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.
Metastabiliteetti
Nuklidi on atomiydintyyppi, jossa on tietty määrä protoneja ja neutroneja. Jokaista nuklidilla on tietty, sille ominainen massaluku ja varaus, mutta samallakin ytimellä voi perustilan lisäksi olla useita viritystiloja, joissa sillä on suurempi energia. Yleensä viritystilat purkautuvat niin nopeasti, alle 10 sekunnissa, ettei niiden elinikää voida mitata. Jos viritystila kuitenkin on sen verran pitkäikäinen, että sen elinikä voidaan mitata, ydintä sanotaan "isomeeriseksi" ytimeksi. Tällöin on kyseessä ytimen meta­stabiili tila. Viritystilan purkautuessa ydin lähettää gammasäteilyä. meta­stabiileille isomeereille käytetään merkintää, jossa massaluvun jälkeen on lisätty pieni m-kirjain. Sellainen on esimerkiksi teknetium-99m, jolla on poikkeuksellisen pitkä elinikä, hieman yli kuusi tuntia.