Nucléosynthèse stellaire

Lanucléosynthèse stellaireest le terme utilisé enastrophysiquepour désigner l'ensemble desréactions nucléairesqui se produisent à l'intérieur desétoiles(fusion nucléaireetprocessus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r,p,rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart desnoyaux atomiques.La position d'une étoile sur lediagramme de Hertzsprung-Russelldétermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise.

Histoire[modifier|modifier le code]

Premiers pas[modifier|modifier le code]

L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps. Il a fallu attendre le début duXX^esiècle et l'avènement de lamécanique quantiqueet de laphysique nucléairepour qu'une explication satisfaisante soit apportée. Avant cela, aucune explication scientifique n'était fournie quant à la genèse des éléments.

Dès l'invention duspectromètre,les astrophysiciens ont commencé à déterminer la composition chimique duSoleilpour la comparer à ce qu'on connaissait à l'époque: laTerreet lesmétéorites.Une constatation simple s'est imposée: plus lamassed'unatomeest grande, moins il est présent dans la nature. Trois exceptions notables se présentaient: lelithium,lebérylliumet lebore,qui dérogent à cette règle et se trouvent être extrêmement rares dans le Soleil et les météorites.

La compréhension deséquations d'Einsteinmenant à l'idée que l'Universavait eu un passé extrêmement chaud,George Gamowfut le premier à penser, en 1942, que tous les éléments pouvaient avoir été formés au tout début de la vie de l'Univers, lors duBig Bang.Selon lui, les éléments se formaient par additions successives deneutronssur les éléments déjà existants, additions suivies dedésintégrations béta.C'était une idée élégante, mais il est vite apparu que l'Univers se refroidissait alors beaucoup trop vite pour pouvoir fabriquer des éléments plus lourds que lelithium 7(⁷Li).

Il fallait donc trouver un autre moyen de les produire, ou plus précisément une autre explication quant à leur production.

Avancées théoriques[modifier|modifier le code]

En 1919,Jean PerrinpuisArthur Eddington,sur la base de mesures précises effectuées parF. W. Aston,furent les premiers à suggérer que les étoiles produisaient leur énergie par lafusion nucléairedenoyauxd'hydrogèneenhélium.

En 1928,George Gamowdécrivit ce qui est maintenant appelé lefacteur de Gamow;une formule demécanique quantiquequi donne la probabilité que deux noyaux s'approchent suffisamment l'un de l'autre pour que laforce nucléaire fortepuisse surpasser labarrière coulombienne.Lefacteur de Gamowfut ensuite utilisé parRobert AtkinsonetFritz Houtermans,puis parEdward Telleret Gamow lui-même, pour déduire la vitesse des réactions nucléaires aux températures élevées que l'on supposait exister à l'intérieur des étoiles.

En 1939, dans un article intituléEnergy production in stars(« Production d'énergie dans les étoiles »),Hans Betheanalysa les différentes réactions possibles par lesquelles de l'hydrogène peut fusionner en hélium. Il y sélectionna deux mécanismes dont il pensait qu'ils étaient la source d'énergie des étoiles:

le premier, lachaîne proton-proton,comme étant la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse comme leSoleilou plus petites;
le second, lecycle carbone-azote-oxygèneou « cycle CNO », qui fut aussi considéré parCarl von Weizsäckeren 1938, étant prépondérant dans les étoiles plus massives.

Puis dès 1946,Fred Hoyleavait suggéré que les étoiles pourraient être le lieu de formation de tous les éléments. En 1952, on découvrit dans le spectre d'une étoile l'élémenttechnétium,dont tous lesisotopessont radioactifs. Or, la plus grandedemi-vieparmi ces isotopes est de l'ordre de quelques millions d'années. Cela prouvait que ce technétium avait bien été formédansl'étoile.

Toutes les pièces du puzzle étaient là, il ne restait plus qu'à les assembler de manière cohérente.

