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.
Étoile sous-géanteLes étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes. On pense que ce sont des étoiles qui sont en train ou qui ont déjà cessé la fusion de l'hydrogène dans leur cœur. Dans les étoiles d'environ une masse solaire, cela provoque la contraction du cœur, ce qui augmente suffisamment la température centrale de l'étoile pour déplacer la fusion de l'hydrogène dans une couche entourant le 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.
Point de sortie de la séquence principaleLe point de sortie de la séquence principale (nommé turnoff point en anglais) est, pour une étoile, l'endroit sur le diagramme de Hertzsprung-Russell où elle quitte la séquence principale, une fois son carburant (hydrogène) épuisé. Les étoiles comme le Soleil entrent alors dans la branche des géantes rouges sous forme d'étoiles sous-géantes. En traçant le point de sortie des étoiles situées dans des amas, l'âge de l'amas peut être estimé.
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 .
Géochimie isotopiqueLa géologie isotopique est une branche de la géologie, apparentée à la géochimie, qui exploite l'étude des isotopes stables et radioactifs présents sur Terre pour en étudier la composition et les variations au cours des temps géologiques. À l'origine, la géologie isotopique a consisté à utiliser les connaissances concernant la radioactivité afin de dater des roches et des minéraux. Cette discipline, au carrefour de la géologie et de la physique nucléaire, s'est surtout illustrée par ses méthodes de datation absolue.
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.
Composition isotopiqueLa composition isotopique d'un échantillon indique les proportions des divers isotopes d'un élément chimique particulier (ou de plusieurs éléments) dans cet échantillon. Les noyaux de tous les atomes d'un même élément chimique comportent le même nombre de protons (ce nombre est aussi celui des électrons présents dans le cortège électronique qui enveloppe le noyau de l'atome neutre) mais peuvent comporter différents nombres de neutrons. Les atomes qui ne diffèrent que par le nombre de neutrons sont des isotopes d'un même élément chimique.
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.
Isotope analysisIsotope analysis is the identification of isotopic signature, abundance of certain stable isotopes of chemical elements within organic and inorganic compounds. Isotopic analysis can be used to understand the flow of energy through a food web, to reconstruct past environmental and climatic conditions, to investigate human and animal diets, for food authentification, and a variety of other physical, geological, palaeontological and chemical processes.
Collision stellaireUne collision stellaire est la rencontre de deux étoiles en mouvement. La rencontre de ces deux corps forme généralement, sous l'effet de la gravité, un corps plus gros. Contrairement aux collisions galactiques, les collisions stellaires sont très rares, notamment en raison de la grande distance entre les étoiles. Bien que la collision entre deux étoiles soit un phénomène extrêmement peu probable, il semblerait que de telles collisions d’étoiles se produisent fréquemment dans les amas d'étoiles, particulièrement dans les amas globulaires.
Oxygène 18L'oxygène 18, noté O, est l'isotope de l'oxygène dont le nombre de masse est égal à 18 : son noyau atomique compte et avec un spin 0+ pour une masse atomique de . Il est caractérisé par un excès de masse de et une énergie de liaison nucléaire par nucléon de . C'est un isotope stable. L'oxygène naturel en contient 0,205 %. L'oxygène 18 est utilisé en radiopharmacologie sous forme d'eau enrichie en espèces pour produire, par bombardement de protons — ions hydrogène — accélérés dans un cyclotron ou dans un accélérateur linéaire, du , lequel est, par exemple, utilisé sous forme de , noté , dans le cadre de la tomographie par émission de positons.
