Évolution stellaireL'évolution d'une étoile, ou évolution stellaire, désigne l'ensemble des phénomènes allant de la formation à la d'une étoile. Elle peut être décomposée en plusieurs phases principales dont la formation de l'étoile, son séjour sur la séquence principale et sa phase finale. Durant sa vie, une étoile émet des particules et des rayonnements électromagnétiques (dont une partie sous forme de rayonnements visibles) grâce à l'énergie dégagée par les réactions de fusion nucléaire produites dans les zones internes de l'étoile.
Mesure des distances en astronomiePlusieurs méthodes ont été identifiées pour mesurer des en astronomie. Chaque méthode n'est applicable que pour une certaine échelle. Le recoupement des méthodes permet, de proche en proche, de mesurer la distance des objets les plus lointains de l'univers observable. Rayon de la Terre La première mesure effectuée en astronomie a été conçue au par Ératosthène. Son calcul est simple : le Soleil est si éloigné que ses rayons arrivent parallèlement en tout point de la Terre.
Cinématique stellaireLa cinématique stellaire est l'étude du mouvement des étoiles. Puisqu'elle ne cherche pas à comprendre les origines et causes du mouvement, la cinématique stellaire diffère de la dynamique stellaire, qui tient compte notamment des effets gravitationnels. La cinématique stellaire peut fournir des informations sur l'origine et l'âge des étoiles ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante. La cinématique stellaire distingue plusieurs types de mouvements individuels et collectifs d'étoiles.
Supernovavignette|Le rémanent de supernova de Kepler (ou SN 1604) vu par les trois grands télescopes spatiaux : Chandra (en rayons X), Hubble (dans le spectre visible) et Spitzer (en infrarouge), avec une vue recombinée (image principale). Une supernova est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une étoile en fin de vie, notamment une gigantesque explosion qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité.
Population stellairevignette|Distribution des populations stellaires dans la voie lactée. Les étoiles de notre galaxie furent classées en deux populations stellaires, dites « Population I » et « Population II » par Walter Baade en 1944. Le critère de classification était la largeur des raies spectrales des étoiles de la partie centrale des galaxies (Population I) comparée à celle des étoiles du bord des galaxies (raies plus fines), la Population II. Il faut attendre les années 1950 pour que cette dichotomie soit reliée à l'abondance chimique de surface des étoiles.
Trou noir stellaireUn trou noir stellaire est l'un des quatre types de trous noirs, avec les trous noirs primordiaux, les trous noirs intermédiaires et les trous noirs supermassifs. Créé par l'effondrement d'une étoile massive sur elle-même, un tel trou noir a une masse comprise entre un minimum de trois à cinq masses solaires () et un maximum de . En 2019 un trou noir stellaire de a été identifié dans la Voie lactée mais son existence a été remise en cause l'année suivante.
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.
Géante rougevignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
MétallicitéEn astrophysique, la métallicité d'un objet astronomique est la fraction de sa masse qui n'est pas constituée d'hydrogène ou d'hélium. La métallicité quantifie l'importance des processus nucléosynthétiques dans l'origine de la matière constituant l'objet considéré (étoile, milieu interstellaire, galaxie, quasar). L'indice de métallicité (souvent appelé simplement métallicité), [M/H] ou [Fe/H], véhicule sensiblement la même information sous une autre forme.
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.
Sommet de la branche des géantes rougesEn astrophysique, le sommet de la branche des géantes rouges, généralement désigné dans la littérature par son équivalent anglophone Tip of the Red Giant Branch et abrégé TRGB, est une méthode d'évaluation des distances extragalactiques utilisant la luminosité infrarouge maximum des géantes rouges de population II. Il tire son nom du diagramme de Hertzsprung-Russell, représentant la luminosité des étoiles en fonction de leur indice de couleur, c'est-à-dire de leur température de surface, diagramme dans lequel les géantes rouges forment une branche latérale partant de la séquence principale en direction du bord supérieur droit du diagramme.
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 .
Association stellairevignette|droite|Carte des associations stellaires et des groupes mouvants proches. La croix verte au centre montre la position du Soleil. Une association stellaire, terme introduit en 1949 par l'astrophysicien arménien Viktor Amazaspovitch Ambartsumian, est un groupe d'étoiles dont le même mouvement propre trahit une origine commune. Contrairement à un amas stellaire au sein duquel les étoiles sont en interaction gravitationnelle, les étoiles d'une association ne sont plus soumises à cette force.
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).
Dynamique stellaireLa dynamique stellaire est la branche de l'astrophysique qui décrit de manière statistique les mouvements des étoiles du fait de leur propre gravité. La différence principale avec la mécanique céleste est que toute étoile contribue plus ou moins au champ gravitationnel total, alors que la mécanique céleste privilégie les corps massifs et leurs effets sur les autres corps. La dynamique stellaire porte habituellement sur les propriétés statistiques globales de plusieurs orbites plutôt que sur les valeurs spécifiques des positions et des vitesses des orbites individuelles.
Structure stellairethumb|Diagramme montrant la structure interne d'une étoile telle que le Soleil : 1. Noyau 2. Zone de rayonnement 3. Zone de convection 4. Photosphère 5. Chromosphère 6. Couronne 7. Tache solaire 8. Granulation 9. Éruption solaire Les modèles de structure stellaire décrivent la structure interne des étoiles de différentes masses et âges, ainsi que permettent de faire des prédictions sur la luminosité, la couleur et l'évolution future de ces étoiles.
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.
Stellar classificationIn astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Electromagnetic radiation from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colors interspersed with spectral lines. Each line indicates a particular chemical element or molecule, with the line strength indicating the abundance of that element. The strengths of the different spectral lines vary mainly due to the temperature of the photosphere, although in some cases there are true abundance differences.
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.
Supergéante rougeLes étoiles de type supergéantes rouges sont des étoiles massives qui ont terminé leur vie sur la séquence principale. Elles ont consommé l'ensemble de leur hydrogène dans leur cœur. Puisque la pression vers l'intérieur liée à la force gravitationnelle n'est plus contrebalancée par la pression de radiation créée dans le cœur par les réactions nucléaires, le cœur s'effondre lentement. Cet effondrement dégage une importante quantité d'énergie gravitationnelle qui provoque l'expansion de l'enveloppe de l'étoile.
