stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Denizlispor 2014-15 sezonu
1. Lig > Haftaya göre sonuçlar

| Hafta | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 | 13 | 14 | 15 | 16 | 17 | 18 | 19 | 20 | 21 | 22 | 23 | 24 | 25 | 26 | 27 | 28 | 29 | 30 | 31 | 32 | 33 | 34 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Saha | D | E | D | E | E | D | E | D | E | D | E | D | E | D | E | D | E | E | D | E | D | D | E | D | E | D | E | D | E | D | E | D | E | D |
| Sonuç | B | G | B | B | B | B | M | M | G | M | B | B | G | M | B | M | M | M | M | M | B | M | M | G | M | M | M | M | G | M | G | G | G | M |
| Pozisyon | 10 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 11 | 13 | 12 | 12 | 11 | 14 | 12 | 13 | 14 | 14 | 15 | 15 | 16 | 16 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 17 | 15 | 15 | 15 |
| 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 | 13 | 14 | 15 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| G | Galibiyet | B | Beraberlik | M | Mağlubiyet | E | Evinde | D | Deplasman |  | Süper Lig |  | Play-off |  | 2. Lig |
Kaynak: TFF.org
Türkiye Kupası

Ana madde: 2014-15 Türkiye Kupası
| 0 | 1 | 2 | 3 | 4 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 23 Eylül 2014 2. tur | Trabzon Akçaabat | 0 - 0 (0 - 0 uzt.) (4 - 2 p) | Denizlispor | Trabzon |
| 14.30 | Bilal Özhan  58'   Hüseyin Kuday  58'   Emrah Kiraz  75'   Salih Seyis  86'   Ali Karadeniz  118' | Rapor |  48' Rail Melikov | Stadyum: Akçaabat Fatih Stadyumu  Hakem: Sefa Demir Yardımcı hakemler: Serhat Tekgöz, Uğur Akalp Dördüncü hakem: Serdar İla  |
|   |   | Penaltılar |   |  |
|   | Burak Bükel    Fatih Özçelik    Melih Vardar    Sadık Çiftpınar  |   |  Fatih Çakır    Cem Tosun |  |
X (Chris Brown albümü)

| Profesyonel değerlendirmeler> Eleştiri dereceleri.Kaynak | Profesyonel değerlendirmeler> Eleştiri dereceleri.Derece |
| --- | --- |
AllMusic: 
The A.V. Club: B–
Billboard: 84/100
Complex: 
HipHopDX: 
Los Angeles Times: 
Rolling Stone: 
Slant Magazine: 
USA Today: 
XXL: 4/5 (XL)
X, Amerikalı şarkıcı Chris Brown'un altıncı stüdyo albümüdür. 16 Eylül 2014'te RCA Records etiketiyle yayınlandı. Albüm sanatçının 2012'de çıkardığı Fortune'dan sonraki ilk stüdyo çalışmasıdır. Albümde Brown'a Trey Songz, R. Kelly, Akon, Kendrick Lamar ve Brandy gibi isimler eşlik etti. Albüm, eleştirmenlerin beğenisini kazandı. Albümün zengin sound'u övgülerle karşılanırken; şarkı sözleri olumsuz yorumlar aldı. Albüm, yayınlandığı hafta 146 bin adetlik satışla ABD Billboard 200 listesine ikinci sıradan girdi. Böylece sanatçının ABD'de iki numara olan ikinci albümü oldu. Brown, aynı zamanda altı albümünün her biriyle listede ilk ona girmeyi başardı. X, Ocak 2015 itibarıyla 330 bin kopya sattı.
Albümün çıkış single'ı "Fine China", ABD Billboard Hot 100 listesinde 31 numaraya yükselirken, dünya çapında çeşitli listelerde ilk 40'a girmeyi başardı. İkinci single Aaliyah vokalleri yer alan "Don't Think They Know" oldu. Nicki Minaj vokalli üçüncü single "Love More", Billboard Hot 100 listesinde 23 numara olurken; Avrupa piyasasında da dikkat çekti. Onu takip eden "Loyal", Billboard Hot 100'de dokuz ve İngiltere'de 10 numaraya yükselerek albümden çıkan en başarılı single oldu. Usher ve Rick Ross'un konuk oldukları "New Flame", beşinci single olarak yayınlandı ve ABD'de 27. sıraya yükseldi. Brown albümün tanıtımı için ABD'de birçok festivalde sahne aldı ve televizyon programlarına katıldı.
Sertifikalar

