}N + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 2,75 \ MeV }\quad </math> || (Halbwertszeit 122 Sekunden)
|}

=== HCNO-III ===
Eine weitere Alternative besteht, wenn der 18F-Kern im HCNO-II-Zyklus im 5. Schritt ein Proton einfängt:
:{|
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{18}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{10}^{19}Ne+\gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 6,41 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{10}^{19}Ne }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{19}F + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 3,24 \ MeV }\quad </math> || (Halbwertszeit 17,2 Sekunden)
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{19}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 8}^{16}O + {}_2^4He }</math> || <math>\mathrm{+ \ 8,11 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 8}^{16}O + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{17}F + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 0,60 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{\ 9}^{17}F + \ _1^1H }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{10}^{18}Ne + \gamma }</math> || <math>\mathrm{+ \ 3,92 \ MeV}</math>
|-
|<math>\mathrm{\ _{10}^{18}Ne }</math> || <math>\mathrm{ \longrightarrow \ _{\ 9}^{18}F + e^++ \nu_e }</math> || <math>\mathrm{+ \ 4,44 \ MeV }\quad </math> || (Halbwertszeit 1,67 Sekunden)
|}

== Literatur ==
* C. F. von Weizsäcker: ''Über Elementumwandlungen im Innern der Sterne.'' In: ''Physikalische Zeitschrift.'' Band 38, 1937, S. 176–191 und Band 39, 1938, S. 633–646.
* H. A. Bethe: ''Energy Production in Stars.'' In: ''Physical Review.'' Band 55, 1939, S. 434–456, [[doi:10.1103/PhysRev.55.434]].
* Prof. em. Dr. Wolfgang Gebhardt (Universität Regensburg): Skript Nukleare Astrophysik, Wasserstoffbrennen, Weitere Kernreaktionen [http://www.physik.uni-regensburg.de/forschung/wegscheider/gebhardt_files/skripten/Kernreaktionen.pdf (physik.uni-regensburg.de)]

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Navigationsleiste Stellare Nukleosynthese}}

{{Normdaten|TYP=s|GND=1155785002}}

[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]
[[Kategorie:Hans Bethe]]
[[Kategorie:Carl Friedrich von Weizsäcker]]

CNO-Zyklus - Versionsgeschichte

imported>Wassermaus: Sätze vertauscht (logische Reihenfolge) - keine inhaltliche Änderung