仔細考慮一下可以看出，這兩套循環的總效果都是使四個氫原子核合成為一個氦原子核。
而碳、氮、重氫等原子核隻起觸媒的作用。請注意，在這個核反應中質量是有損耗的。一個氫核的質量(原子單位)是1008，而氦核是4004，因此每次反應的質量損耗是△m=4×1008-4004=0028。由此可知，每克氫原子轉化為氦時釋放出能量E=0007×(3×1010)2=63×1011焦耳。於是不難算出太陽輻射的“成本賬”：為了維持每秒4×1026焦耳的輻射，太陽每1秒要耗費62X1曠噸的氫核“燃料”!需要說明，我們講的是有這樣多的氫核聚變成為氦核，實際損耗的質量隻是其中的一小部分，即
62×1０8噸×0007=43×106噸。
即便如此，每秒430萬噸的代價確也不小了。但是太陽的家底極為雄厚，總質量達2×1033克，並且絕大部分是氫。因此太陽上隻要有2％的氫轉變為氦，”就可釋放25×1043焦耳的巨額能量。這已經足以使太陽按現在的產能率維持2億年了。下麵要談到，太陽的壽命是幾十億年。因此我們有根據說，核反應可以充分供應太陽的能源。
對太陽來說，上述兩種核反應中哪一種起主要作用呢?在這個問題上，天文學家反複動搖了好幾次。有時認為碳—氮循環是主要的，過些年又說質子—質子循環更要緊。總的說來，它們都在發揮作用。不過由於前一種核反應所需要的溫度比後一種高，並且受溫度變化的影響要大得多，一般認為太陽的能量主要是質子-質子循環供給的。順便談到，比太陽更亮、也就是更熱的恒星基本上由碳—氮循環獲得能量，而比太陽溫度低的恒星，卻是靠質子-質子反應“過日了”。因此就能源來說，太陽在恒星世界中也是比較適中的代表。
高溫高壓的世界
太陽的能量由核反應產生。在什麼情況下才會出現核反應呢?地球大氣也有大量的氫，但它們絕不會聚變成氦。隻有在上千萬度的高溫狀態，氫原子才會完全電離並獲得足夠的能量來克服核子間的排斥力，實現核反應。另外，物質要高度密集，才能使核反應持續進行下去。那麼，這些條件在太陽內部是否具備呢?
我們觀測太陽隻能看到它的大氣，而整個太陽內部對我們的眼睛和儀器來說都是看不見、摸不著，可說是諱莫如深的“禁區”。除掉近年來太陽的中微子這個行蹤詭密的“特殊使節”可能傳遞一點直接信息外，我們對太陽內部隻能用理論計算加以研究。半個世紀來，經過天文學家的努力鑽研，已經創立比較完整的恒星內部結構理論。
太陽是一大團氣體，它的結構主要由兩種力量決定。一個是太陽的重力，即日心引力，它使太陽物質收縮。同時，氣體有膨脹和逃逸的傾向。這兩種相反的力大致處於平衡狀態，結果使太陽成為一個基本穩定的氣體球。讓我們先考慮太陽的表麵層——光球。那裏的溫度和密度早已從直接的觀測定出了。如果對表麵層下麵的一點選擇一個溫度，然後計算在什麼密度下這一點的氣體物質才能處於平衡態，既不被上麵的氣層壓塌，也不因膨脹而衝到外麵去。接著對第三點也取某個溫度，按同樣方法定出它的密度。如此逐點內推，直抵太陽核心。當然，我們所選的一係列溫度是否正確，還須加以鑒定。為此，我們要求由各層密度的計算結果推出的太陽總質量，應與觀測結果吻合。另外，太陽的平均密度也是—個判據。實際計算甚為複雜，因為還須考慮化學成份、不透明度、能量傳輸方式等很多因素。經過大量計算，已經建立太陽的結構模型。不同的研究者得到的結果有些差異。大致說來，太陽核心的溫度是1500萬～2000萬度，物質密度為100～130克／厘米3。至於太陽內部溫度和密度隨深度的分布，溫度和密度都隨與太陽中心距離的增加而迅速下降，所以核反應發生的區域很小。這個區域的半徑R≤015R⊙，這裏R①是太陽的半徑。我們可以把這一區域叫做太陽的心髒。
將近2000萬度的極高溫度和超過地麵大氣壓力3000多億倍的巨額重載!這些都遠遠超出我們日常生活的經驗。在這種駭人聽聞的高溫高壓的世界裏，那裏的物質是處於所謂高溫等離子體狀態。本來在低溫情況下，原子核把電子牢牢吸住，使它們循一定軌道繞原子核旋轉。但是在高溫狀態，電子具有極高的動能，它們掙脫了原子核羈絆，取得了“獨立”地位，成為飛快奔馳的自由電子。不僅隻有一個電子的氫，甚至有幾十個電子的金屬原子，也都紛紛電離了。在正常情況下，原子的直徑約為10-8厘米，但在高度電離的狀態，喪失了全部或大部分電子的原子核就顯得更微小了，直徑不超過10-12厘米。原來是稠密的氣體，現在變得稀疏了。不僅對太陽核心(密度約為102克／厘米3)，甚至對白矮星(密度高達106克／厘米3)，原子核還處於可以自由運動的狀態。那麼，究竟要達到多大的密度，原子核才能摩肩接踵，聯成一片呢?答案是一個驚人的數字：1014/厘米3！要是我們一旦遇到這種物質，那怕隻有針尖那樣大一點，用巨型起重機也很難搬動它呢!