| Bölge | Sertifika | Satış/gönderi |
| --- | --- | --- |
| Güney Afrika | Altın | 20,000^ |
| Birleşik Krallık (BPI) | Altın | 100.000^ |
| ABD (RIAA) | Platin | 1.000.000^ |
 *yalnızca sertifikaya dayalı satış rakamları ^yalnızca sertifikaya dayalı gönderi rakamları xyalnızca sertifikaya dayalı açıklanmamış rakamlar yalnızca sertifikaya dayalı satış/streaming rakamları
Asım Tanış

| Asım Tanış |
| --- | --- |

Doğum: 01 Mayıs 1942 (82 yaşında) Kemerhisar, Türkiye
Meslek: Dilci ve yazar
Resmî site: http://www.asimtanis.com

Asım Tanış (d. 1 Mayıs 1942, Kemerhisar, Niğde), Türk dilci ve yazar.
İtalyanca-Türkçe konusunda en önemli dilcilerden birisi olup, kendine özgü yöntemiyle, "İtalyanca-Türkçe", "Türkçe-İtalyanca" sözlükleri, dilbilgisi kitaplarını hayata geçirmiştir. Bugüne dek yayımladıkları, kitap, sözlük, makale olarak, toplam 10.000 sayfayı bulmaktadır. Venedik Üniversitesi'nden emeklidir.
Bunların yanında, doğduğu yere de yararlı olabilmek amacıyla, Kemerhisar (Tyana) ve Tyanalı Apollon konusunda da birçok yazı yazmış, İtalya'dan iki kazı heyetinin gelmesini sağlamıştır.
Yaşamı

Asım Tanış, 1942'de Kemerhisar'da (Eski Tyana'da) (Niğde/Bor) doğdu. İlköğrenimini aynı yerde yaptı. Ortaokulu ve son sınıfa dek liseyi Niğde'de okudu. Lise son sınıfı, 1960'ta, Antalya'da bitirdi.
Bir ulusal yarışmaya katılıp, İtalyan Hükümeti'nin "İtalya'da üniversite öğrenimi" için verdiği dört burstan birini kazandı. O yıllarda Türkiye genelinde yalnızca Ankara'da bulunan "Siyasal Bilgiler Fakültesi"ni de burslu olarak kazanıp bir ay okumuş, ancak haber gelince bırakıp İtalya'ya gitmiştir.
İlk başta Roma'da ve Perugia Yabancılar Üniversitesi'nde İtalyanca okudu. Ayrıca kendi çabasıyla Latinceyi de öğrendi.
Pavia Üniversitesi Edebiyat Fakültesi'nde 1962'den 1966'ya kadar okudu ve "Edebiyat Doktoru" olarak bitirdi.
Yayınları > Dilbilgileri

Herkes için yapısal yolla İtalyanca, 1974 (14. baskı, 2014, s.574).
İtalyanca 2. (Alıştırmalara çözümler, çeviri örnekleri), 2015, s.270 (Damla Tanış ile).
Corso di Lingua Turca Moderna, 1975 (3. baskı, 2013, s.570).
Corso di Lingua Turca Moderna, chiave degli esercizi, 2013, s.115 (Damla Tanış ve Matteo Bacci ile birlikte).
Yayınları > Sözlükleri

