Variable lumineuse bleueEn astronomie, une (étoile) variable lumineuse bleue (en anglais, Luminous blue variable (star) : LBV), appelée également (étoile) variable de type S Doradus ou variable de Hubble-Sandage, est une étoile variable hypergéante bleue et très lumineuse. Ces étoiles présentent de lents changements de luminosité, ponctués par des expulsions occasionnelles et importantes de matière (de l'ordre de ). Extrêmement rares, elles ont été observées dans la galaxie d'Andromède et furent cataloguées pour la première fois par Edwin Hubble et Allan Sandage en 1953.
First-magnitude starFirst-magnitude stars are the brightest stars in the night sky, with apparent magnitudes lower (i.e. brighter) than +1.50. Hipparchus, in the 1st century BC, introduced the magnitude scale. He allocated the first magnitude to the 20 brightest stars and the sixth magnitude to the faintest stars visible to the naked eye. In the 19th century, this ancient scale of apparent magnitude was logarithmically defined, so that a star of magnitude 1.00 is exactly 100 times as bright as one of 6.00.
Analyse harmonique (mathématiques)thumb|upright=1.2|Analyseur harmonique mécanique de Lord Kelvin datant de 1878. L'analyse harmonique est la branche des mathématiques qui étudie la représentation des fonctions ou des signaux comme superposition d'ondes de base. Elle approfondit et généralise les notions de série de Fourier et de transformée de Fourier. Les ondes de base s'appellent les harmoniques, d'où le nom de la discipline.
Série harmonique (musique)En acoustique musicale et en psychoacoustique, une série harmonique est la série des partiels harmoniques qui composent un son périodique complexe. Les instruments de musique à hauteur déterminée (par opposition aux instruments à hauteur indéterminée) sont souvent basés sur un résonateur acoustique tel qu'une corde ou une colonne d'air, qui oscille dans de nombreux modes propres simultanément. Aux fréquences de chaque mode de vibration, des ondes se propagent dans les deux sens le long de la corde ou de la colonne d'air, se renforçant et s'annulant mutuellement pour former des ondes stationnaires.
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.
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.
RigelBeta Orionis (β Ori) est un système stellaire au minimum triple. Le système est couramment nommé Rigel, bien que le nom ne s'applique officiellement qu'à l'étoile principale du système, β Ori A. L'étoile la plus brillante du système, β Ori A ou Rigel, est une étoile supergéante bleue environ plus lumineuse et à peu près 78,9 fois plus grande que le Soleil. Elle est la sixième étoile la plus brillante du ciel et, en particulier, la plus brillante de la constellation d'Orion. vignette|gauche|Comparaison de Rigel avec le Soleil.
Photométrie (astronomie)vignette|La courbe de lumière d'Eta Carinae. En astronomie, la photométrie, aussi nommée astrophotométrie pour la distinguer de l'étude homonyme en optique, désigne l'étude de l'intensité lumineuse des étoiles et de sa variabilité. Elle s'oppose en quelque sorte à la spectroscopie qui s'attache à l'étude des spectres des étoiles, ou à la polarimétrie qui s'occupe du degré de polarisation de la lumière provenant des sources astronomiques.
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.
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.
Étoile variable semi-régulièrevignette|Exemple de variation de luminosité (magnitude) pour une étoile variable semi-regulière marquée par une périodicité accompagnée de divers irrégularités. Ce graphe représente la luminosité de l'étoile Bételgeuse entre le 4 décembre 1988 et le 13 août 2002. Une (étoile) variable semi-régulière est une étoile géante ou supergéante de type spectral intermédiaire ou tardif qui présente une périodicité marquée dans sa variation de luminosité, accompagnée ou parfois interrompue par diverses irrégularités.
Nombre de masse441px|droite Le nombre de masse (A) est le terme employé en chimie et en physique pour représenter le nombre de nucléons, c'est-à-dire la somme du nombre de protons (numéro atomique Z) et du nombre de neutrons (N) constituant le noyau d'un atome. Par exemple, le noyau du carbone 12 (12C) compte 6 protons et 6 neutrons, son nombre de masse est donc 12 (6 + 6). C'est ce nombre qui détermine la variété isotopique d'un élément chimique. On appelle isotopes des éléments chimiques ayant un même numéro atomique, mais un nombre de neutrons et donc un nombre de masse différents.
