Luminosité solairevignette|Evolution de la luminosité solaire au cours du temps. En astrophysique, la luminosité solaire, égale à celle du Soleil et notée L, est l'unité de luminosité conventionnellement utilisée pour exprimer la luminosité des étoiles. Par exemple, la luminosité de Véga (α de la Lyre) varie entre . Depuis son assemblée générale de 2015, l'Union astronomique internationale distingue la luminosité solaire moyenne et la luminosité solaire nominale.
Particule élémentaireEn physique des particules, une particule élémentaire, ou particule fondamentale, est une particule dont on ne connaît pas la composition : on ne sait pas si elle est constituée d'autres particules plus petites. Les particules élémentaires incluent les fermions fondamentaux (quarks, leptons, et leurs antiparticules, les antiquarks et les antileptons) qui composent la matière et l'antimatière, ainsi que des bosons (bosons de jauge et boson de Higgs) qui sont des vecteurs de forces et jouent un rôle de médiateur dans les interactions élémentaires entre les fermions.
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.
Effet de masquageEn physique atomique, l'effet de masquage provoque la diminution de l'attraction entre un électron et le noyau atomique, lorsqu'un atome comprend plus qu'une orbitale atomique. Selon la mécanique quantique, les électrons d'un atome sont répartis sur des couches. Dans les atomes ne possédant qu'une seule couche électronique, la force nette exercée sur chaque électron est proportionnelle à la force exercée par le noyau, positif. Lorsqu'il y a plus de couches électroniques, chacun des électrons sur les couches 2, 3, 4.
Inelastic mean free pathThe inelastic mean free path (IMFP) is an index of how far an electron on average travels through a solid before losing energy. If a monochromatic, primary beam of electrons is incident on a solid surface, the majority of incident electrons lose their energy because they interact strongly with matter, leading to plasmon excitation, electron-hole pair formation, and vibrational excitation. The intensity of the primary electrons, I_0, is damped as a function of the distance, d, into the solid.