Büyük İtalyanca-Türkçe Öğretici Sözlük, 1986 (2 cilt, s.1856) (tümüyle yeniden düzenlenmiş olarak, 2005, tek cilt, s.1397).
Büyük Türkçe-İtalyanca Öğretici Sözlük, 2006, s.1382.
İtalyanca-Türkçe-İtalyanca  (orta)  Öğretici Sözlük, 2009 (2.baskı, 2010), s.1268.
İtalyanca-Türkçe-İtalyanca Küçük Sözlük, 2011, s.1095.
İtalyanca-Türkçe-İtalyanca Cep Sözlüğü, 2014, s.688 (Damla Tanış ile birlikte.
Hollands-Turks Klein Technisch Woordenboek, 1967, s.216.
Yayınları > Diğer yapıtları

Giovanni Molino'nun İtalyanca-Türkçe Sözlüğü ve Halk Türkçesi, 1989, s.368.
İtalya'dan Eğitici Fıkralar, İlginç Anılar, 1992, s.308.
Eğitici Açıdan Doğumdan Ölüme Şiirlerle Yolculuk, 1994, s.519.
Yayınları > Çevirileri

İtalyan ozanlarından çeviriler, 1975 (“Dünya Halk ve Demokrasi Şiirleri” dizisi 2.)
Bulgar ve Arnavut ozanlarından çeviriler, 1980 (İtalyancadan; aynı dizinin 3. eserinde)
Yayınları > Türkiye'de çıkan yazılarından kimileri > Dil-yazın

Atatürk ile Türkçe  (H/N., 22.09.2007, s.4)
Türk Cumhuriyetleri-Türk Ulusları Arasında Ortak Dil-Ortak Türkçe, Ankara, Dil Dergisi (TÖMER), sayı 34, 1995, s.4.
Türk Cumhuriyetleri-Türk Ulusları Arasında Ortak Dil-Ortak Türkçe, Ankara, Dil Dergisi (TÖMER), sayı 35, 1995, s.8.
Türkçenin Yabancılara Öğretilmesinde "Geniş Zaman", Sesler (Üsküp/Makedonya), sayı 234, Mart 1989, s.8.(Yugoslavya Türklerine de yönelik sayılır.).
"Hamle"den "Atılım"a ya da "Arapça"dan "Türkçe"ye, Kapadokya Atılım, Temmuz-Ağustos, 2007, sayı 3, s.46-48.
Yabancı Sözcüklere (Sıfatlara) Karşılık Bulmada "Belirsiz Tamlama"nın Yeri, Sesler (Üsküp/Makedonya), sayı 242, Kasım 1989, .s.74-83, s.10.
İlaçların Dili ya da Anladıysam Fransız Olayım, (Hamle/Niğde, 12.X.2009, s.2) (daha önce: Yeşil Bor, 10.06.1997-25.08.1997, s.6.).
Yayınları > Türkiye'de çıkan yazılarından kimileri > Yugoslavya Türklerinin Türkçesi

Yugoslavya Türklerinin Dili ve "-sel/-sal Türetme Ekinin Kullanılışı, Çevren (Priştine/Kosova), Mayıs-Ağustos 1991, s.83-84, s.55-69 (s.15).
Yugoslavya Türklerinin Dili ve Ettirgenlik-Oldurganlık, Çevren (Priştine/Kosova), 1992, s.7.
Yugoslavya Türklerinin Dili ve "ile" Edatının (İlgecinin) Kullanılışı, Çevren (Priştine/Kosova), s.90-92, Ocak 1992, s.15-21, (s.7).
Yayınları > Türkiye'de çıkan yazılarından kimileri > Yazın

Köylü Sevişmesi ya da Yazınımızda Ak Kan Kara Kan Olayı, Sesler (Üsküp/Makedonya), Mart 1988, s.224, s.77-83.(s.7).
Ömer Seyfettin'in "Tuhaf Bir Zulüm"ü XV. Yüzyılda, Sesler (Üsküp/Makedonya), s.97-105, s.9.
İlk Türk Köylü Romanı "Küçük Paşa"da Köylü Ağzı, Birlik (Üsküp/Makedonya), 12.03.1988-21.04.1988, s.30.
Yayınları > Türkiye'de çıkan yazılarından kimileri > Tyana (Bölgesi)/Kemerhisar

