Reakcję syntezy jądrowej nazywa się również termosyntezą jądrową, bo może dokonywać się tylko w bardzo wysokiej temperaturze. W której jądra wodoru mają dostatecznie dużą energię, aby mogły pokonać barierę odpychania elektrostatycznego i zbliżyć się do siebie na odległość równą zasięgowi sił jądrowych. Reakcja syntezy polega na łączeniu się lekkich jąder w jądra cięższe. Jest to proces, w którym wydziela się bardzo duża energia. Jeśli porównać energię przypadającą na jeden nukleon, która wydziela się w jednym akcie syntezy i w jednym akcie rozszczepienia, to jest ona większa w syntezie jądrowej. Skąd bierze się ta energia? Suma mas lekkich jąder przed reakcją jest większa od masy jądra, które powstało. Różnica tych mas jest równa wyzwolonej energii.

Zjawisko syntezy nuklearne3j jest chyba najbardziej powszechnym zjawiskiem w kosmosie, ponieważ prawie każda gwiazda jest kulą rozżarzonej materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wydziela się przy tym energia w całym zakresie promieniowania. W bardzo wielu gwiazdach podobnych do naszego Słońca zachodzi przede wszystkim synteza wodoru w hel. Astronomowie mówią w swojej gwarze „gwiazda pali wodór”.

To doświadczenie zostało przeprowadzone przez University of Rochester przez Leonarda Mandela i współpracowników.Jest bardziej subtelne od doświadczenia Wheelera.Foton nie powinien "wiedzieć",że podglądana jest jego droga.Stało0 się to wykonalne dzięki możliwościom technicznym,jakie daje urządzenie nazwane konwerterem częstotliwości.Konwerter dzieli foton na dwa fotony o równej energii i częstotliwości.To urządzenie daje możliwość rozdzielenia wiązki fotonów na dwie: jedną,którą się zakłóca pomiarem,i drugą nietkniętą.

Światło z lasera skierowane na płytkę światłodzielącą tworzy dwie wiązki - jedną odbitą,drugą przechodzącą.Obie docierają do konwerterów,gdzie są dzielone na połowę.Z konwertera jednocześnie wychodzą dwa fotony.Jeden tworzy wiązkę docierającą do głównego detektora,drugi - wiązkę pomocniczą,która będzie podglądana.
Gdy próbujemy zarejestrować foton tworzący wiązkę pomocniczą,znika obraz interferencyjny w obu detektorach - głównym i pomocniczym.To, że znika w detektorze pomocniczym,wydaje się jasne w świetle poprzedniego doświadczenia,ale przecież głównej wiązki nie zakłócamy,a jednak foton "wie",że jest obserwowany.

Światło z lasera przechodzi przez płytkę pokrytą cienką warstwą srebra,która połowę światła przepuszcza,a połowę odbija.Płytka taka pełni taka rolę jak układ dwu szczelin,bo przecież nie wiemy,czy konkretny foton przejdzie przez płytkę,czy będzie odbity,podobnie jak nie wiemy, przez którą szczelinę przechodzi.Następnie dwie wiązki kierowane są do detektora,gdzie dają obraz interferencyjny.Układ jest zupełnie symetryczny i nie daje możliwości stwierdzenia,czy foton przeszedł "górą" czy dołem"

Wobec tego na jednej z dróg stawiamy pułapkę na fotony.Taką pułapką jest komórka Pockelsa - układ elektryczny,który może odbić foton i skierować go do detektora pomocniczego lub przepuścić i wtedy foton dotrze do detektora głównego.Komórka Pockelsa jest sterowana generatorem sygnałów przypadkowych,a więc jej działanie nie jest w żaden sposób zsynchronizowane z płytką światłodzielącą.Komórka rejestruje foton już po fakcie przejścia przez płytkę,czyli gdy już wybrał drogę.Rezultat doświadczenia jest następujący:
* odbicie fotonu przez komórkę powoduje znikanie obrazu interferencyjnego.Gdy foton jest przez nią przepuszczany,w detektorze głównym mamy obraz interferencyjny.

Większość gwiazd leży wzdłuż ciągu głównego, czyli obszaru, w którym temperatura jest ściśle związana z jasnością. Jasność gwiazd ciągu głównego zmienia się niewiele. Od każdej reguły są jednak wyjątki. Ogromne gwiazdy, zwane czerwonymi olbrzymami, wypalają się szybko, w błyskawicznym tempie emitując energię ze swej dużej powierzchni. Białe karły jarzą się słabym białym światłem i gasną powoli, niczym węgle w ognisku. Na niebie spotykamy też znacznie dziwniejsze obiekty. Cefeidy to klasa olbrzymich żółtych gwiazd, które zmieniają okresowo swoją średnicę i jasność. Rozszerzają się one i kurczą rytmicznie niczym miechy kowalskie. Astronomowie odkryli, że tempo pulsacji zależy wyłącznie od średniej jasności absolutnej tych gwiazd zmiennych. Innymi słowy, okres cefeid (wielkość łatwo mierzalna) jest proporcjonalny do ich jasności. Ponieważ wiedza o absolutnej jasności ciała niebieskiego jest równoznaczna z wyznaczeniem jego odległości, cefeidy nadają się do tego znakomicie.

