Robert d'Escourt Atkinson y Fritz Houtermans, en Göttingen, aplican la fórmula de penetración de barrera (efecto túnel cuántico) que Gamow había derivado un año antes para la desintegración alfa al problema inverso: la fusión de núcleos ligeros en el interior de las estrellas. Calculan la probabilidad de que un protón, a las temperaturas estelares de unos 40 millones de Kelvin, penetre la barrera de Coulomb de un núcleo ligero pese a no tener energía cinética clásica suficiente. Concluyen que esas probabilidades de penetración son lo bastante altas para que la fusión secuencial de protones en núcleos ligeros pueda ser la fuente de energía de las estrellas, ofreciendo la primera estimación cuantitativa de tasas de fusión termonuclear estelar —una década antes de que Hans Bethe formalizara el ciclo CNO.