Değerlendirilemeyen Tyana (H/N., 09.10.2009).
Altunhisar-Kemerhisar (H/N., 05.08.2010).
Tyanalı Apollon (H/N, 16-28/08.08.2007) (26 s.).
Niğde ilinin Hitit Dönemi (H/N.,17.07.2010).
Hititbilimciler Tyana Bölgesi'nde (30.07.2007).
Tyana Bölgesi'nde Hititlerin 2. Başkenti ile Bir de  Göl Var mıydı?  (Kapadokya/Atılım/Niğde, Mayıs-Haziran, 2008, s.32-33) (2 s.).
Yayınları > Türkiye'de çıkan yazılarından kimileri > Değişik

Alplerdeki Karaköy, Tan (Priştine/Kosova), 1987, (25.07.-01/08/15.08).
Nasreddin Hoca, Haçlı Seferleri, Moğol Seferleri, Diktatörler (H/N., 05.01.2009, s.3).
Nuh Sorgulanıyor (H/N., 09.08.2010).
İşsizliğin Nedenleri ve Çözüm Yolları (H/N., 28.03.2009).
Helvi Sipilä

Helvi Sipilä, 1950
Helvi Linnea Aleksandra Sipilä (kızlık soyadı Maukola; 5 Mayıs 1915 - 15 Mayıs 2009) Finli bir diplomat, avukat ve politikacıdır. Kadın haklarının savunucusu olarak biliniyordu ve Birleşmiş Milletler'in ilk kadın Genel Sekreter Yardımcısı olarak görev yapmıştır. Sipilä 1972'de Genel Sekreter Yardımcısı olarak atandığında, Birleşmiş Milletler üst yönetiminin (D1 ve üzeri) yüzde 97'si erkekti. Sipilä ayrıca Dünya Kız Rehberler ve Kız İzciler Birliği, Uluslararası Kadın Avukatlar Federasyonu, Zonta International ve Uluslararası Kadın Konseyi dahil olmak üzere uluslararası sivil kuruluşlarda bir dizi liderlik pozisyonunda bulunmuştur.
Ünvanlar ve Ödüller

Amerika Birleşik Devletleri, Kore Cumhuriyeti ve üç Finlandiya üniversitesinden 12 fahri doktora unvanı verilmiştir.
Finlandiya Aslanı Büyük Haçı'na layık görülmüştür.
IBA Uluslararası Üstün Kadın Avukat Ödülü.*
Nükleosentez

Nükleosentez, daha önceden var olan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama'dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.
Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugünde devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.
Karbon ve oksijenin ergimesiyle, patlayan yıldızların arasında oluşan süpernova nükleosentezi, atomik sayısı 12 olan magnezyumla, atomik sayısı 28 olan nikel arasındaki element zenginliğinden mesuldür. Tip II süpernova(en) oluşumunun son saniyelerinde, demirden ve nikelden daha ağır olan, daha az bulunur elementlerin oluşumunda süpernova nükleosentezinin payı olduğu düşünülmektedir. Elementler oluşurken, bu daha ağır elementlerin sentezi, süpernova patlaması esnasında üretilen enerjiden, enerji emer-yani endotermiktir. Patlama esnasında birkaç saniyelik bir sürede, çeşitli nötronların soğrulması R Süreci sonucu bu elementlerin bazıları ortaya çıkar. Süpernovalar içinde oluşan elementler, uzun ömürlü elementlerden olan uranyum ve toryum gibi bilinen en ağır elementleri kapsar.
Kozmik ışınların yıldızlararası ortama etki ettiği ve daha büyük atom türlerini parçaladığında  oluşan kozmik ışın parçalanması, yıldız nükleosentezi tarafından yaratılmayan daha hafif çekirdekçiklerin, özellikle de 3He, 9Be ve 10,11B, önemli bir kaynağıdır.
Evrende büyüyen element bolluklarından sorumlu olan ergime süreçlerine ek olarak, birkaç küçük doğa süreci, dünyada çok az sayıda yeni nüklit üretmeye devam etmektedir. Bu nüklitler, kendi bolluklarına az da olsa katkıda bulunmaktadır; ancak, özel ve yeni çekirdekçiklerin varlığının sebebi bu nüklitler olabilir. Uranyum ve toryum gibi uzun ömürlü, ağır ve ilkel radyonüklitlerin radyojenezi (bozunumu) ile bu nüklitler oluşmuştur. Dünyadaki elementlerin kozmik ışın bombardımanı, kozmojenik nüklitler denilen nadir, kısa ömürlü atamik türlerin varlığına da katkı sağlamıştır.
Zaman çizelgesi

