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Dredge-up
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Étoile carbonée
Les 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.
Géante rouge
vignette|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.
Branche des géantes rouges
vignette|droite|upright=1.4|Diagramme de Hertzsprung–Russell de l'amas globulaire M5. La branche des géantes rouges part de la fine branche horizontale des sous-géantes vers le haut à droite, avec certaines étoiles RGB plus lumineuses marquées en rouge. La branche des (étoiles) géantes rouges (en anglais : red-giant branch ou RGB), appelée parfois la première branche des géantes, est la partie de la branche des géantes avant que la combustion de l'hélium ne démarre, lors de l'évolution stellaire.
Branche asymptotique des géantes
vignette|upright=1.5|L'évolution des étoiles de différentes masses est représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La branche asymptotique des géantes est ici désignée par AGB sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.
Nucléosynthèse stellaire
La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps.
Étoile géante
Une 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).
Flash de l'hélium
Le 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.
Évolution stellaire
L'évolution d'une étoile, ou évolution stellaire, désigne l'ensemble des phénomènes allant de la formation à la d'une étoile. Elle peut être décomposée en plusieurs phases principales dont la formation de l'étoile, son séjour sur la séquence principale et sa phase finale. Durant sa vie, une étoile émet des particules et des rayonnements électromagnétiques (dont une partie sous forme de rayonnements visibles) grâce à l'énergie dégagée par les réactions de fusion nucléaire produites dans les zones internes de l'étoile.
Étoile
vignette|Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre, vu lors d'une éruption en ultraviolets avec de fausses couleurs. Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires.