Branche asymptotique des géantesvignette|upright=1.5|L'évolution des étoiles de différentes masses est représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La branche asymptotique des géantes est ici désignée par AGB sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.
Champ magnétique stellairevignette|Le champ magnétique du Soleil est le moteur de cette éjection massive de plasma. Le champ magnétique stellaire est un champ magnétique généré par le mouvement du plasma à l'intérieur d'une étoile. Le champ magnétique stellaire peut également désigner le champ magnétique entourant un objet compact. Le champ magnétique stellaire engendre la magnétosphère des étoiles. Il est lié à plusieurs phénomènes énergétiques de ces dernières tels la production d'une couronne, d'un vent ou d'éruptions.
Zone de convectionvignette|redresse=1.25|Structure du Soleil en coupe. La zone de convection, ou zone convective, est une couche dans une étoile qui est thermodynamiquement instable. L'énergie est principalement ou partiellement transportée par convection des parcelles à l'intérieur de cette région, contrairement à la zone de rayonnement où l'énergie est transportée par le rayonnement émis et par la conduction thermique. Il s'agit donc d'un mouvement de masse du plasma à l'intérieur de l'étoile, qui forme habituellement un courant de convection circulaire, avec le plasma chauffé ascendant et le plasma refroidi descendant.
Granulation solaireLa granulation solaire est visible à la surface du Soleil (sur la photosphère) comme une structure de grains brillants (chauds) cernés par des zones plus sombres et étroites, les intergranules. Elle est constituée de cellules ascendantes de plasma chaud (de à kelvins) entourées de plasma plus froid (environ 400 kelvins de moins que le centre des granules). La taille de ces granules est comprise entre quelques centaines de kilomètres pour les plus petits jusqu’à environ pour les plus gros.
Branche des géantes rougesvignette|droite|upright=1.4|Diagramme de Hertzsprung–Russell de l'amas globulaire M5. La branche des géantes rouges part de la fine branche horizontale des sous-géantes vers le haut à droite, avec certaines étoiles RGB plus lumineuses marquées en rouge. La branche des (étoiles) géantes rouges (en anglais : red-giant branch ou RGB), appelée parfois la première branche des géantes, est la partie de la branche des géantes avant que la combustion de l'hélium ne démarre, lors de l'évolution stellaire.
Étoile sous-géanteLes étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes. On pense que ce sont des étoiles qui sont en train ou qui ont déjà cessé la fusion de l'hydrogène dans leur cœur. Dans les étoiles d'environ une masse solaire, cela provoque la contraction du cœur, ce qui augmente suffisamment la température centrale de l'étoile pour déplacer la fusion de l'hydrogène dans une couche entourant le cœur.
Étoile supergéanteUne (étoile) supergéante est un type d'étoile très massive, d'environ 10 à 70 masses solaires. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les supergéantes occupent le haut du diagramme. Dans la classification MKK, les supergéantes peuvent être de classe Ia (supergéantes très lumineuses) ou Ib (supergéantes moins lumineuses). Typiquement, la magnitude bolométrique absolue d'une supergéante est comprise entre -5 et -12. La masse des supergéantes varie entre 10 et 70 masses solaires et leur luminosité de à plusieurs centaines de milliers de fois la luminosité solaire.
Vent stellaireLe vent stellaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Le vent stellaire provenant de notre propre Soleil est appelé vent solaire. Le vent stellaire est un flux continu de la matière provenant de la surface des étoiles. Les vitesses de vent sont, selon le type d'étoile de quelques dizaines à plusieurs milliers de kilomètres par seconde, la masse de perte observée varie selon le taux de 10 à 10 ·a.
Année-lumièrevignette|redresse=1.5|Représentation centrée sur le Soleil d'une année-lumière (plus grande sphère, flèche jaune pour le rayon) et d'un mois-lumière (plus petite sphère) en comparaison des trajectoires de la grande comète de janvier 1910 (ligne jaune) et de la comète Hyakutake (ligne orange). L’année-lumière (de symbole « al ») est une unité de longueur utilisée en astronomie. Elle est égale à la distance parcourue par la lumière dans le vide pendant une année julienne, soit environ de kilomètres, soit encore, en ordre de grandeur, environ de kilomètres (), ou environ .
