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.
Tähti
Auringon kaltaisissa tähdissä energian tuotanto perustuu protoni-protoni-ketju -nimiseen fuusioreaktioiden sarjaan. Sarjassa neljä vetyatomin ydintä eli protonia fuusioituu kuvan mukaisesti kaksi neutronia ja kaksi protonia sisältäväksi heliumatomin ytimeksi. Reaktiossa vapautuu energiaa, sillä syntyneen heliumytimen massa on hieman pienempi kuin neljän protonin massa: ”kadonnut” massa on muuttunut energiaksi Einsteinin kuuluisan yhtälön E=mc mukaisesti. Osassa törmäyksistä vapautuu energiaa säteilynä, osassa syntyy neutriinoita ja osassa taas positroneja sähkövarauksen säilyttämiseksi. Positronit kuitenkin muuttuvat välittömästi säteilyksi, sillä ne annihiloituvat kohdatessaan vapaan elektronin.