I fattori che entrano in ballo sono numerosi e complessi, ma schematicamente possono essere riassunti dicendo che il numero di reazioni nucleari che coinvolgono due elementi (1) e (2) è proporzionale a:
D'altra parte però, come abbiamo visto in precedenza, le particelle in gioco almeno nelle reazioni fondamentali sono cariche elettricamente. Poiché inoltre nelle reazioni di "fusione calda" che avvengono nelle stelle a milioni di gradi, tutti gli atomi sono ionizzati (e quindi gli elettroni negativi sono liberi e di fatto indipendenti dai nuclei, cioè il gas è un plasma), la fusione deve avvenire fra particelle che hanno la stessa carica elettrica. Queste, quindi, per la ben nota legge di Coulomb, avvicinandole si respingono. Inoltre, più grande è la carica in gioco (cioè più numerosi sono i protoni - e quindi più grande è la particella) e più forte è la repulsione. Ciò significa che, per fare avvenire la reazione, bisogna superare la cosiddetta "barriera coulombiana". Come se ci fosse un muro o, meglio, come se avessimo da fare rotolare una pallina lungo il fianco di un vulcano, più si sale e più si fa fatica, ma fino ad un certo punto, perché quando si arriva in cima ci può essere una bella sorpresa. Ma anche allorché si superasse la barriera coulombiana, l'avventura non è finita. Infatti bisogna valutare la cosiddetta probabilità di interazione, cioè la probabilità che realmente il "matrimonio" vada a buon fine. Ciò è fortemente dipendente dal tipo di interazione fondamentale coinvolta.
In natura si conoscono quattro interazioni fondamentali che hanno raggio di azione e "forza" molto diversa, tali da renderle dominanti o irrilevanti a seconda dei corpi che interagiscono e delle mutue distanze. In sintesi estrema esse sono le interazioni:
Mentre la gravitazione e l'elettromagnetismo hanno un intervallo di interazione potenzialmente infinito, l'effetto della interazione forte è ristretto alle dimensioni nucleari (pur essendo fortissima e dominante su quella scala) e quello della forza debole è anche inferiore (quasi fosse ridotta ad un punto, riguardando la struttura interna stessa delle particelle) ma, a livello delle subparticelle, è assolutamente dominante e fortissima.
Ora, dal momento che alcune reazioni (vedi il decadimento Beta) implicano il coinvolgimento non solo di interazioni elettromagnetiche e forti, ma anche di quelle deboli (che a cortissimo raggio dominano), la probabilità di interazione è fortemente controllata dalla loro presenza.
Infine, il numero delle reazioni nucleari che avvengono è fortemente regolato dalla distribuzione delle velocità delle particelle che, in un gas assimilabile in prima approssimazione ad un gas ideale, è descrivibile con la cosidetta curva "Maxwelliana a campana" dipendente dalla temperatura. In sostanza, a parità di numero di particelle, più alta è la temperatura e più la campana che descrive il numero di particelle per intervallo di velocià si sposta con il massimo verso velocità più alte e popola via via una coda più estesa verso le altissime velocità. In altre parole, la temperatura non è altro che la misura delle velocità [quadratica] media delle particelle: più ci si agita e più è caldo!
Combinando insieme tutti questi fattori complessi, ma calcolabili separatamente in modo spesso sufficientemente accurato, almeno per le reazioni più semplici, si ricava il numero di reazioni per elementi coinvolti 1 e 2 per grammo, per secondo, in ogni punto della stella avente composizione chimica, temperatura e densità nota. In fondo, quindi, la stella non è altro che una bomba atomica che si autoregola e non esplode se non in condizioni eccezionali e finali della sua vita.,
Quando si calcola il contributo complessivo tramite un integrale che tralasciamo per semplicità, si vede che in pratica le particelle che danno luogo alla stragrande maggioranza delle reazioni "con successo" sono quelle contenute in uno stretto intervallo di velocità per cui è alto il prodotto della probabilità di penetrazione per il numero di particelle aventi quella certa velocità. Tale piccolo picco nella distribuzione delle particelle, noto anche con il nome di "picco di Gamow", è quindi formato dalle particelle che sono abbastanza veloci (molto più della media in genere) per essere abbastanza "penetranti la barriera" (cioè avere una sufficiente probabilità di penetrazione) ed ancora abbastanza numerose nel campione di gas per dare luogo ad una frequenza significativamente diversa da zero agli incontri.
A questo punto si può prestare maggiore attenzione alle condizioni di temperatura e densità necessarie nelle reazioni di interesse per le stelle e alla quantità di energia liberata. Intanto va detto che le reazioni nucleari diventano possibili solo quando le particelle arrivano a distanze reciproche confrontabili o minori a quelle delle dimensioni nucleari, 10-13 cm. Inoltre, se uno calcolasse semplicemente quale energia (temperatura) dovrebbe avere il gas per avere con certezza il superamento della barriera coulombiana, si vedrebbe facilmente che, nel caso dell’interno del Sole, si dovrebbero avere oltre 10 miliardi di gradi, mentre sappiamo che la sua temperatura centrale è solo di 10 milioni di gradi circa. Ciò accade proprio perché le particelle che cadono nel picco di Gamow hanno una probabilità molto inferiore di 1 di superare la barriera, ma anche significativamente diversa da 0, per cui è un po’ come se fossero capaci di scavarsi un "tunnel" nella barriera stessa e passare.
Questi fattori congiunti fanno sì che le reazioni procedano a sufficienza. La differenza fondamentale con il laboratorio è che mentre in laboratorio vorremmo che la reazione fosse efficiente e veloce (cioè che avessimo tantissime reazioni in poco tempo per renderla vantaggiosa economicamente), nelle stelle non c'è fretta e "si è in tanti a lavorare". Una reazione che ha una probabilità molto bassa di trasformare due particelle in un sola "se la può prendere comoda" ed impiegare miliardi di anni per farla avvenire. Per questo la vita delle stelle dura tempi "astronomici", perché le reazioni fondamentali sono altamente improbabili e purtuttavia avvengono in numero sufficiente e controllato per garantire stabilità e lunga vita alle stelle.