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.
Alkuräjähdys
Muutaman minuutin kuluttua lämpötilan laskettua noin miljardiin kelviniin ja tiheyden ollessa ilman tiheyden luokkaa neutronit ja protonit yhdistyivät deuterium- ja heliumytimiksi alkuräjähdyksen ydinsynteesiksi kutsuttavassa prosessissa. Useimmat protonit säilyivät yhdistymättöminä vety-ytiminä. Noin 380 000 vuotta myöhemmin elektronit ja ytimet yhtyivät lähinnä vetyatomeiksi ja fotonit vapautuivat aineesta, jolloin muodostui nykyisin havaittava kosminen taustasäteily.