İlkel çekirdek parçacıklarının, iki trilyon derecenin altında soğuyan Büyük Patlama esnasında, kuark-glüon plazmasından oluştuğu düşünülmektedir. Bundan birkaç dakika sonra, sadece proton ve nötronlarla başlayarak, lityum ve berilyuma (her ikisinin de kütle numarası 7'dir) kadar çekirdekçikler oluşmuştur; ama diğer elementlerin bollukları, büyüyen atomik kütleyle hızla düşmüştür. Bazı borlar bu zamanda oluşmuş olabilir, ancak karbon oluşmadan evvel süreç durmuştur; çünkü bu element, Büyük Patlamanın kısa süren nükleosentez döneminde var olandan çok daha fazla helyum yoğunluğu ve zamana ihtiyaç duyar. Bu ergime süreci, evren büyümeye devam ettiğinden, sıcaklık ve yoğunluktaki düşüşler sebebiyle yaklaşık yirmi dakika içinde bitmiştir. Bu ilk süreç, Büyük Patlama nükleosentezi, evrende oluşan ilk nükleodoğuştur.
Daha ağır elementlerin daha sonraları ortaya çıkan nükleosentezleri, yıldızlar ve süpernovalarda bulunan olağanüstü sıcaklıkları ve basınçları gerektirmektedir. 500 milyon yıl önce Büyük Patlamadan gelen hidrojen ve helyum ilk  yıldızların içine çökünce bu süreçler de başlamış oldu. O zamandan beri de galakside yıldız oluşumları kesilmeden devam etti. Dünyada bulunan elementler – ki bunlara ilkel elementler de denir – yıldız nükleosentezi ve süpernova nükleosentezi sayesinde dünyanın oluşumundan önce meydana gelmiş elementlerdi. Bu elementlerin atom sayıları Z=6 karbondan, Z=94 plütonyuma kadar uzanmaktadır. Bu elementlerin sentezi, ya (hızlı ve yavaş çeşitli nötron yakalanması da dahil) nükleer füzyon ya da az bir dereceyle beta bozunumunun takip ettiği nükleer fisyon sayesinde meydana gelir.
Yıldızlararası ortamın, dolayısıyla  yıldızın, başlangıçtaki bileşiminde bulunan bor, lityum, berilyum, döteryum ve hidrojen elementlerini kendisinin daha hafif çekirdeği ile bağlayan bir yıldız daha ağır elementler kazanmış olur. Bu yüzden yıldızlararası gaz, Büyük Patlama esnasında nükleosentezleri sayesinde var olan hafif elementlerin azalan bolluklarını bünyesinde barındırır. Bugünün evreninde bu büyük miktarlardaki daha hafif elementlerin, (çoğunlukla yüksek enerji protonları olan) milyarlarca yıllık  kozmik ışınlar aracılığı ile yenilendiği düşünülmektedir. Bu kozmik ışın çarpışmaları Li, Be ve B hafif elementlerini içerir.
Süreçler

