Courant de fuiteEn électronique, le courant de fuite est un courant qui s'écoule à travers un chemin non prévu, sauf un court-circuit. Les courants de fuite causent une perte progressive de la charge électrique d'un condensateur ou d'une pile électrique. Des dispositifs électroniques fixés à des condensateurs, tels que des transistors ou des diodes laissent passer une petite quantité de courant électrique, même quand ils sont en position fermée.
Carbon detonationCarbon detonation or carbon deflagration is the violent reignition of thermonuclear fusion in a white dwarf star that was previously slowly cooling. It involves a runaway thermonuclear process which spreads through the white dwarf in a matter of seconds, producing a type Ia supernova which releases an immense amount of energy as the star is blown apart. The carbon detonation/deflagration process leads to a supernova by a different route than the better known type II (core-collapse) supernova (the type II is caused by the cataclysmic explosion of the outer layers of a massive star as its core implodes).
Sursauteur XEn astronomie, un sursauteur X est une classe de binaires X qui manifeste des augmentations rapides et périodiques en luminosité (habituellement d'un facteur 10 ou supérieur) atteignant leur apogée dans la plage de rayons X du spectre électromagnétique. Ces systèmes astrophysiques sont composés d'objet compact en accrétion, typiquement une étoile à neutrons ou plus rarement un trou noir, et une étoile compagnon « donneuse » ; la masse de l'étoile donneuse permet de classer le système dans les binaires X à forte masse (au-dessus de 10 fois la masse solaire) ou à faible masse (inférieure à 1 masse solaire) — respectivement High-Mass X-ray Binary, HMXB ou Low-Mass X-ray Binary, LMXB.
Fusion du carboneLa fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) « combustion du carbone », est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×108 kg/m3. Les principales réactions sont: → + + → + + + → + . D'autres réactions sont également possibles : → + + → + 2 .
Flash de l'héliumLe flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés () permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en par réaction triple alpha.
Supernova à effondrement de cœurvignette|upright=1.3|Représentation d'artiste de SN 1987A. La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (). Les types spectraux correspondants sont le , le (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le (si l'étoile a perdu ses enveloppes d'hydrogène et d'hélium). Ce type de supernova correspond à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de ) en fin de vie.
Diode Schottkyvignette|250px|Une diode Schottky. 250px|thumb|Symbole de la diode Schottky. 250px|thumb|Diodes Schottky. 250px|thumb|Coupe d'une diode Schottky. Une diode Schottky (nommée d'après le physicien allemand Walter H. Schottky) est une diode qui a un seuil de tension directe très bas et un temps de commutation très court. Ceci permet la détection des signaux HF faibles et hyperfréquences, la rendant utile par exemple en radioastronomie.
Géante rougevignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
Étoile géanteUne étoile géante, aussi appelée simplement géante quand ce n'est pas ambigu, est une étoile de classe de luminosité ou . Une géante de classe de luminosité est dite brillante ; une géante de classe de luminosité , bleue ou rouge, selon son type spectral. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale. Elles se situent, pour une température effective donnée, entre les étoiles supergéantes (de classe de luminosité ) et celles de la séquence principale () quant à leur rayon (10–100 rayons solaires) et à leur luminosité (10– luminosités solaires).
NovaEn astronomie, une nova est une étoile qui devient très brillante de manière extrêmement brutale, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial. Le mot nova étant emprunté au latin, le pluriel peut être novæ ou novae, même si novas est également une forme correcte en français.
