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.
Massaylijäämä
Ydinfysiikassa nuklidin massaylijäämä on atomi­ytimen todellisen, atomimassayksikköinä ilmaistun massan ja sen massa­luvun erotus. Sitä käytetään usein atomiydinten massojen taulukoinnissa. Ytimen massa atomi­­massa­yksikköinä on kaikissa tapauksissa lähellä sen massa­lukua eli siinä olevien protonien ja neutronien luku­määrien summaa, koska nämä hiukkaset muodostavat valtaosan ytimen massasta ja molempien massa on lähellä yhtä atomi­massa­yksikköä. Ytimen massa­yli­jäämä mittaa täten sitä, kuinka paljon suurempi tai pienempi ytimen sidosenergia nukleonia kohti on verrattuna hiili-12-atomiin, jonka mukaan atomi­massa­yksikkö on määritelty. Jos massa­yli­jäämä on negatiivinen, ytimen sidos­energia on suurempi kuin hiili-12:n, ja jos se on positiivinen, sidos­energia on pienempi kuin hiili-12:n. Jos ytimen massa­yli­jäämä on selvästi suurempi kuin jonkin sitä kevyemmän ytimen, se voi hajota radio­aktiivisesti luovuttaen energiaa.