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.
Ydinvoiman historia
Antiikin filosofit, etenkin Demokritos, teoretisoivat, että aine ei ole luonteeltaan yhtenäistä, vaan koostuu äärimmäisen pienistä yksiköistä, atomeista. Antiikin filosofeille atomi oli jakamaton, mitä atomin kreikankielinen nimi atomos tarkoittaakin. Nykyaikaisessa tieteessä atomikäsitteen juuret ovat jossain määrin Daniel Bernoullin yrityksessä mallintaa aineen käyttäytymistä atomeilla vuonna 1738 ja etenkin John Daltonin varhaisella 1800-luvulla tekemissä tutkimuksissa, jotka osoittivat eräiden aineiden, jotka nyttemmin tiedetään alkuaineiksi, muodostavan yhdisteitä täsmällisissä kokonaisluvuin ilmaistavissa suhteissa. Tämä viittasi vahvasti aineen atomiluonteeseen.