Naine noirevignette|Une naine noire serait une naine blanche refroidie. Une naine noire est l'évolution hypothétique d'une étoile de type naine blanche, qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumière visible. Pour l'instant, aucune étoile de ce type n’a pu être repérée puisque l'Univers serait trop jeune pour qu'une naine blanche ait eu le temps de se refroidir et se transformer en naine noire.
Histoire et chronologie de l'Universvignette|upright=1.5|Schéma simplifié des principales étapes de la formation de l'Univers.1- Big Bang.2- Ère de l'inflation.3- Découplage de l'interaction forte et faible et formation des particules.4- Formation des étoiles et galaxies. Lhistoire et la chronologie de l'Univers décrit l'évolution de l’Univers en s'appuyant sur le modèle standard de la cosmologie, fondé sur le modèle cosmologique du Big Bang et les recherches en cosmologie et en astronomie. Selon plusieurs estimations, l'âge de l'Univers serait d'environ d'années.
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.
Étoile variable de type T Taurivignette|Le champ magnétique stellaire de surface (carte couleur-codée sur la sphère) de SU Aur, une jeune étoile de type T Tauri, imagé par , puis reconstruit (lignes de champ). Les (étoiles) variables de type T Tauri sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype T Tauri. Elles sont toujours situées auprès des nuages moléculaires et caractérisées par des variations brusques et imprévisibles de leur magnitude apparente. Les étoiles ont été par Alfred H. Joy, astronome à l'observatoire du mont Wilson, en .
Étoile carbonéeLes étoiles carbonées sont des étoiles qui ont développé une composition chimique où le carbone domine à la place de l'oxygène. Il y a plusieurs types d'étoiles carbonées, et la raison de cet enrichissement en carbone n'est pas toujours connue. Entre autres, les étoiles géantes carbonées ont fait l'objet de nombreuses études. Pour celles-ci, l'enrichissement est expliqué par la remontée de carbone, récemment synthétisé dans le cœur stellaire, à la surface de l'étoile par convection.
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.
Zone de convectionvignette|redresse=1.25|Structure du Soleil en coupe. La zone de convection, ou zone convective, est une couche dans une étoile qui est thermodynamiquement instable. L'énergie est principalement ou partiellement transportée par convection des parcelles à l'intérieur de cette région, contrairement à la zone de rayonnement où l'énergie est transportée par le rayonnement émis et par la conduction thermique. Il s'agit donc d'un mouvement de masse du plasma à l'intérieur de l'étoile, qui forme habituellement un courant de convection circulaire, avec le plasma chauffé ascendant et le plasma refroidi descendant.
Chromosphèrevignette|Chromosphère solaire visible en France lors de l'éclipse totale de 1999. La chromosphère est la basse atmosphère du Soleil, ou par extension, d'une étoile. C'est une fine couche rose de gaz, transparente pour la lumière visible, située entre la photosphère et la couronne solaire. Elle n'est visible que lors d'une éclipse solaire totale ou à l'aide d'un coronographe. Sa couleur rose est due à l'émission lumineuse de l'hydrogène ionisé à la longueur d'onde Hα (656,3 nm). Son épaisseur est de l'ordre du millier de kilomètre.
Red clumpvignette|Diagramme HR montrant le grumeau rouge marqué par RC sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . En astronomie, le en (en français grumeau rouge) désigne une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell correspondant aux géantes rouges de — c'est-à-dire dont la métallicité est du même ordre que celle du Soleil — tirant leur énergie d'une part de la fusion de l'hélium en par réaction triple-alpha au cœur de l'étoile et d'autre part de la fusion de l'hydrogène par réaction proton-proton dans une enveloppe autour du cœur.
Rayon solaireEn astrophysique, le rayon solaire est l'unité de longueur conventionnellement utilisée pour exprimer la taille des étoiles. Elle est égale à la longueur du rayon du Soleil. Le rayon solaire approximatif est noté R, notation composée de la lettre latine capitale R pour le rayon suivie, à droite et en indice, de , symbole astronomique du Soleil. Les premières mesures précises du diamètre solaire furent effectuée au par le Français Jean Picard.
