Tähden ydinsynteesi
Tähden ydinsynteesi eli tähden nukleosynteesi on yleisnimitys tähdissä tapahtuville ydinprosesseille, joissa kevyistä alkuaineista syntyy raskaampia alkuaineita. Auringossa vedyn fuusio heliumiksi on tärkein tällainen reaktio ja se vastaa myös suurinta osaa Auringon energiantuotannosta. Tämä reaktio tarvitsee vähintään kolmen miljoonan kelvinin lämpötilan. Muut tähtien elinaikana tapahtuvat ydinreaktiot tuottavat alkuaineita aina rautaan asti. Tähden räjähtäessä neutronisieppaus tuottaa alkuaineita aina tinaan asti, ja raskaampia muut sieppaukset.
Atomiydin
Varhaisimmissa ydinmalleissa ydintä verrattiin pyörivään nestepisaraan. Tässä mallissa ytimen oletettiin pitkäkantamaisten sähkömagneettisten voimien ja lyhytkantamaisten ydinvoimien yhteisvaikutuksesta käyttäytyvän paljolti samaan tapaan kuin nestepisara, jolla on tietyn suuruinen, sen koosta riippuva pintajännitys. Tällä mallilla voidaan menestyksellisesti selittä monet ytimen ominaisuudet, erityisesti niiden sidosenergian riippuvuus koosta. On kuitenkin tapauksia, joissa sidosenergia selvästi poikkeaa mallin edellyttämästä ja ydin on poikkeuksellisen stabiili. Näin on laita silloin, kun protonien, neutronien tai molempien lukumäärä on jokin ydinfysiikan ns. maagisista luvuista.