Radiogalaxievignette|Image en fausse couleur de la radiogalaxie se trouvant le plus près de la Terre, montrant des ondes radio (rouge), infrarouges de (vert) et une émission de allant de (bleue). Le rayonnement de corps noir des provenant des gaz chauds ainsi que les émissions non-thermiques provenant d'un faisceau d'électrons relativistes peuvent être aperçu dans les « coquilles » bleues autour des lobes radio, particulièrement au sud (dans le bas).
Galaxievignette|redresse=1.5|M51, la Galaxie du Tourbillon, un exemple typique de galaxie spirale. Une galaxie est une structure cosmique formée par le rassemblement d'étoiles et de leurs planètes éventuelles, de gaz, de poussière interstellaire, peut-être essentiellement de matière noire, et contenant souvent un trou noir supermassif en son centre. Les galaxies peuvent elles-mêmes se rassembler en groupes de galaxies, eux-mêmes pouvant se structurer en amas et superamas de galaxies.
Amas stellaireUn amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune et liées entre elles par la gravitation, dans un espace dont les dimensions peuvent atteindre 200 pc. Ces objets sont classés en plusieurs familles selon leur aspect ; ce sont, par compacité croissante : les associations stellaires, les amas ouverts et les amas globulaires. Les amas stellaires se maintiennent par l'attraction gravitationnelle mutuelle de leurs membres.
Galaxie de Seyfertvignette|NGC 1097, vue prise par Hubble. Cette galaxie de Seyfert contient en son centre un trou noir supermassif de 100 millions de masses solaires. vignette|NGC 5793 est une galaxie de Seyfert située à plus de 150 millions d'années-lumière dans la constellation de la Balance. Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales caractérisées par un noyau extrêmement brillant et compact. D'une brillance de surface très élevée, leur noyau représente l'une des plus grandes sources de rayonnement électromagnétique connues de l'Univers, possiblement liée au trou noir supermassif en leur centre.
Galaxie activeEn astronomie, une galaxie active est une galaxie abritant un noyau actif (plus précisément noyau actif de galaxie, abrégé NAG, ou , abrégé AGN). Ce noyau est une région compacte au centre de la galaxie, dont la luminosité est beaucoup plus intense que la normale dans au moins un domaine du spectre électromagnétique (ondes radio, infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X ou rayons gamma), et qui présente des caractéristiques montrant que cette forte luminosité n'est pas d'origine stellaire.
Galaxie d'AndromèdeLa galaxie d'Andromède, également désignée M31 dans le Catalogue de Messier et NGC 224, est une galaxie spirale située à environ d'années-lumière du Soleil, dans la constellation d'Andromède. La galaxie d'Andromède (NGC 224) a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA(s)b dans son atlas des galaxies.
Étoilevignette|Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre, vu lors d'une éruption en ultraviolets avec de fausses couleurs. Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires.
Naissance des étoilesLa naissance des étoiles ou formation stellaire, voire stellogénèse ou stellogonie, est un domaine de recherche en astrophysique, qui consiste en l'étude des modes de formation des étoiles et des systèmes planétaires. Les étoiles en formation sont fréquemment appelées « étoiles jeunes ». Selon le scénario actuellement admis, confirmé par l'observation, les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'une nébuleuse, un nuage de gaz et de poussière, qui se fragmente en plusieurs cœurs protostellaires.
Formation et évolution des galaxiesL'étude de la formation et de l'évolution des galaxies s'intéresse aux processus ayant abouti à la formation d'un univers hétérogène à partir d'une prémisse homogène, à la formation des premières galaxies (processus appelé galactogenèse), à la façon dont les galaxies changent avec le temps, et aux processus qui ont conduit à la grande variété des structures observées parmi les galaxies proches. C'est l'un des domaines de recherche les plus actifs en astrophysique.
Galaxie elliptiqueUne galaxie elliptique est un type de galaxie qui regroupe des concentrations sphéroïdales de milliards d’étoiles qui ressemblent à des amas globulaires à grande échelle. Elles ont une très petite structure interne et la densité des étoiles diminue doucement du centre très lumineux vers des bords diffus. Elles sont classées dans la séquence de Hubble en tant que type E et se déclinent selon leur forme du type E0 (circulaire), au type E7 (fortement elliptique).
Masse stellaireLa masse stellaire est une expression utilisée par les astronomes pour décrire la masse d'une étoile. Il est généralement dénombré en termes de masse du Soleil, en proportion d'une masse solaire (M☉). Par conséquent, l'étoile brillante Sirius pèse environ 2,02 M☉. La masse d'une étoile variera au cours de sa vie, à mesure que la masse s'érode avec les vents stellaires, ou qu'elle se retrouve éjectée via un comportement pulsationnel, ou si une masse supplémentaire est accrétée, comme celle d'une étoile compagnon.
Séquence principalevignette|540x540px|Le diagramme de Hertzsprung-Russell figure les étoiles. En abscisse, l'indice de couleur (B-V) ; en ordonnée, la magnitude absolue. La séquence principale se voit comme une bande diagonale marquée allant du haut à gauche au bas à droite. Ce diagramme représente du catalogue Hipparcos, ainsi que de faible luminosité (naines rouges ou blanches) extraites du catalogue Gliese des étoiles proches.
Galaxy groups and clustersGalaxy groups and clusters are the largest known gravitationally bound objects to have arisen thus far in the process of cosmic structure formation. They form the densest part of the large-scale structure of the Universe. In models for the gravitational formation of structure with cold dark matter, the smallest structures collapse first and eventually build the largest structures, clusters of galaxies. Clusters are then formed relatively recently between 10 billion years ago and now.
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.
Galaxie satelliteUne galaxie satellite gravite autour d'une plus grande galaxie. Dans une paire de galaxies en orbite, si l'une est nettement plus grande que l'autre, alors, la plus grosse est la galaxie primaire et la plus petite, la galaxie satellite. Si deux galaxies en orbite sont de taille plus ou moins équivalentes, on dit qu'elles forment un système binaire, comparable (mais à une tout autre échelle) à un système binaire d'étoiles. Des galaxies qui se rapprochent peuvent entrer en collision.
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.
Séquence de HubbleEn astronomie, la séquence de Hubble est une classification des types de galaxies reposant sur des critères morphologiques. Elle est développée en 1936 par Edwin Hubble. Galaxie elliptique À gauche du schéma classique représentant la séquence de Hubble se trouvent les galaxies elliptiques. Ces galaxies présentent une distribution des sources lumineuses douce, régulière et dépourvue de motifs quelconques et ont, comme leur nom l'indique, la forme d'une ellipse.
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.
Amas ouvertEn astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont le diamètre varie de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. Les amas ouverts sont peu lumineux et s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède. On pense qu'ils se forment au sein des nuages moléculaires, les grands nuages de gaz et de poussières qui constituent les nébuleuses diffuses.
Amas de la ViergeL'amas de la Vierge est un grand amas de galaxies situé à une distance de . Il fut découvert par Charles Messier en 1781, qui cartographia un grand nombre de ses galaxies les plus importantes, notamment la galaxie géante M87. Cet amas est au centre du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local et a fortiori la Voie lactée. Il est situé dans la constellation de la Vierge et son diamètre angulaire est d'environ 8 degrés. Il comporte approximativement entre et , dont beaucoup sont visibles avec un petit télescope.
