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.
Étoile bleu-blanc de la séquence principaleUne étoile bleu-blanc de la séquence principale est une étoile de type spectral B. B est le type spectral à proprement parler, qui lui donne son nom de bleu-blanc, et (lire « cinq » en chiffres romains) est sa classe de luminosité, signifiant que c'est une « étoile naine », à comprendre ici dans le sens d'étoile de la séquence principale. L'expression naine bleu-blanc est parfois, quoique rarement, utilisé. Ce sont des étoiles dont la masse va de 2 à celle du Soleil et leur température varie entre et .
Étoile bleue de la séquence principaleUne étoile bleue de la séquence principale est une étoile de type spectral O. Les étoiles de ce type ont une masse comprise entre 15 et 90 fois celle du Soleil et une température de surface comprise entre et . Elles sont à de fois plus lumineuses que le Soleil. Les étoiles bleues de la séquence principale sont rares : on estime en effet qu'il n'y en a pas plus de dans l'ensemble de la Voie lactée, soit autour de 1 pour d'étoiles. Toutes les étoiles de ce type sont jeunes, pas âgées de plus de quelques millions d'années.
Étoile blanche de la séquence principaleEn astronomie, une étoile blanche de la séquence principale est une étoile de type spectral A et de classe de luminosité V. Ce type d'étoiles ne doit pas être confondu avec les naines blanches, qui sont des résidus d'étoiles de faible masse. Les étoiles blanches de la séquence principale, comme leur nom l'indique, sont des étoiles de la séquence principale (classe de luminosité V dans la classification MKK), dont l'énergie provient de la fusion de leur hydrogène en hélium.
Naine jauneEn astronomie, une étoile jaune de la séquence principale, appelée communément naine jaune, est une étoile de type (lire « G cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité ) de type spectral G (étoile jaune). Sa masse est comprise entre 0,7 et la masse solaire. Une naine jaune est une étoile de taille moyenne dans un état stable. Les naines jaunes transforment dans leur cœur de l'hydrogène en hélium, par un processus de fusion nucléaire (ou fusion thermonucléaire).
O-type starAn O-type star is a hot, blue-white star of spectral type O in the Yerkes classification system employed by astronomers. They have temperatures in excess of 30,000 kelvin (K). Stars of this type have strong absorption lines of ionised helium, strong lines of other ionised elements, and hydrogen and neutral helium lines weaker than spectral type B. Stars of this type are very rare, but because they are very bright, they can be seen at great distances and four of the 90 brightest stars as seen from Earth are O type.
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.
Naine orangeEn astronomie, une étoile orange de la séquence principale, appelée communément naine orange, est une étoile de type (lire c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité ) de type spectral K (étoile orange). Elles se situent entre les naines jaunes (analogues au Soleil) et les naines rouges. Ces étoiles ont des masses de l'ordre de 0,5 à 0,8 fois celle du Soleil et des températures de surface comprises entre .
Étoile jaune-blanc de la séquence principaleUne étoile jaune-blanc de la séquence principale est une étoile de type spectral F. F est le type spectral à proprement parler, qui lui donne son nom de "jaune-blanc", et (lire « cinq » en chiffres romains) est sa classe de luminosité, signifiant que c'est une « étoile naine », à comprendre ici dans le sens d'étoile de la séquence principale. Les étoiles jaune-blanc de la séquence principale possèdent des raies d'absorption de l'hydrogène dont l'intensité diminue par rapport aux étoiles de type A, des raies d'éléments ionisés, ainsi que des raies de métaux neutres dont l'intensité augmente au sein de la classe.
Étoile de la pré-séquence principaleUne étoile de la pré-séquence principale (calque de l'anglais pre-main sequence star) est une proto-étoile dont le stade d'évolution précède directement celui de la séquence principale. Une étoile de pré-séquence principale peut être une étoile variable de type T Tauri ou de type FU Orionis, dont la masse (M) est inférieure à deux fois celle du Soleil (M < ), ou encore une étoile Ae/Be de Herbig, de masse comprise entre deux et huit masses solaires ( < M < ).
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).
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.