Percée théorique[modifier|modifier le code]

De manière quasiment simultanée, deux articles parurent cette année-là, qui révolutionnèrent l'astrophysique. Le premier, signé parAlastair Cameron^[1]fut publié peu avant celui deGeoffrey Burbidge,Margaret Burbidge,William FowleretFred Hoyle^[2].C'est dans ce second article que fut présentée une théorie complète de la nucléosynthèse stellaire, le rendant tellement célèbre qu'il est le plus souvent cité dans la littérature par les initiales de ses auteurs: «B²FH».

Dans ces deux articles, les auteurs recherchaient quelles sont les conditions qui permettent de fabriquer les éléments en les synthétisant, et montrèrent que ces conditions sont réunies au cœur des étoiles. L'article B²FH brossait un panorama de l'origine des éléments, depuis la fusion de l'hydrogène jusqu'à la production des éléments les plus lourds lors dessupernovas.

Nucléosynthèse calme[modifier|modifier le code]

Articles détaillés:Évolution des étoilesetNucléosynthèse primordiale.

Dans lesétoilesse succèdent des phases de fusion (qui peuvent avoir lieu dans le cœur même de l'étoile, ou dans les couches adjacentes à celui-ci) et de contraction. Ces fusions successives produisenttousles éléments que l'on connaît, jusqu'aufer.

Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage de gaz (principalement de l'hydrogène,synthétisé lors duBig Bang), qui, principalement pareffondrement gravitationnel^[a],se met à se contracter. Du fait de cette contraction rapprochant lesprotonset augmentant donc leurs collisions, latempératureaugmente progressivement; quand elle dépasse dix millions dekelvins,elle est suffisante pour que les noyaux d'hydrogène aient assez d'énergie pour vaincre labarrière coulombienneet ainsifusionnerenhélium.

L'énergie libérée par cette fusion (conformément à la célèbre formuleE=M·c²) contrebalance alors l'effet de la gravité, et l'étoile atteint ainsi un premier équilibre.

Fusion de l'hydrogène[modifier|modifier le code]

L'hydrogène est le carburant majeur des étoiles et sa fusion est le premier maillon de la chaîne de nucléosynthèse. Comme suggéré en 1939 par Hans Bethe, il y a deux manières de transformer l'hydrogène en hélium:

le cycleproton-protonpermet de transformer de l'hydrogène en⁴He.Ce cycle est divisé en plusieurs réactions. La première réaction de ce cycle permet la transformation d'un proton et d'un neutron endeutérium.Ensuite, selon ce qui est disponible au cœur de l'étoile (donc selon le moment de son évolution auquel se produit cette réaction), par l'intermédiaire dutritiumou de l'hélium 3avec lesquels lesatomesde deutérium vont fusionner, l'étoile engendre de l'hélium 4;
lecycle carbone-azote-oxygène(CNO) se produit quant à lui à plus haute température, car les atomes qui fusionnent lors de ce cycle ont desmasses atomiquesbeaucoup plus élevées que l'hydrogène. Une autre condition pour que ce cycle puisse participer à la synthèse d'éléments est que les élémentscarbone,oxygèneetazotesoient présents dans le cœur de l'étoile. La figure ci-contre en précise le déroulement, l'hélium étant émis sous forme departicules α.Ce cycle se décompose en trois sous-cycles (I,IIetIII), qui produisent chacun différentsisotopesservant de base au sous-cycle suivant.

Détails du cycle CNO se produisant à l'intérieur d'une étoile, faisant apparaître trois sous-cycles et l'émissions d'hélium.

Globalement, la réaction de fusion de l'hydrogène peut s'écrire de la manière suivante^[b]:

4p⟶⁴He+ 2e⁺+ 2ν+E.

Cette réaction de fusion de l'hydrogène est la plusexothermiquede toutes les réactions qui vont se produire au cœur des étoiles. Comme les étoiles sont composées majoritairement d'hydrogène, elles disposent à ce moment de leur vie d'une grande quantité de combustible, qui leur fournit donc une grande quantité d'énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase de combustion de l'hydrogène, on dit alors qu'elles sont dans laséquence principale.

Au bout d'un temps dépendant de la masse de l'étoile, la quantité d'hydrogène dans le cœur de l'étoile finit par ne plus être suffisante pour entretenir un taux de réaction assez élevé pour contrebalancer l'effet de la gravitation. Le cœur de l'étoile se contracte alors. Lors de cette contraction, sa température augmente à nouveau (comme n'importe quel gaz que l'on comprime), de même que sa densité. Quand la température atteint quelque 10⁸kelvins, la fusion de l'héliumpeut alors s'amorcer.

Fusion de l'hélium[modifier|modifier le code]

C'est lorsque cette réaction démarre que la structure en couches d'une étoile se forme. En effet, la température au centre de l'étoile est telle que les couches externes au noyau sont suffisamment chaudes pour que puissent s'amorcer des réactions de fusion.

Article détaillé:Réaction triple alpha.

Deux réactions permettent la transformation d'hélium en éléments plus lourds:

4 2He	+	4 2He	⟶	8 4Be	+	γ	(1)
8 4Be	+	4 2He	⟶	12 6C	+	γ	(2)

La réaction (2) a posé un problème à première vue insoluble. En effet on trouve une grande quantité decarbone¹²C dans l'Univers. Mais des calculs théoriques ont montré que lebéryllium⁸Be avait unedemi-viede l'ordre de 10⁻¹⁶secondes, ce qui rend hautement improbable que l'on puisse fabriquer du¹²C en quantités importantes à partir de⁸Be.

Pour tenter de résoudre ce problème,Fred Hoylesuggéra que la réaction entre le⁴He et le⁸Be devait être enrésonanceavec un niveau d'énergie inconnu du¹²C. Si ce niveau résonnant existait, alors, lasection efficacede la réaction numéro 2 serait considérablement augmentée, la rendant par là même possible. Quelques années après cette prédiction, des mesures en laboratoire ont montré qu'effectivement, cet état excité existait. Ce carbone disponible va pouvoir réagir lui aussi avec les atomes d'hélium présents selon la réaction suivante:

12
6C

+

4
2He

⟶

16
8O

+

γ.

À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone¹²C et d'oxygène¹⁶O. Comme pour la fin de la fusion de l'hydrogène, ce qui se passe ensuite ne dépend que de la masse de l'étoile. Si celle-ci est suffisante, alors le cœur de l'étoile peut se contracter de nouveau. La température et la densité peuvent elles aussi augmenter, et atteindre des valeurs qui permettent successivement les fusions du carbone et du néon.

Fusions du carbone et du néon[modifier|modifier le code]

Article détaillé:Fusion du carbone.

La fusion du carbone s'amorce quand la température au cœur de l'étoile dépasse le milliard de kelvins. Trois réactions principales se produisent, pouvant former dusodium,dunéonou dumagnésium23^[c]:

12 6C	+	12 6C	⟶	23 11Na	+	1 1p;
12 6C	+	12 6C	⟶	20 10Ne	+	4 2He;
12 6C	+	12 6C	⟶	23 12Mg	+	1 0n.

Si la température du cœur de l'étoile reste proche du milliard de degrés, les deux premières réactions sont favorisées. Si au contraire elle s'élève au-dessus de1,1× 10⁹K,c'est alors la3^eréaction qui prédomine. Et de même, quand le carbone vient à manquer, le cœur se contracte, la température s'élève.

Article détaillé:Fusion du néon.

Lorsque la température dépasse1,2× 10⁹K,les atomes denéonont suffisamment d'énergie pour que leur fusion commence. Deux réactions principales ont lieu, qui peuvent produire de l'oxygène 16 ou du magnésium 24^[d]:

20 10Ne	+	γ	⟶	16 8O	+	4 2He;
20 10Ne	+	4 2He	⟶	24 12Mg	+	γ.

La combustion du carbone et du néon produit aussi des neutrons par les réactions suivantes:

13 6C	+	4 2He	⟶	16 8O	+	1 0n;
22 10Ne	+	4 2He	⟶	25 12Mg	+	1 0n.

Lors duprocessus sles neutrons produits de ces réactions sont absorbés par des noyaux qui augmentent ainsi leur nombre de nucléons. Dans ces noyaux les neutrons excédentaires se transforment en protons en émettant un électron et un neutrino. Le processus s peut produire les noyaux jusqu'aubismuth 209.

La phase suivante fait intervenir cette fois les atomes d'oxygène.

Fusion de l'oxygène[modifier|modifier le code]

Article détaillé:Fusion de l'oxygène.

La dernière contraction du cœur de l'étoile a conduit celui-ci à atteindre une température de plus de 2 milliards de kelvins. À cette température, les atomes d'oxygène fusionnent, et cinq principales réactions ont lieu:

16 8O	+	16 8O	⟶	28 14Si	+	4 2He	+	9,594MeV;
16 8O	+	16 8O	⟶	31 15P	+	1 1p	+	7,678MeV;
16 8O	+	16 8O	⟶	31 16S	+	1 0n	+	1,500MeV;
16 8O	+	16 8O	⟶	30 14Si	+	21 1p	+	0,381MeV;
16 8O	+	16 8O	⟶	30 15P	+	2 1D	+	2,409MeV.

Alternativement:

16 8O	+	16 8O	⟶	32 16S	+	γ	+	E;
16 8O	+	16 8O	⟶	24 12Mg	+	24 2He	+	E.

Les particules alpha, les neutrons et les protons libérés lors de ces réactions ont suffisamment d'énergie pour participer à la synthèse d'autres éléments. On va donc voir apparaître lors de cette phase un grand nombre d'éléments, tels que lechlore,l'argon,lepotassium,lecalcium,letitane,etc.

Une fois l'oxygène épuisé, se termine la dernière phase de fusion d'éléments au cœur de l'étoile: la fusion dusilicium.

Fusion du silicium[modifier|modifier le code]

Article détaillé:Fusion du silicium.

Nous sommes là dans les tout derniers moments de la vie d'une étoile. Comme on peut le voir au tableauTemps de fusion,l'étoile n'a plus que quelques heures à vivre. Le cœur s'est à nouveau contracté, et cette fois-ci, la température atteint près de 3 milliards de kelvins. Les atomes de silicium sont brisés par les photons gamma présents, et libèrent des neutrons, des protons et des particules $\alpha$ qui vont interagir avec les atomes de²⁸Si présents pour former tous les éléments jusqu'aufer.

Lorsque la quantité de fer est trop importante dans le cœur, et la quantité de silicium trop faible pour soutenir la pression de radiation produite par la fusion, l'étoile est tout à la fin de sa vie, qui va se terminer par une implosion et une explosion engendrant une nouvelle phase de nucléosynthèse (voir la section «Nucléosynthèse explosive»).

Processus s[modifier|modifier le code]

Article détaillé:Processus s.

Leprocessus sse produit dans les couches externes desétoilesde labranche asymptotique des géantes,à partir desatomesdeferhérités d'anciennes étoiles ayant explosé (voir la section «Nucléosynthèse explosive»). Ces couches externes reçoivent du cœur de l'étoile un flux deneutronsrelativement peu intense mais durable, qui transforme les noyaux de fer en noyaux plus lourds. Environ la moitié de ces noyaux lourds sont le produit du processus s.

Nucléosynthèse explosive[modifier|modifier le code]

Article détaillé:Nucléosynthèse explosive.

La fusion du fer estendothermique,elle absorbe de l'énergie du milieu au lieu d'en émettre. Comme sa fission nécessite aussi un apport d'énergie, le fer est l'élément le plus stable dutableau de Mendeleïev.La nucléosynthèse d'éléments plus lourds que le fer, n'étant pas productrice mais consommatrice d'énergie, ne peut qu'être le sous-produit d'événements libérant de grandes quantités d'énergie. Pour environ la moitié de cesnucléides,produits par leprocessus r,il faut aussi une densité deneutronssupérieure à 10²⁰parcm³^[3].Deux événements fréquents dans les galaxies sont particulièrement susceptibles d'en être à l'origine: les explosions stellaires (supernovas) et lesfusions d'étoiles à neutrons.

Supernovas[modifier|modifier le code]

Quand la fusion du silicium se termine faute de « carburant », la production d'énergie chute brutalement. Lapression de rayonnementdiminuant, l'équilibre au sein de l'étoile— entre force gravitationnelle (centripète) et pression radiative (centrifuge) — se rompt. En quelques secondes, selon la masse de l'étoile, lecœur de l'étoiles'effondre sur lui-même et toute l'étoile implose de même. Ladensitédu cœur augmente jusqu'à atteindre celle présente dans lesnoyaux atomiques,ce qui forme un état de saturation nucléaire sans plus aucun vide atomique. Subséquemment, la matière et l'énergie rebondissent sur ce cœur, car il ne peut plus en intégrer, ayant atteint une densité donnée critique. Uneonde de chocbalaie alors l'étoile, du centre vers les couches externes, et rallume la fusion dans les couches périphériques.

C'est lors de cette explosion terminale que tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés selon deux processus, leprocessus r(addition rapide de neutrons) et leprocessus rp(addition rapide de protons). L'énergie cinétiquede la périphérie du noyau effondré s'accroît brutalement, de façon désordonnée autour du noyau central, ce qui conduit à de très nombreuses collisions produisant une quantité colossale d'énergie. À condition qu'elle ne soit pas trop massive pour causer son effondrement total ou son involution vers untrou noir,l'étoile devient unesupernova,qui va éjecter violemment dans l'espace, sous l'effet de l'onde de choc, les éléments lourds qu'elle a synthétisés. Durant cet effondrement, de nombreuses autres réactions de fusion se produisent, avant que leurs produits soient propulsés hors de l'étoile sous l'effet de l'onde de choc centrifuge.

La masse totale de l'étoile joue ainsi un rôle critique dans la nature des éléments formés, à cause de la quantité de neutrons nécessaire à ces fusions et produits par les désintégrations secondaires. À titre d'illustration,UY Scuti,située à 9 500 années-lumière dans la constellation de l'Écu de Sobieski,est 1 700 fois plus grande que le Soleil. Au-delà, on trouve leshypernovas,qui correspondent à une libération d'énergie de l'ordre de cent supernovas. À l'inverse, lorsque l'effondrement du noyau se réalise au centre d'une étoile plus massive, l'énergie dégagée par l'explosion ne suffit pas à expulser les couches externes de l'étoile.

Fusions d'étoiles à neutrons[modifier|modifier le code]

Les supernovas ont longtemps été considérées comme le principal lieu de mise en œuvre duprocessus r,mais en 2016 lacomposition chimiquedes étoiles deRéticule II(Ret II), unegalaxie naine ultra-pâle satellitede laVoie lactée,a montré qu'elles ne pouvaient pas l'être pour lesélémentsles plus lourds, et suggéré que c'est dans lesfusions d'étoiles à neutronsque l'Univers fabrique des éléments comme l'oret leplatine^[3].

L'abondance des éléments dans le Soleil résultant d'environ huit milliards d'années de production par des générations antérieures d'étoiles, il faut pour identifier les processus se tourner vers les étoiles datant des premiers milliards d'années suivant leBig Bang,déficientes enfer.Les premières étoiles, de teneur en fer inférieure à 1 % de celle du Soleil, ont été repérées au début des années 1980; une trentaine d'années plus tard, on en connaissait plusieurs dizaines de milliers. Parmi elles, 3 à 5 % sont un peu ou beaucoup enrichies en éléments issus du processus r. C'est notamment le cas de sept des neuf étoiles les plus brillantes deRet II,extrêmement enrichies en éléments les plus lourds dutableau de Mendeleïev.Un tel enrichissement nécessiterait des centaines voire des milliers de supernovas, alors qu'une galaxie aussi petite queRet IIn'a tout simplement pas une masse suffisante pour en avoir abrité à un si grand nombre. En revanche, les abondances en éléments lourds prédites pour une fusion d'étoiles à neutrons concordent bien avec les abondances observées^[3].