Red clumpvignette|Diagramme HR montrant le grumeau rouge marqué par RC sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . En astronomie, le en (en français grumeau rouge) désigne une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell correspondant aux géantes rouges de — c'est-à-dire dont la métallicité est du même ordre que celle du Soleil — tirant leur énergie d'une part de la fusion de l'hélium en par réaction triple-alpha au cœur de l'étoile et d'autre part de la fusion de l'hydrogène par réaction proton-proton dans une enveloppe autour du cœur.
Flash de l'héliumLe flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés () permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en par réaction triple alpha.
Étoile géanteUne étoile géante, aussi appelée simplement géante quand ce n'est pas ambigu, est une étoile de classe de luminosité ou . Une géante de classe de luminosité est dite brillante ; une géante de classe de luminosité , bleue ou rouge, selon son type spectral. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale. Elles se situent, pour une température effective donnée, entre les étoiles supergéantes (de classe de luminosité ) et celles de la séquence principale () quant à leur rayon (10–100 rayons solaires) et à leur luminosité (10– luminosités solaires).
Étoile variableEn astronomie, une étoile variable ou, par ellipse, une variable est une étoile dont l'éclat varie au cours de périodes plus ou moins longues (on parle à ce titre de variabilité stellaire). Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible pendant des périodes de temps beaucoup plus courtes.
Branche horizontaleLa branche horizontale est une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell relative à un stade de l'évolution stellaire suivant immédiatement celui de la branche des géantes rouges après le flash de l'hélium. Elle concerne les étoiles ayant une masse du même ordre que celle du Soleil, dont la luminosité a crû et la température superficielle a décru régulièrement lors de l'ascension de la branche des géantes avant de brutalement changer de direction sur le à la suite du flash de l'hélium : à ce stade, ces étoiles ont une luminosité relativement constante alors que leur température superficielle augmente progressivement, ce qui se traduit par un parcours horizontal vers la gauche sur le .
Masse solaireLa masse solaire ou masse du Soleil est une grandeur physique, à la fois constante astronomique et unité de masse du système astronomique d'unités de l'Union astronomique internationale. La masse du Soleil est estimée à . Elle est utilisée pour exprimer la masse des autres étoiles ainsi que celle des amas stellaires, galaxies, amas, nuages et superamas galactiques. La masse solaire est couramment notée , notation composée de la lettre M de l'alphabet latin, en majuscule italique, suivie, en indice, de ☉, symbole astronomique du Soleil.
Pollux (étoile)Pollux (β Gem / β Geminorum, , Bêta des Gémeaux) est l'étoile la plus brillante de la constellation des Gémeaux et l'une des plus brillantes du ciel nocturne. Pollux est aussi la première étoile visible à l'œil nu connue pour posséder une planète extrasolaire en orbite. Bien qu'elle porte la désignation de Bayer β, Pollux est plus brillante qu'α Geminorum, Castor. Pollux est le vieux grec transmis par les Latins pour l'étoile Beta Geminorum / β Gem, la plus brillante de la constellation des Gémeaux.
Nucléosynthèse stellaireLa nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps.
Réaction triple alphavignette|Vue schématique d'une réaction triple alpha. En astrophysique, la réaction triple alpha désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules α (noyaux d') en noyau de carbone. Les étoiles âgées accumulent de l'hélium en leur cœur comme produit de la chaîne proton-proton. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène (protons) ou d'hélium (particules α) pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits.
Étoile variable de type Mira300px|vignette|Mira, l'étoile prototype des variables de type Mira vignette|Mira Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années.
Étoile carbonéeLes étoiles carbonées sont des étoiles qui ont développé une composition chimique où le carbone domine à la place de l'oxygène. Il y a plusieurs types d'étoiles carbonées, et la raison de cet enrichissement en carbone n'est pas toujours connue. Entre autres, les étoiles géantes carbonées ont fait l'objet de nombreuses études. Pour celles-ci, l'enrichissement est expliqué par la remontée de carbone, récemment synthétisé dans le cœur stellaire, à la surface de l'étoile par convection.
