Supergéante jauneA yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class (e.g. Ia or Ib). They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous. Yellow supergiants are hotter and smaller than red supergiants; naked eye examples include Polaris. Many of them are variable stars, mostly pulsating Cepheids such as δ Cephei itself. Yellow supergiants generally have spectral types of F and G, although sometimes late A or early K stars are included.
AntarèsAntarès, ou Alpha Scorpii (α Scorpii) dans la désignation de Bayer, est une étoile binaire de la constellation du Scorpion. La plus brillante composante (α Scorpii A / Antarès A) est une supergéante rouge en fin de vie, d'une masse comprise entre 15 et et d'un diamètre variant entre 680 et 883 fois celui du Soleil, soit un volume 688 millions de fois plus élevé que lui. Elle est située à environ de la Terre.Pour imaginer ce que représente une telle taille, sachant que le Soleil mesure de diamètre, soit , le rayon d'Antarès équivaut à plus de .
Branche horizontaleLa branche horizontale est une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell relative à un stade de l'évolution stellaire suivant immédiatement celui de la branche des géantes rouges après le flash de l'hélium. Elle concerne les étoiles ayant une masse du même ordre que celle du Soleil, dont la luminosité a crû et la température superficielle a décru régulièrement lors de l'ascension de la branche des géantes avant de brutalement changer de direction sur le à la suite du flash de l'hélium : à ce stade, ces étoiles ont une luminosité relativement constante alors que leur température superficielle augmente progressivement, ce qui se traduit par un parcours horizontal vers la gauche sur le .
MétallicitéEn astrophysique, la métallicité d'un objet astronomique est la fraction de sa masse qui n'est pas constituée d'hydrogène ou d'hélium. La métallicité quantifie l'importance des processus nucléosynthétiques dans l'origine de la matière constituant l'objet considéré (étoile, milieu interstellaire, galaxie, quasar). L'indice de métallicité (souvent appelé simplement métallicité), [M/H] ou [Fe/H], véhicule sensiblement la même information sous une autre forme.
Orion (constellation)Orion (« le Chasseur ») est une constellation située quasiment sur l'équateur céleste. left|thumb|Orion dans l la de Johannes Hevelius (1690). La vue est inversée pour correspondre à la vision à travers un télescope.|alt= La constellation d'Orion est mentionnée sous cette dénomination dans l’Odyssée d'Homère, les Odes d'Horace, les Phénomènes d'Aratus de Soles et l’Énéide de Virgile. Elle est répertoriée parmi les quarante-huit constellations de l’Almageste de Ptolémée.
RigelBeta Orionis (β Ori) est un système stellaire au minimum triple. Le système est couramment nommé Rigel, bien que le nom ne s'applique officiellement qu'à l'étoile principale du système, β Ori A. L'étoile la plus brillante du système, β Ori A ou Rigel, est une étoile supergéante bleue environ plus lumineuse et à peu près 78,9 fois plus grande que le Soleil. Elle est la sixième étoile la plus brillante du ciel et, en particulier, la plus brillante de la constellation d'Orion. vignette|gauche|Comparaison de Rigel avec le Soleil.
Perte de masse stellairethumb|Une naine blanche et son disque d'accrétion causant la perte de masse stellaire du compagnon dans son système binaire La perte de masse stellaire est un phénomène observé chez certaines étoiles massives. Il se produit lorsqu'un événement déclencheur provoque l'éjection d'une importante quantité de masse de l'étoile, au profit d'une autre étoile dans un système binaire, ou directement dans l'espace interstellaire. Plusieurs facteurs peuvent causer la perte de masse stellaire pour les étoiles massives.
Étoile variable irrégulière à longue périodeUne (étoile) variable irrégulière à longue période (classée selon les types L, LB et LC du GCVS) est une étoile variable qui ne présente aucune périodicité ou une périodicité très mal définie dans sa variation lente de luminosité. Ces étoiles ont souvent été peu étudiées, et lorsqu'elles sont mieux connues, elles sont souvent reclassées dans d'autres catégories telles que les variables semi-régulières. La plupart des variables irrégulières sont des étoiles froides de types spectraux tardifs K et M, des étoiles de type S ou des étoiles carbonées.
VY Canis MajorisVY Canis Majoris (VY CMa) est une étoile de type hypergéante rouge située à de la Terre dans la constellation du Grand Chien. Elle était la plus grosse étoile connue ( rayons solaires) avant la découverte de UY Scuti (1 708 rayons solaires), puis de Stephenson 2-18 (2 150 rayons solaires). L'étoile est d'abord cataloguée d'une magnitude apparente de 7, le sous le nom VY CMa par l'astronome français Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande. Sa magnitude apparente faible et variable est estimée à 7,9607, donc bien plus près de 8 que de 7.
Hypergéante jaunevignette|Animation présentant une vue d'artiste de l'hypergéante jaune HR 5171. Une hypergéante jaune est une étoile massive à l'atmosphère étendue et de classe spectrale variant de la fin de la classe A jusqu'au début de la classe K sur le diagramme Hertzsprung-Russell (HR). Sa masse initiale équivaut à 20 à 50 masses solaires, mais à ce stade, elle a pu perdre jusqu'à la moitié de cette masse. Jusqu'ici, seule une poignée d'entre elles sont répertoriées dans notre galaxie.