Tableau récapitulatif des durées de fusion[modifier|modifier le code]

	Température	Étoile de 0,3masse solaire	Étoile de 1 masse solaire	Étoile de 25 masses solaires
Fusion de l'hydrogène	4× 10⁶K;15× 10⁶K;40× 10⁶K	~800 milliards d'années	10-12 milliards d'années	7 millions d'années
Fusion de l'hélium	1× 10⁸K	S'arrête avant d'atteindre ce stade	~200 millions d'années	500 000 ans
Fusion du carbone	1× 10⁹K		S'arrête avant d'atteindre ce stade	200 ans
Fusion du néon	1,2× 10⁹K			1 an
Fusion de l'oxygène	2× 10⁹K			5 mois
Fusion du silicium	3× 10⁹K			~1 jour

Notes et références[modifier|modifier le code]

Notes[modifier|modifier le code]

↑Par exemple, le passage d'une onde de choc à travers ce même nuage, ou le passage d'une autre étoile à proximité.
↑Lalettrenu(ν) représente un ou plusieursphotonscontenant une partie de l'énergie libérée par la fusion sous forme de particules; l'autre partie est sous forme d'énergie cinétique dans les particules produites de façon explosive, cette dernière énergie étant responsable de l'augmentation de température et de pression du plasma.
↑Une particule alpha (α) est un noyau d'hélium(⁴He²⁺). Une particule p est unproton,c'est-à-dire un simple noyau d'hydrogène(¹H⁺). Une particule n est unneutron,responsable du rayonnement bêta (¹β⁰).
↑Une particule gamma (γ) est unphotonde très haute énergie (de très courte longueur d'onde).

Références[modifier|modifier le code]

↑(en)Alastair Cameron,On the origin of the heavy elements,The Astrophysical Journal,62,9-10 (1957)Voir en ligne.
↑(en)Geoffrey Burbidge,Margaret Burbidge,William Fowler&Fred Hoyle,Synthesis of elements in stars,Review of Modern Physics,29,547-650 (1957)Voir en ligne.
↑^abetc(en)Anna Frebel et Timothy C. Beers, «The formation of the heaviest elements»,Physics Today,vol.71,n^o1,‎janvier 2018,p.30-(DOI10.1063/PT.3.3815).

Articles connexes[modifier|modifier le code]

Portail de l’astronomie

[3] Par exemple, le passage d'une onde de choc à travers ce même nuage, ou le passage d'une autre étoile à proximité.

[4] Lalettrenu(ν) représente un ou plusieursphotonscontenant une partie de l'énergie libérée par la fusion sous forme de particules; l'autre partie est sous forme d'énergie cinétique dans les particules produites de façon explosive, cette dernière énergie étant responsable de l'augmentation de température et de pression du plasma.

[5] Une particule alpha (α) est un noyau d'hélium(⁴He²⁺). Une particule p est unproton,c'est-à-dire un simple noyau d'hydrogène(¹H⁺). Une particule n est unneutron,responsable du rayonnement bêta (¹β⁰).

[6] Une particule gamma (γ) est unphotonde très haute énergie (de très courte longueur d'onde).

[1] (en)Alastair Cameron,On the origin of the heavy elements,The Astrophysical Journal,62,9-10 (1957)Voir en ligne.

[2] (en)Geoffrey Burbidge,Margaret Burbidge,William Fowler&Fred Hoyle,Synthesis of elements in stars,Review of Modern Physics,29,547-650 (1957)Voir en ligne.

[Frebel2018-7] tc(en)Anna Frebel et Timothy C. Beers, «The formation of the heaviest elements»,Physics Today,vol.71,n^o1,‎janvier 2018,p.30-(DOI10.1063/PT.3.3815).

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v·m Étoiles
Classes de luminositéettypes spectraux	Classes de types spectraux: Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante(0): Variable lumineuse bleue bleue(O0-A0) jaune(fin A0 - début K0) rouge(K0-M0) Supergéante(I): bleue(OI-BI) blanche(AI) jaune(FI-GI) rouge(KI-MI) Géante lumineuse(II) Géante(III): bleue(OIII-BIII-certaines AIII) rouge(KIII-MIII) Sous-géante(IV) Naine(séquence principale=V): bleue(OV) bleu-blanc(BV) blanche(AV) jaune-blanc(FV) jaune(GV) orange(KV) rouge(MV) Sous-naine(VI): Type O(OVI) Type B(BVI) Naine (stade évolué): bleue blanche rouge noire Classes particulières: Étoile de type solaire Naine brune(pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent