有足够的燃料，还不够
恒星每时每刻都在把能量以光的形式送出去。要亮几十亿年，普通化学燃烧远远不够。引力收缩能加热恒星，在形成阶段也很重要，却无法让太阳按今天这样的亮度维持它漫长的一生。要解释星光，既要找到庞大的能源，还要说明它为什么能慢慢释放。
氢变成氦，提供了足够大的能量尺度。氦核里的粒子结合得更紧，最终体系的质量比相应的起始粒子小；整个转换中，起始质量大约有千分之七能变成能量。这比化学能强得多。可知道总共能放多少能，并不等于知道恒星里面实际走哪条反应路、每秒发生多少次。贝特1938至1939年的工作，追问的正是这些问题。
还要问，燃料放在哪里。主序星内部只有足够热的核心才有显著聚变，各处的产能速度相差很大。核心有多大，里面能用到多少燃料，物质会不会混合进去，都会影响寿命。恒星结构从一开始就在参与能源计算，它也决定哪些核反应能在什么地方持续。
绝大多数碰撞都没能反应
氢原子核就是质子，两个质子都带正电，会彼此排斥。主序星内部很热，但普通热运动中的质子，多数仍没有足够能量按经典方式翻过电斥力势垒。量子隧穿提供了很小的穿过机会。跑得较快的粒子更容易穿，热运动中这样的粒子却较少；两种趋势合起来，才决定实际反应率。
反应率说的是，一定数量的物质在一定时间里能发生多少次反应。温度、密度、反应核素有多少，以及碰撞能量都会影响它。某条反应即使能放出很多能量，发生得太少也撑不起观测亮度；太快又会很早耗尽燃料。贝特把核物理计算放到恒星真实需要的能量与寿命面前比较。
质子—质子链的第一步，还多一道慢工序。两个质子形成氘核，里面要有一个质子和一个中子，其中一个质子必须经弱相互作用变成中子，同时放出正电子和中微子。这个步骤很少发生，正好让恒星可以缓慢使用巨量的氢。贝特与克里奇菲尔德在1938年计算了这一起步过程。
碳也能帮助氢变成氦
还有一条路，借用了恒星里已经存在的较重原子核。在碳氮氧循环中，原子核依次俘获质子、衰变，走完主要循环后，碳核重新出现，另有一个氦核形成。碳像催化剂，帮助氢转换成氦，自己又能参加下一轮。
贝特1939年的论文把这条循环发展为恒星能源机制；冯·魏茨泽克也独立提出过碳循环思想。它对温度特别敏感，在含有所需催化核素、温度更高的主序星里会很重要。太阳主要依靠质子—质子链。两条路的比较，核心是不同条件下哪条发生得更多。
这样，恒星观测就能检查核物理。把反应率与内部结构模型放在一起，应该能够解释恒星有多亮，以及不同恒星的亮度怎样变化。后来对太阳中微子的测量，又让人们更直接地接触到核心反应。聚变链图画出可能的路线，反应率才回答这条路够不够维持星光。
引力还让反应学会缓一缓
能够聚变以后，恒星为什么没有立刻把燃料用光？在普通主序星里，引力与压强把温度和结构连在一起。中心加热得多一些，区域膨胀时会趋向冷却，反应率随之下降；若收缩，又会升温，让反应率上升。这种回应有助于维持长期稳定的产能。普通稳定燃烧符合这个图像；简并物质中的燃烧等其他阶段，需要另外分析。
1967年诺奖表彰贝特对核反应、特别是恒星能源的贡献，距离1938至1939年的工作已经很久。它把“氢聚变可能供能”变成了可计算的解释：氢提供足够的储能，隧穿与弱相互作用决定释放速度，恒星结构再把这些速率接成长久的光。看似每天相同的星空，由这几件事共同支撑。