Nükleosenteze yol açtığı düşünülen çok sayıda astrofiziksel süreç bulunmaktadır. Bu süreçlerin çoğunluğu yıldızların içindeki katmanlarda oluşur; ve bu nükleer ergime süreçleri zinciri; hidrojen yanması, helyum yanması, karbon yanması, neon yanması, oksijen yanması, silikon yanması olarak bilinir. Bu süreçlerin sonunda demir ve nikele kadar olan elementler (demir ve nikel dahil) ortaya çıkar. Bu, izotopların çekirdek başına en yüksek bağlama enerjisiyle üretildiği nükleosentez alanıdır. Daha ağır elementler S–süreci olarak da bilinen nötron tutulması süreci ile yıldızların içinde bir araya gelebilir; bu gibi elementlerin süpernova gibi patlayıcı ortamlarda bir araya gelmesi için çok sayıda başka süreçler işlemektedir. Bu süreçlerin arasında hızlı nötron tutunumunu kapsayan r-süreci; rp-süreci ve var olan çekirdeğin fotoayrışmasıyla sonuçlanan ve bazen de gamma süreci olarak bilinen P-süreci'dir.
Başlıca nükleosentez türleri > Büyük Patlama nükleosentezi

Ana madde: Büyük Patlama nükleosentezi
Büyük Patlama nükleosentezi evrenin oluşumunun ilk üç dakikası içinde ortaya çıkmıştır. Bu nükleosentez 1H(protium), 2H(D, döteryum), 3e (helium-3) ve 4He (Helium-4) bolluklarına sebep olmuştur. Her ne kadar 4He yıldız füzyonu ve alfa bozunumuyla üretilmeye devam edilmesi eser miktardaki 1H parçalanma ve belli radyoaktif bozunum türleri aracılığıyla üretilmeye devam etse de, evrendeki izotop kütlelerinin çoğunluğunun Büyük Patlamada ortaya çıktığı düşünülmektedir. İlkel kuark-glüon plazması proton ve nötronları oluşturmak üzere donduğunda, yani Büyük Patlama'dan sonraki yüz ve üç yüzüncü saniyeler arasında, 7Li ve 7Be da dahil olmak üzere bu elementlerin çekirdeklerinin oluştukları düşünülmektedir. Genişleme ve soğuma (yaklaşık 20 dakika) aracılığıyla durana kadar nükleosentezin oluştuğu bu sürenin kısalığı yüzünden berilyumdan (ya da muhtemelen bordan) daha ağır hiçbir element oluşamamıştır. Bu süreç içinde meydana gelen elementler plazma durumundadır ve oldukça uzun bir süre nötr atom durumuna geçecek biçimde soğumamıştır. Evrende hafif atom çekirdeklerinin göreceli bolluklarından sorumlu nükleer reaksiyonlar gözlenmiştir.
Başlıca nükleosentez türleri > Yıldız nükleosentezi

