Jeune objet stellairevignette| YSO dans le complexe de nuages de Rho Ophiuchi. vignette|V1331 Cyg, un YSO entourée d'une nébuleuse par réflexion. Un jeune objet stellaire (JOS, ou YSO, pour young stellar object en anglais) désigne une étoile dans son stade précoce d'évolution. Cette classe est constituée de deux groupes d'objets : les proto-étoiles et les étoiles de la préséquence principale. Une étoile se forme par l'accumulation de matière qui tombe dans la proto-étoile à partir d'un disque circumstellaire ou d'une enveloppe.
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.
DanemarkLe Danemark, en forme longue le royaume de Danemark ou le royaume du Danemark (en Danmark et Kongeriget Danmark), est un pays d’Europe du Nord et de Scandinavie. Son territoire métropolitain est situé au sud de la Norvège, de laquelle il est séparé par le Skagerrak, au sud-sud-ouest de la Suède, le Cattégat faisant office de frontière naturelle avec cette dernière et au nord de l'Allemagne, seul pays avec lequel il partage une frontière terrestre, outre le Canada depuis la résolution du conflit portant sur l'île Hans.
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.
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.
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.
Fonction de masse initialeEn astronomie, la fonction initiale de masse (initial mass function, abrégée en IMF en anglais) est la relation qui décrit la distribution des masses des étoiles pour une population d'étoiles nouvellement formées. Elle fournit le nombre d'étoiles de masse par unité de masse. Elle peut être obtenue par la fonction de luminosité en utilisant la relation masse-luminosité. Pour les étoiles de masse supérieure à celle du Soleil (c'est-à-dire une masse solaire), on utilise généralement la formule donnée par Edwin Salpeter en 1955 et qui s'écrit : où est le nombre d'étoiles par unité de masse.
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.
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.
Astronomiethumb|350px|Nébuleuse M17 : photographie prise par le télescope Hubble. L'astronomie est la science de l'observation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, ainsi que leurs propriétés physiques et chimiques. Le terme astronomie vient du grec (de , « astre, étoile », et , « loi ») : la loi des astres. Avec plus de d'histoire, les origines de l'astronomie remontent au-delà de l'Antiquité dans les pratiques religieuses préhistoriques. L'astronomie est l'une des rares sciences où les amateurs jouent encore un rôle actif.
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.
Binaire XUne binaire X est formée d'une étoile « normale » orbitant autour d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir avec une courte période. Le rayonnement X provient de l'énorme quantité d'énergie dégagée par l'accrétion de la matière de l'étoile autour de l'objet compact. Un scénario simplifié de la formation d'une binaire X massive est le suivant (Tauris & van den Heuvel 2003) : deux étoiles massives (> 12 masses solaires) arrivent sur la séquence principale ; une dizaine de millions d'années plus tard environ, la plus massive est passée la première au stade de supergéante rouge et son enveloppe remplit le lobe de Roche, commençant le transfert de masse vers le compagnon.
