Nuklearna fuzija — разлика између измена

 

Osim u p-p ciklusu, vodonik na zvezdama može fuziono da sagoreva i uz učešće jezgara atoma težih elemenata – [[ugljenik]]a, [[kiseonik]]a itd. Ova jezgra se u reakcijama ponašaju kao [[katalizator]]i, tj. ona se u reakcijama mogu transformisati, uz pojavljivanje „međuproizvoda“, ali se u konačnom ne troše. Najvažniji lanac takvih fuzionih rekcija odvija se uz učešće jezgra izotopa ugljenika ¹²-{C}-. To je poznati ugljenično-azotni (-{CNO}-) ciklus, koji je otkrio H. Bet [[1938]] godine.

 

Za savremeni nivo sjaja, na Suncu svake sekunde oko 600 miliona tona vodonika pretvori se u 596 miliona tona helijuma. Preostala 4 miliona pretvara se u energiju tvrdog gama i [[rendgensko zračenje|rendgenskog zračenja]] i energiju neutrina. Konačan rezultat oba tipa procesa je isti. Proton-protonski je efikasniji i na Suncu verovatniji, jer je potrebno savladati relativno manje kulonovske barijere i u njega su uključeni protoni, koji su najzastupljeniji u Suncu. Zbog prisustva teških elemenata kao katalizatora (kojih je na Suncu malo) -{CNO}- ciklus je najefikasniji na višim temperaturama (oko 20 miliona K). Za postizanje takvih temperatura potrebno je da zvezda bude masivnija.