Эти реакции осуществляются по различным сценариям. Протон-протонный цикл начинается со слияния двух протонов, один из которых немедленно превращается в нейтрон. Плодом этого союза становится ядро тяжелого водорода — дейтерия, а также позитрон и нейтрино. Ядро дейтерия и есть посредник из модели Хоутерманса и Аткинсона: оно поглощает еще один протон и превращается в ядро гелия-3 и гамма-квант. Ядро гелия-3 сталкивается со своей копией, возникшей в процессе такой же реакции, и это приводит к появлению ядра гелия-4 и пары свободных протонов. Исключив промежуточные продукты, получаем, что четыре протона превращаются в ядро гелия, два нейтрино, пару гамма-квантов и пару позитронов, которые мгновенно аннигилируют с электронами и порождают новые гамма-кванты. Такая реакция обеспечивает энергетический выход в 26 мегаэлектронвольт (МэВ). Небольшую часть этой энергии, около 0,5 МэВ, безвозвратно уносят нейтрино, а все остальное идет на подогрев солнечных недр.
Цепь реакций CNO-цикла несколько длиннее. Для них необходимо присутствие ядер углерода, которые работают как катализатор и потому не расходуются. В этом цикле выделяется около 27 МэВ энергии, причем 1,7 МэВ крадут нейтрино. Полезный выход обоих циклов практически одинаков — чуть больше 25 МэВ. А вот скорости этих реакций весьма различны. В соответствии с современными данными средняя продолжительность протон-протонного цикла составляет 14 млрд лет, а углеродного — 330 млн. Протон-протонный цикл преобладает в звездах солнечного типа и более легких, а в ядрах массивных светил доминирует углеродный цикл.
Вайцзеккер не был единственным, кто разработал теорию этих циклов. Практически одновременно с ним в США это же проделал великий немецкий физик-эмигрант Ганс Бете. В марте 1938 г. по приглашению Эдварда Теллера он приехал в Вашингтон на конференцию, посвященную энергии звезд, после чего всерьез заинтересовался астрофизикой. С помощью аспиранта Чарльза Критчфилда Бете произвел блестящий анализ протон-протонного и углеродного циклов и в 1967 г. получил за это Нобелевскую премию. На нее мог бы претендовать и Вайцзеккер, но пути шведских академиков неисповедимы.
К концу 1930-х гг. стало понятным, как происходит внутризвездный синтез гелия, и выявлен основной источник звездной энергии. Это заставило задуматься о синтезе более тяжелых элементов, в частности о том, откуда взялся углерод, катализирующий CNO-цикл. Решением этой задачи ученые занялись уже после Второй мировой войны.