Trajet de HayashiLe trajet de Hayashi est une étude faite par l'astrophysicien japonais Chūshirō Hayashi sur les proto-étoiles et leur équilibre hydrostatique. Plus concrètement, c'est une ligne presque verticale sur la droite du diagramme de Hertzsprung-Russell, donc une relation luminosité-température. Cette relation est respectée par les jeunes étoiles de faibles masses, c'est-à-dire pour des étoiles de moins de trois masses solaires. vignette|Trajets d'évolution stellaire pour la pré-séquence principale (lignes bleues).
Température effectiveLa température effective d'un corps ou d'un objet est une grandeur homogène à une température que l'on calcule à partir d'autres grandeurs, et qui serait sa véritable température s'il vérifiait certaines hypothèses. La température effective caractérise le stress thermique. Elle est déterminée, généralement à l'aide d'un nomogramme, à partir de la température donnée par un thermomètre à réservoir humide, de celle donnée par un thermomètre à réservoir sec, et de la vitesse du vent.
Flux (physique)En physique, un flux est une intégrale de surface de la composante normale d'un champ vectoriel sur une surface donnée. Le champ vectoriel associé est souvent nommé densité de flux. Cette définition rejoint celle du flux en mathématiques. Si dans certains domaines de la physique, le flux est également un débit, lié à un déplacement de matière ou à un transfert d'énergie, ce n'est pas toujours le cas : on aime malgré tout se représenter un flux comme caractéristique de ce qui s'écoule le long des lignes de champs à travers la frontière que marque la surface.
AstrophysiqueL’astrophysique (du grec astêr : étoile, astre et physis : science de la nature, physique) est une branche interdisciplinaire de l'astronomie qui concerne principalement la physique et l'étude des propriétés des objets de l'Univers (étoiles, planètes, galaxies, milieu interstellaire...), comme leur luminosité, leur densité, leur température et leur composition chimique. Au , les astronomes ont une formation en astrophysique et leurs observations sont généralement étudiées dans un contexte astrophysique, de sorte qu'il y a moins de distinction entre ces deux disciplines qu'auparavant.
Flux magnétiqueLe flux magnétique ou flux d'induction magnétique, souvent noté , est une grandeur physique mesurable caractérisant l'intensité et la répartition spatiale du champ magnétique. Cette grandeur est égale au flux du champ magnétique à travers une surface orientée . Ce flux est par définition le produit scalaire de ces deux vecteurs (voir définition mathématique ci-dessous). Son unité d'expression dans le Système international d'unités est le weber (unité homogène à des volts-secondes).
Grande écoleUne grande école est un établissement de l'enseignement supérieur français hors du système universitaire, qui recrute ses élèves sur concours. Le concept de grande école est créé au pour former les cadres techniques et militaires de l'État. Le concept de grande école est propre à l'enseignement supérieur français. Il désigne des établissements très sélectifs qui recrutent leurs élèves par concours. Ils . Plus de 60 % des P-DG du CAC 40 étaient issus d'une grande école française en 2018, comme sept des huit présidents de la .
Rayon de la Terrevignette|upright=0.7|Rayon de la Terre (en jaune) en fonction de la latitude (φ) comparé à la distance perpendiculaire entre l'axe de rotation de la Terre et la surface (en bleu). Le rayon de la Terre ( ou ) est la distance entre le centre de la Terre et sa surface, d'une valeur d'environ selon divers modèles sphériques. Cette unité de longueur est utilisée dans des domaines tels l'astronomie et la géologie. La Terre n'est pas parfaitement sphérique et les distances entre sa surface et son centre varient de (fond de l'océan Arctique) à (sommet du Chimborazo).
Étoile fixeL'étoile fixe est une notion aujourd'hui dépassée, mais qui participe à l'histoire de l'astronomie. Durant l'Antiquité et le Moyen Âge, cette notion servait à désigner les astres qui semblaient fixés à la voûte céleste, par opposition aux étoiles errantes. On désignait par étoile fixe (en latin stella fixa) les astres qui semblaient fixés à la voûte céleste. Il s’agit donc des étoiles au sens moderne à l'exception du Soleil. Les étoiles fixes s’opposaient aux étoiles errantes, ou astres errants, lesquels avaient un mouvement relatif apparent par rapport aux étoiles fixes.
