Blazarvignette|L'objet BL Lacertae : 0323+022 (z=0,147) vue prise par ESO NTT (filtre R). La galaxie hôte et les compagnons proches sont visibles. En astronomie, un blazar (en anglais : blazing quasi-stellar radiosource, que l'on peut traduire par « source radio éclatante quasi stellaire ») est un quasar très compact associé à un trou noir supermassif situé au centre d'un noyau actif de galaxie, très éloigné de nous.
Maservignette|Un Maser à hydrogène. Un maser (pour microwave amplification by stimulated emission of radiation) est un dispositif permettant d'émettre un faisceau cohérent de micro-ondes. Le maser a été inventé en 1953 à l'université Columbia par Charles Townes, et Herbert Zeiger. Il s'agissait alors d'un maser à ammoniac. C'est l'ancêtre du laser, nommé a posteriori par analogie avec le maser. Différentes sortes de maser ont été inventées : à ammoniac ; vignette|Fonctionnement du maser à hydrogène. à hydrogène.
LuminositéEn astronomie, la luminosité est la quantité totale d'énergie émise par unité de temps (le flux énergétique), par une étoile, une galaxie, ou n'importe quel autre objet céleste. Elle s'exprime en pratique en luminosité solaire ( = ). Le flux lumineux, qui mesure plus particulièrement l'émission en lumière visible, peut également s'exprimer sur une échelle logarithmique par la magnitude absolue. En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée (dans le domaine de l'électromagnétisme) par unité de temps par un astre.
Relativistic beamingRelativistic beaming (also known as Doppler beaming, Doppler boosting, or the headlight effect) is the process by which relativistic effects modify the apparent luminosity of emitting matter that is moving at speeds close to the speed of light. In an astronomical context, relativistic beaming commonly occurs in two oppositely-directed relativistic jets of plasma that originate from a central compact object that is accreting matter.
Galaxie de Seyfertvignette|NGC 1097, vue prise par Hubble. Cette galaxie de Seyfert contient en son centre un trou noir supermassif de 100 millions de masses solaires. vignette|NGC 5793 est une galaxie de Seyfert située à plus de 150 millions d'années-lumière dans la constellation de la Balance. Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales caractérisées par un noyau extrêmement brillant et compact. D'une brillance de surface très élevée, leur noyau représente l'une des plus grandes sources de rayonnement électromagnétique connues de l'Univers, possiblement liée au trou noir supermassif en leur centre.
Milieu intergalactique chaudthumb|Simulation informatique montrant la distribution du gaz dans le milieu intergalactique chaud Le milieu intergalactique chaud (ou WHIM pour warm-hot intergalactic medium) est un plasma clairsemé, chaud à très chaud (105 à ), dont les astrophysiciens supposent l'existence dans l'espace situé entre les galaxies. Ce milieu est supposé contenir de 40 à 50 % des baryons (c'est-à-dire la « matière normale » existant sous forme de plasma ou d'atomes et de molécules, par opposition à la matière noire) dans l'Univers tel qu'on peut l'observer actuellement.
Dispersion des vitessesEn astronomie, la dispersion des vitesses, notée σ, est l'amplitude des vitesses autour de la vitesse moyenne d'un groupe d'objets, tel qu'un amas d'étoiles dans une galaxie. En mesurant les vitesses radiales de plusieurs membres, la dispersion des vitesses au sein de l'amas peut être estimée et utilisée pour calculer la masse de l'amas à partir du théorème du viriel. La vitesse radiale est trouvée en mesurant la largeur Doppler des raies spectrales d’un objet.
Limite d'EddingtonLa limite d'Eddington, ou luminosité d'Eddington, est une valeur de luminosité qu'un objet céleste (par exemple une étoile) ne peut dépasser : au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'objet sont éjectés. La masse d'une étoile pouvant être reliée à sa luminosité au travers du diagramme de Hertzsprung-Russell, la limite d'Eddington est équivalente à une limite sur la masse d'une étoile. Cette quantité porte le nom de l'astrophysicien britannique Arthur Eddington, qui est à l'origine de ce concept.
Astronomie neutrinoL’astronomie neutrino (parfois astronomique neutrinique) est la branche de l'astronomie qui observe les objets célestes à l'aide de détecteurs de neutrinos, des leptons neutres de faible masse décrits par la théorie électrofaible. Étant donné leur très faible interaction avec la matière, les neutrinos ont la capacité de traverser des distances cosmologiques sans dévier de leur trajectoire initiale, faisant d'eux d'excellents messagers astronomiques permettant de retracer directement l'origine de leur lieu de production.
Diagramme couleur-magnitude des galaxiesthumb|upright=1.2|Maquette simplifiée du diagramme couleur-magnitude des galaxies, mettant en évidence trois populations : la séquence rouge, le nuage bleu et la vallée verte. Le diagramme couleur-magnitude des galaxies montre la relation entre la magnitude absolue, la luminosité et la masse des galaxies. C'est en 2003 qu'Eric F. Bell et al., lors de l'étude COMBO-17 ont présenté la description préliminaire des trois zones de ce diagramme qui clarifia la distribution bimodale des galaxies rouges et bleues ressortant de l'analyse des données de l'étude Sloan Digital Sky Survey et même des analyses morphologiques des galaxies de Gérard de Vaucouleurs de 1961.
