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.
Endogeeniset prosessit
Noin puolet maapallon säteestä kuuluu rautaa ja nikkeliä sisältävään kuumaan ytimeen, jossa nk. tärinäaallot (S-aalto) eivät etene. Ytimen lämpötila on noin 5 000 °C, mutta valtavan paineen takia se ei ole sulaa vaan kiinteää. Maan magneettisten ominaisuuksien perusteella ytimen on päätelty olevan raudan ja nikkelin seosta. Ulkoydin on sulaa – sisäydin on kiinteää.