一、太阳燃烧的原理：核聚变反应
太阳的燃烧并非传统意义上的化学燃烧，而是核聚变反应。化学燃烧属于氧化反应，需要燃料、氧气和足够的温度，例如烧火做饭时柴草的燃烧就离不开氧气。然而在太空中没有氧气，太阳却能持续发光发热。太阳的核聚变是指氢核在高温高压下聚变为氦核的过程，就如同一个巨大的氢弹在太空中持续反应。根据爱因斯坦的质能方程和质能等价理论，物质可以转化为能量，在太阳内部，两个氢原子的原子核碰撞，聚合成为一个新的原子核，并在这个过程中释放出巨大的能量。太阳内核的温度高达1500万摄氏度，压力可达3000多亿个大气压，这种极端环境为核聚变提供了必要条件。在这样的高温高压下，氢原子核外电子被驱离，裸露的氢原子核之间发生剧烈碰撞而融合，从而开启核聚变反应并持续释放能量 。
二、太阳持续燃烧的能量来源：核心氢核聚变
太阳能量像所有恒星一样，都来自核心的氢核聚变。太阳巨大的质量形成的引力向心压力，致使核心部分形成约1500万度、3000亿个地球海平面大气压的高温高压状态。在这种状态下，氢原子核持续进行着4个氢核融合成一个氦核的过程，这就是太阳的能量来源。在这个核聚变过程中，会发生约0.7%的质量亏损，而这点质量转化为能量，以电磁辐射的方式从核心通过辐射和对流来到太阳表面，再以光和热的方式释放到太空。科学家经过对太阳的光谱观测分析和计算得出，像太阳这种质量的恒星，每秒钟消耗的氢约6亿吨，转化为约5.958亿吨的氦，每秒亏损的0.7%的质量就是420万吨。太阳的直径不到50万千米的核心部分是其能量产生的关键区域，在这里不断地进行着氢核聚变反应，源源不断地为太阳提供能量 。
三、太阳内部核聚变的过程：从氢到氦的转化
太阳内部核聚变是一个较为复杂的过程。通常我们说太阳聚变是氢聚变为氦，但中间省略了一些关键步骤。首先，在太阳内部高温高压环境下，氢原子核（质子）由于具有足够的能量而克服彼此之间的电荷排斥力，使得这些氢核能够相互靠近。在这个过程中，会涉及到量子力学的一些效应，使得氢核有一定概率发生聚变反应。当四个氢核（质子）经过一系列的反应后最终聚变成一个氦核。这里面不仅仅是简单的四个氢核直接组合，中间可能会产生一些不稳定的中间态粒子。例如，在这个过程中还可能会涉及到中微子的产生，中微子是一种亚原子尺度的微小粒子，早在1930年，沃尔夫冈·泡利就通过解释β衰变过程中的能量缺失现象推定了它的存在。科学家首次探测到来自太阳次要聚变循环的中微子，这有助于人们更清晰地了解太阳内核的构成。而且，除了主要的氢聚变为氦的反应，太阳内部还可能存在碳 - 氮 - 氧（CNO）核聚变循环，不过这个循环相对氢聚变为氦的过程占比较小，但对深入理解太阳内部结构和大质量恒星的形成有着重要意义，科学家通过探测CNO核聚变循环产生的中微子来获取相关信息 。
四、太阳燃料消耗和燃烧时间的关系：质量与燃烧速度的权衡
从理论上讲，燃烧时间和燃料多少直接相关，燃料越多燃烧时间越长。太阳从诞生到现在已经燃烧了46亿年，目前它的年龄约为50亿年，这个数字是通过对太阳系中的天体进行放射性测定年代而确定的，这些天体与太阳大约在同一时间内形成。太阳质量大约是2×10^30千克，约占太阳系总质量的99.86%，从化学组成来看，太阳质量的大约四分之三是氢，剩下的几乎都是氦，包括氧、碳、氖、铁和其他的重元素质量少于2%。科学家说太阳寿命约100 - 110亿年，这是根据太阳这种质量恒星，核心压力和温度导致的核聚变速度，从而计算出消耗燃料的速度，多久会让核心部分的氢燃料消耗殆尽。在太阳变成红巨星之前的太阳寿命总年数约为100亿年，这意味着太阳还能持续燃烧50亿年左右。虽然太阳的氢燃料量巨大，但由于每秒钟都在消耗大量的氢（约6亿吨/秒），所以随着时间推移，燃料会逐渐减少，当核心部分的氢燃料消耗到一定程度，太阳将会发生重大的结构和性质变化，例如变成红巨星，最后变成白矮星 。
五、如何观测和研究太阳的燃烧：多种手段的综合运用
（一）光学观测
间接投影观测
对于业余爱好者来说，最安全的观测太阳的方法是将其投射到一个表面上。例如，在一张索引卡上用铅笔尖戳一个小洞，将其面向太阳，然后在其阴影后面三到四英尺的地方手持第二张卡片，这个小洞里透过来的光会在下边的那张卡上投射出太阳圆盘的一幅小图像，通过这个图像可以看到巨大的太阳黑子等现象。这种方法避免了直接观测太阳可能对眼睛造成的伤害。
专业设备防护观测
如果想要更直接地观测太阳，无论是专业人士还是爱好者都必须保护好眼睛和设备（双筒望远镜/单筒望远镜/相机等），使之免于太阳直射。不过即使有防护措施，通过光学手段观测太阳，也大多只能看到太阳大气，很难看到太阳内部。在不考虑日震学的情况下，太阳物理主要就是太阳大气物理。所以这种观测对于了解太阳表面的一些现象如黑子、光斑等有帮助，但对于太阳燃烧的核心区域研究有一定局限性 。
（二）射电观测
射电手段也是观测太阳的一种方式，但和光学观测类似，它也主要是对太阳大气进行观测，对于太阳内部的核聚变反应等深层次的燃烧机制难以直接探测到。不过通过射电观测可以得到太阳大气中的射电辐射信息，从而分析太阳大气的一些物理特性，例如太阳大气中的等离子体密度、温度等的变化，这些信息可以间接地为研究太阳燃烧过程提供一些辅助信息，例如太阳大气中的能量传输过程可能与太阳内部的能量产生（燃烧）过程存在关联。
（三）探测中微子
中微子是太阳内部核聚变过程中产生的微小粒子。科学家通过探测中微子来研究太阳内部的核聚变反应。例如，科学家首次探测到来自太阳次要聚变循环（如碳 - 氮 - 氧核聚变循环）产生的中微子，这为深入理解太阳内核的构成提供了重要依据。因为中微子可以携带太阳内部核聚变过程的信息从太阳内部直接穿出，不像光子那样要经过复杂的辐射和对流过程才能从太阳内部到达表面，所以中微子探测是研究太阳内部燃烧过程（核聚变）非常重要的手段之一。
（四）日震学研究
日震学是通过研究太阳的振动来探测太阳内部结构和物理过程的学科。太阳内部的能量产生（燃烧过程）会影响太阳内部的物质运动和结构，进而引起太阳的振动。通过分析这些振动的频率、幅度等特征，可以推断出太阳内部的密度、温度等物理参数的分布情况，从而对太阳内部的燃烧过程（核聚变）以及能量传输过程等有更深入的了解。这就像是通过分析一个正在燃烧的物体的振动情况来了解其内部的燃烧状态一样，是一种非常独特而有效的研究太阳内部燃烧机制的方法。