Yıldız nükleosentezi, yeni çekirdeklerin oluştuğu nükleer süreçlerdir. Yıldız evrimi esnasında yıldızların içinde doğal bir biçimde ortaya çıkar. Yıldız nükleosentezi, karbondan demire elementlerin galaktik bolluklarından sorumludur. Yıldızlar, çekirdeklerinin bileşimi evrildikçe H ve He'nin giderek artan sıcaklıklarda daha ağır çekirdeklere ergidiği termonükleer fırınlardır. Bu noktada karbonun özel bir önemi vardır; He'den oluşumu, bütün bir süreç içinde sıkıntılı bir süreçtir. Karbon bütün yıldızlarda üçlü alfa süreciyle üretilir. Aynı zamanda yıldızların içindeki serbest nötronların açığa çıkmasına sebep olur ve s-sürecine sebebiyet verir; s-sürecinde nötronların yavaş emilimi demiri, demir ve nikelden daha ağır elementlere dönüştürür.
Yıldız nükleosentezi ürünleri, kütle kaybı episodları ve düşük kütleli yıldızların rüzgarları aracılığıyla yıldızlar arası gazın içine yayılırlar. Kütle kaybı olayları bugünde, düşük kütleli yıldızların evriminin gezegenimsi bulutsu safhasında ve güneşin kütlesinin yedi katından daha fazla kütleye sahip süpernova  da denilen yıldızların patlayarak sonlanmasında da görülür.
Zaman geçtikçe yıldızlararası gazın ağır elementler açısından zenginleştiği astronomik olarak gözlenmiştir. Bu da nükleosentezin yıldızlarda meydana geldiğinin ilk kanıtıdır. Bunun sonucu olarak, gökadada daha ileri bir zamanda nükleosentezden doğan yıldızlar daha erken meydana gelen yıldızlardan çok daha ağır elementlerden oluşmuştur.
1952'de spektroskopi ile bir kırmızı devin atmosferinde  teknesyum elementinin varlığının tespiti yıldızlar arası nükleer aktivitenin ilk kanıtını sunmuştur. Çünkü teknesyum radyoaktif bir elementtir, yarılanma ömrü yıldızın yaşından çok daha azdır; bu yüzden teknesyumun bolluğu bu yıldız içinde oluşumunun çok yeni olduğunu göstermektedir. Aynı şekilde ağır elementlerin yıldız kökenlerinin bir başka kanıtı da, asimtotik dev yıldızlarının atmosferlerinde bulunan spesifik kararlı elementlerin aşırı bolluğudur. Bu yıldızlardaki baryum bolluğunun gelişmemiş yıldızlara göre 20-50 kat fazla oluşu, bu tip asymptotic yıldızlardaki s-sürecinin kanıtıdır. Yıldız nükleosentezi ile ilgili pek çok  modern kanıt yıldız tozlarının izotopik bileşimlerinde de görülmektedir. Yıldız tozları, yıldız gazlarından yoğuşan ve meteorlardan kopan taneciklerdir. Yıldız tozu, kozmik tozun bir parçasıdır ve Güneş-öncesi tanecikler de denir. Yıldız tozu taneciklerinde ölçülen izotopik bileşimler, yıldızın geç dönem kütle kaybı episodları esnasında zerreciklerin yoğuştuğu yıldız nükleosentezinin pek çok özelliğini ortaya koyar.
Başlıca nükleosentez türleri > Kozmik Işın Parçalanması

Kozmik ışın parçalanması kozmik ışınların etkisiyle, evrendeki en hafif elementlerden bazılarını üretecek şekilde (döteryumun çok büyük bir kısmı olmasa da), yıldızlararası maddenin atomik ağırlığını azaltır. Bu parçalanmanın, bir miktar 7Li ve 7Be'nin Büyük Patlama'da oluştuğu düşünülse de, neredeyse tüm 3He ve lityum, berilyum ve boron elementlerinin üretiminden sorumlu olduğuna inanılmaktadır. Parçalanma süreci, kozmik ışınların (çoğu proton olacak şekilde) yıldızlararası uzamla etkileşmesi sonucu oluşur. Bu etkileşimler, var olan karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerini parçalar. Bu da, hafif elementler olan berilyum, bor ve lityumun, kozmosta, güneş atmosferinde olduğundan çok daha fazla miktarlarda bulunmasına yol açmaktadır. Hafif elementler 1H ve 4He çekirdekleri, parçalanmanın ürünleri değildir ve evrende ilkel bolluklara sahiplerdir.
İki 4He çekideğinden oluşan 8Be'nin dengesizliğinden ötürü, berilyum ve bor, yıldızsal füzyon süreçlerinde önemli miktarlarda üretilmez.
Deneysel kanıt

Nükleosentez teorileri, izotop miktarı hesaplamalarının bulgularıyla, gözlemlerden elde edilen sonuçların karşılaştırılmasıyla test edilir. İzotop miktarları tipik olarak, bir ağdaki izotop dönüşümü oranlarından hesaplanır. Bu hesaplamalar, çoğunlukla diğer tepkimeleri kontrol eden, kilit taşı niteliğindeki birkaç tepkime şeklinde basitleştirilebilir.
Ufak Çaplı Mekanizma ve Süreçler

