Э́та Ки́ля, Форамен, до XVIII века называлась Э́та Корабля Арго, — двойная звезда-гипергигант в созвездии Киля с совокупной светимостью компонент более чем в 5 миллионов раз превосходящей солнечную светимость. Находится на расстоянии в 7500 световых лет. Впервые упоминается как звезда 4-й звёздной величины, но в период с 1837 по 1856 годы в ходе события, известного как «Великая вспышка», значительно увеличила свою яркость. Эта Киля достигла блеска −0,8m и на период с 11 по 14 марта 1843 года стала второй по яркости звездой на земном небе, после чего постепенно начала уменьшать светимость, и к 1870-м годам перестала быть видимой невооружённым глазом. Звезда, начиная с 1940 года, снова постепенно увеличивает яркость. К 2014 году она достигла звёздной величины 4,5m. Эта Киля является незаходящей звездой к югу от 30° южной широты, никогда не видна выше 30° северной широты.
Се́рия Ба́льмера — одна из спектральных серий атома водорода, наблюдающаяся для переходов между вторым энергетическим уровнем атома и вышележащими уровнями. В отличие от ультрафиолетовой серии Лаймана, связанной с переходами на основной уровень, четыре первые линии серии Бальмера лежат в видимой области спектра.
Область (зона) , или область ионизированного водорода — это облако горячей плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.
Тёмная тума́нность, или поглощательная туманность — тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей или звёзд, находящихся позади неё. Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд.
Ба́риевая звезда́ — звезда, в спектре которой присутствуют линии поглощения бария Ba II (455,4 нм) и стронция Sr II (421,5 нм). Бариевые звезды также демонстрируют расширенные спектральные линии углерода, полосы молекул CH, CN и C2. Впервые такие звёзды были обнаружены У. Бидельманом и Ф. Кинаном в 1951 году. Первоначально, после их открытия, они считались красными гигантами, но такие же химические особенности наблюдалась и у звёзд главной последовательности.
Жёлтый гипергигант — массивная звезда с протяжённой атмосферой, принадлежит спектральному классу от A до K, при формировании объекта масса составляет 20-60 масс Солнца, но в процессе эволюции звезда теряет около половины своей массы. Звезды такого типа являются одними из наиболее ярких звёзд, абсолютные звёздные величины находятся в окрестности MV = −9, также это одни из редчайших объектов, в Млечном Пути известно всего 20 звёзд такого типа, при этом шесть из них находятся в скоплении Westerlund 1. Иногда эти объекты называют холодными гипергигантами в сравнении со звёздами классов O и B, а иногда называют тёплыми гипергигантами в сравнении с красными сверхгигантами.
Гамма Змееносца — одиннадцатая по яркости звезда в созвездии Змееносца.
Межзвёздное поглощение, или межзвёздное ослабление , — поглощение и рассеяние электромагнитного излучения веществом, находящимся в межзвёздном пространстве. Для звёзд в диске Млечного Пути экстинкция в диапазоне V составляет примерно 1,8m на килопарсек.
Звёзды типа AM Гончих Псов — редкий тип катаклизмических переменных звёзд, названных по имени их прототипа — AM Гончих Псов. Эти переменные представляют собой очень тесные системы из белого карлика и гелиевой звезды либо другого белого карлика. Они образуют полуразделённую тесную двойную систему, в которой вещество со звезды аккрецирует на белый карлик. Орбитальные периоды этих систем также очень коротки и обычно составляют меньше часа. Эти звёзды лишены водорода, зато богаты гелием, и, соответственно, в их спектрах сильны линии гелия. Эти объекты также должны являться источниками гравитационного излучения, вероятно, достаточно сильного, чтобы его можно было зарегистрировать с космического лазерного интерферометра такого, например, как LISA.
WR 25 — двойная звёздная система в области звездообразования Туманности Киля на расстоянии около 7500 световых лет от Солнца. Содержит звезду Вольфа-Райе и горячий яркий компонент; входит в состав скопления Трюмплер 16.
R99 (HD 269445) — звезда в Большом Магеллановом Облаке в созвездии Золотой Рыбы. Данная звезда классифицирована как яркая голубая переменная, является одной из самых мощных известных звёзд.
Звезда с дефицитом водорода представляет собой тип звезды, которая не имеет в своей атмосфере водорода или его там малое количество. Это достаточно редкий тип светил, так как большинство звёзд во Вселенной состоит преимущественно из водорода, который участвует в звёздном нуклеосинтезе. Дефицит водорода в подобных звёздах обусловлен их старением или особенностью внутреннего строения.
Сверхновая II типа (англ. Type II supernova) — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца (Mʘ) по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной серии водорода. Такие сверхновые, как правило, наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях Н II, но не в эллиптических галактиках.
SU Андромеды — углеродная звезда в созвездии Андромеды. Является переменной звездой-сверхгигантом, относящейся к классу медленных неправильных переменных, видимая звёздная величина меняется от 8,5 в минимуме блеска до 8,0 в максимуме блеска, период надёжно не определяется.
Звёзды главной последовательности спектрального класса A — это карликовые звёзды главной последовательности, использующие водород в качестве топлива, спектрального класса A и класса светимости V. Эти звёзды имеют спектры, которые определяются сильными линиями бальмеровского поглощения водорода. Эти звёзды имеют массу в 1,4-2,1 раз больше массы Солнца и температуры поверхности от 7 000 до 11 500 К. Этот температурный диапазон придаёт звёздам A-типа бело-жёлтый оттенок. Поскольку звезда главной последовательности называются карликовыми звёздами, то этот класс звёзд можно также назвать бело-жёлтыми карликами. Яркими и близкими примерами являются Альтаир, Сириус A и Вега.
Звёзды главной последовательности спектрального класса B — карликовые звёзды главной последовательности, использующие водород в качестве «топлива», спектрального класса B и класса светимости V. Эти звёзды имеют массу в 2-16 раза больше массы Солнца и температуры поверхности от 10 000 до 30 000 КТаблицы VII и VIII. Звёзды B-типа чрезвычайно яркие и бело-голубые по цвету. Поскольку звёзды главной последовательности называются карликовыми звёздами, то этот класс звёзд можно также назвать бело-голубыми карликам. Их спектры имеют нейтральный гелий, наиболее заметный в подклассе B2, и умеренные водородные линии. В качестве примеров можно привести Регул и Алголь A.
HP Волопаса — переменная звезда в северном созвездии Волопаса. Звезда имеет видимую звёздную величину 5.99m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на пригородном небе.
Эквивалентная ширина спектральной линии является мерой площади линии на графике зависимости интенсивности от длины волны. Он определяется путём формирования прямоугольника с высотой, равной высоте непрерывного излучения, и определения ширины, при которой площадь прямоугольника равна площади спектральной линии. Это мера силы спектральных особенностей, которая в основном используется в астрономии.
LH41-1042 — звезда Вольфа — Райе в Большом Магеллановом Облаке. Крайне редкий представитель кислородной последовательности звёзд Вольфа — Райе, вторая из открытых в БМО звёзд такого типа и третья из обнаруженных вообще.
Астрономическая спектроскопия — это раздел астрономии, использующий методы спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения, в том числе и видимого, которое излучается звездами и другими небесными объектами. Звёздный спектр может выявить многие свойства звёзд, такие как их химический состав, температуру, плотность, массу, расстояние, светимость и относительное движение с помощью измерений доплеровского сдвига. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты, туманности, галактики и активные ядра галактик.
