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.
Fuusioreaktio
Atomiydin koostuu protoneista ja neutroneista, joita yhdessä kutsutaan nukleoneiksi. Niiden välillä vaikuttaa vahva ydinvoima, joka pitää atomiytimen koossa. Lisäksi protonien, joilla on positiivinen sähkövaraus, välillä on hylkivä sähkömagneettinen voima. Vahva ydinvoima on näistä vahvempi, mutta sen kantama on hyvin lyhyt, kun taas sähkömagneettisen voiman kantama on rajaton. Siksi vahva voima jaksaa pitää pienet ytimet koossa, mutta kun ydintä kasvatetaan lisäämällä siihen protoneja ja neutroneja, saavutetaan ennen pitkää raja, jolla vahva voima ei enää yllä ytimen laidalta toiselle. Jaksollisessa järjestelmässä tämä raja on raudan kohdalla. Mentäessä rautaa raskaampiin alkuaineisiin ytimet käyvät huterammiksi, ja liian raskaat ytimet hajoavat itsestään fissioreaktiossa, kun protonien välinen hylkimisvoima voittaa vahvan voiman.