Belirli nüklitlerin çok küçük miktarları yapay bir biçimde üretilmiştir. Teknesyum gibi bazı elementler için, bunlar başlıca kaynağı oluşturur. Ancak bazı nüklitler, ilkel elementlerin varolmasından sonra devam eden bir miktar doğal yolla oluşmuştur. Bunlar çoğunlukla kayaçların yaşını belirleme veya jeolojik süreçlerin kaynaklarını takip etmekte kullanılabilecek şekillerde, yeni elementler oluşturmuştur. Bu süreçler bol miktarda nüklit üretmese de, bu nüklitlerin doğal stoklarının tüm kaynağı oldukları varsayılmaktadır.
Bu mekanizmalar, aşağıdakileri içermektedir:
Radyoaktif bozunum, radyojenik kardeş nüklitlerin oluşumunu sağlayabilir. Başta uranyum-235, uranyum-238 ve toryum-232 olmak üzere, pek çok uzun ömürlü ilkel izotopun nükleer bozunumu; onlar da kurşunun izotoplarına bozunmadan önce, birçok ara kardeş nüklidin oluşmasını sağlar. Dünyadaki radon, polonyum gibi elementlerin doğal stokları bu mekanizma yoluyla oluşmuştur. Atmosferdeki argon-40 stoğunun çoğunluğu, potasyum-40'ın Dünya'nın oluşumundan bu yana süren radyoaktif bozunması sonucu oluşmuştur-atmosferik argonun çok azı primordiyal, yani ilkeldir. Helyum-4, alfa bozunumuyla oluşur; Dünya'nın kabuğunda var olan helyumun çoğunlukla ilkel değildir. Küme bozunumu benzeri başka radyoaktif bozunum türlerinde, büyük çekidek türleri atılır (örneğin neon-20) ve bunlar en sonunda yeni oluşan, dengeli atomlar haline gelirler.
Radyoaktif bozunum, ani füzyona sebep olabilir. Fizyon ürünleri herhangi bir atoma parçalanabileceğinden; gerçekleşen, küme bozunumu değildir. Toryum-232, uranyum-235 ve uranyum-238, ani fizyon geçiren ilkel izotoplardır. Doğal teknesyum ve prometyum bu şekilde oluşur.
Çekirdek tepkimesi. Gücü radyoaktif bozunum tarafından sağlanan, doğal olarak oluşan çekirdek tepkimeleri, sözde nükleojenik nüklitlerin oluşumunu sağlar. Bu süreç, radyoaktif bozunumdan doğan yüksek enerjili bir parçacığın(çoğunlukla bir alfa parçacığı), başka bir atomun çekirdeğiyle tepkimeye girerek, bu çekirdeği başka bir nüklide dönüştürmesiyle oluşur. Bahsedilen süreç ayrıca, nötron gibi başka çekirdek altı parçacıkların da oluşumunu sağlayabilir. Nötronlar aynı zamanda ani fisyon ve nötron emisyonuyla da üretilebilir. Bu nötronlar sonrasında, nötronun tetiklemesiyle oluşan fisyon veya nötron yakalanması yoluyla başka nüklitlerin üretilmesine önayak olabilir. Örneğin neon-21, neon-22 gibi bazı dengeli izotoplar, çeşitli nükleojenik sentez yollarıyla ortaya çıkar; dolayısıyla var olan miktarın yalnızca bir kısmı ilkeldir.
Kozmik ışınlardan ötürü oluşan çekirdek tepkimeleri. Genel uzlaşı doğrultusunda, bu tepkime ürünleri "nükleojenik" nüklitler olarak adlandırılmazlar; onun yerine "kozmojenik nüklitler" terimi kullanılır. Yeni elementler, kozmik ışınlar tarafından yukarıda bahsedilen ve ilkel berilyum ve boron oluşumunu sağlayan kozmojenik süreçler aracılığıyla Dünya'da oluşturulmaya devam eder. Atmosferde kozmik ışınlar tarafından nitrojen-14'ten üretilen karbon-14, yine bunun önemli bir örneğidir.
Yapay süreçlerin yanında, demirden ağır elementlerin ana kaynağının nötron yıldızı çarpışmaları olduğu varsayılmaktadır.