Para vencer a repulsão eletromagnética entre dois núcleos de hidrogênio se requerem grandes quantidades de energia. Em temperaturas estelares entre dez e vinte milhões de kelvins, o tempo médio da reação é aproximadamente de 10⁹ anos. Tempo muito prolongado mas mais que suficiente para sustentar ao Sol dada a enorme quantidade de hidrogênio contido no núcleo do Sol e as enormes quantidades de energia que, inclusive neste baixo ritmo de reações, aportam. Ritmos de reação demasiado velozes fariam impossível a estabilidade hidrodinâmica nas estrelas consumindo-as em explosões quase instantâneas após sua formação.

No geral, a fusão próton-próton ocorre só se a temperatura (i.e. energia cinética) dos prótons for suficientemente alta para vencer as forças coulombianas de repulsão mútua. A teoria de que os prótons são o princípio básico a partir do qual as estrelas geram sua energia remonta aos anos 1920 quando Arthur Eddington realizou suas primeiras medições. Nesta época as temperaturas do Sol se consideravam demasiado baixas para que as partículas penetrassem a barreira coulombiana. Com o desenvolvimento da mecânica quântica se descobriu o efeito túnel e as implicações que este tinha como facilitador da fusão a temperaturas teoricamente impossíveis.