Aleksander Wolszczan z Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii wraz z kolegą Dale’em Frailem z amerykańskiego Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego dokonali na początku lat dziewięćdziesiątych fenomenalnego odkrycia związanego z pulsarami.

Badając niebo za pomocą radioteleskopu w Arecibo w Portoryko, mającego średnicę 305 metrów, znaleźli dowód na istnienie układu planetarnego wokół pulsara PSR 1257+12. Planety objawiły swą obecność, powodując zakłócenia w sygnałach pulsara, związane z grawitacyjnym oddziaływaniem niewidzialnych ciał. Planety wokół PSR 1257+12 są nie tylko pierwszymi obiektami tego typu odkrytymi w pobliżu pulsara, ale także pierwszymi planetami zaobserwowanymi poza Układem Słonecznym.

Naukowcy sądzą, że powstały one z pozostałości po gwiezdnym towarzyszu, który rozpadł się w wyniku przyciągania przez masywną gwiazdę neutronową.

Jednym z produktów syntezy jądrowej, będącej główną przyczyną świecenia gwiazd, są cząstki elementarne, zwane neutrinami. Przykładowo: w Słońcu neutrina powstają wtedy, gdy wchodzące w jego skład jądra atomów wodoru połączą się w jądro helu. Aby zatem się przekonać, że wewnątrz Słońca faktycznie zachodzi synteza jądrowa, wystarczyłoby zliczyć wypromieniowane neutrina.
Neutrina są bardzo zmyślnymi stworami: niesamowicie trudno je złapać. Oddziałują z materią tak rzadko, że w celu pochwycenia jednego z nich należałoby użyć warstwy ołowiu grubości roku świetlnego.

Ludzie są jednak stworzeniami upartymi, toteż znaleźli sposób na łapanie tych nieuchwytnych cząstek. Głęboko pod ziemią, w kopalni złota Homestake w Dakocie Południowej, prowadzony jest od kilkudziesięciu lat eksperyment, mający na celu wykrycie słonecznych neutrin. Detektor składa się z ogromnej cysterny wypełnionej płynem czyszczącym z dużą zawartością chloru. Doświadczenie opiera się na założeniu, że wobec ogromnej ilości neutrin wylatujących ze Słońca niektóre z nich będą zmuszone wejść w reakcje z cieczą w cysternie.

Gdy Słoneczne neutrina wpadają do płynu, zamieniają część chloru w radioaktywny argon. Ilość powstałego w ten sposób argonu pozwala obliczyć, ile neutrin zostało wyemitowanych z gwiazdy. Ta wielkość jest z kolei porównywana z przewidywaniami teoretycznymi.
Przez długi czas teoria zawodziła. Modele syntezy jądrowej w Słońcu przewidywały o wiele więcej neutrin niż mierzono. Wychodząc z założenia, że neutrina maja zerową masę – a zatem nie mogą się rozpadać na inne cząstki – naukowcy nie potrafili wytłumaczyć, dlaczego udawało się zarejestrować zaledwie jedną czwartą przewidywanej liczby neutrin.

Dopiero zespół fizyków z Laboratorium Los Alamos wykazał doświadczalnie, iż neutrino jest obdarzone małą wprawdzie, ale niezerową masą. Jeśli zostanie to potwierdzone, rozbieżności pomiędzy teoretycznymi a doświadczalnymi oszacowaniami liczby tych cząstek znajdzie wyjaśnienie. Po prostu znaczna część neutrin wyprodukowanych przez Słońce rozpadłaby się przed dotarciem do detektora. Wydaje się więc, że zagadka ta zostanie ostatecznie rozwiązana.

Jedną z największych tajemnic astronomii współczesnej jest pochodzenie erupcji wysokoenergetycznych fotonów, zwanych rozbłyskami gamma. Rozbłyski te po raz pierwszy zaobserwowano w latach sześćdziesiątych. Odkrycie nastąpiło podczas misji satelitarnych armii Stanów Zjednoczonych, których celem było śledzenie naziemnych eksplozji jądrowych. Zarejestrowano wtedy gwałtowne strumienie promieniowania, napływające ze wszystkich kierunków na niebie, średni raz dziennie.

W 1973 roku informacje o tych zjawiskach zostały odtajnione i od tego czasu astrofizycy usilnie próbują odpowiedzieć na pytanie, co jest powodem tak częstych i potężnych wybuchów. Część naukowców, łącznie z Tsvi Piranem z Uniwersytetu Hebrajskiego w Jerozolimie, uważa, że przyczyna rozbłysków gamma są zderzenia gwiazd neutronowych. W modelu Pirana zasadniczą rolę odgrywają dwie gwiazdy neutronowe, krążące wokół siebie w układzie podwójnym. Taka para może stać się niestabilna, co prowadzi do zderzenia obydwu zwartych składników.

W konsekwencji powstaje istna nawałnica cząstek i wyzwala się energia w postaci wysokoenergetycznego promieniowania gamma. Inne modele przewidują powstawanie błysków gamma wówczas, gdy materia z pobliskiej gwiazdy opada na gwiazdę neutronową z niezwykle dużą prędkością. Taki proces także mógłby tworzyć lawinę fotonów. Astronomowie maja nadzieję, że obserwacje okolic znanych gwiazd neutronowych pozwolą zweryfikować hipotezy.