Бе́лые ка́рлики — звёзды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишённые источников термоядерной энергии и светящиеся благодаря своей тепловой энергии, постепенно остывая в течение миллиардов лет.
Аккре́ция — процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи на него из окружающего пространства.
Полость Роша — область вокруг звезды в двойной системе, границей которой служит эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа 
.
Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.
Преде́л Чандрасека́ра — верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой. Существование предела было доказано индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром. В зависимости от химического состава белого карлика значение предела Чандрасекара варьируется в диапазоне от 1,38 до 1,44 солнечных масс.
Двойная звезда — двойная звёздная система из гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам. Звёзды, которые находятся на малом угловом расстоянии друг от друга на небесной сфере, но гравитационно не связаны, не относятся к двойным; они называются оптически-двойными.
Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в ~104, блеска — на ~12 звёздных величин). В максимуме светимости абсолютная звездная величина составляет от −6 до −9m, то есть в 10000—300000 раз ярче Солнца, а общая энергия вспышки достигает 1045—1047 эрг, или 1038—1040 Дж (Солнце высвечивает такую энергию за 8—800 тыс. лет).
Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) являются разновидностью затменных двойных звёзд. Эти звезды настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, и они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Через узкое горлышко, существующее между двумя звёздами, происходит перетекание вещества, что приводит к выравниванию масс и температур компонентов. Оба компонента систем этого типа находятся на главной последовательности и оба заполняют свои полости Роша. Вещество в таких системах перетекает от более массивной звезды к менее массивной, но это «в среднем» на очень больших интервалах времени, а на коротких интервалах процесс носит гораздо более сложный циклический характер. Полной теории эволюции систем данного типа до сих пор нет. В статье приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы.
Симбиотические звёзды — небольшой класс двойных звёзд, имеющих сложные спектры, где наряду с полосами поглощения TiO имеются эмиссионные линии. В их спектрах были обнаружены линии, характерные для туманностей, линии однократно ионизованных металлов, а также запрещённые линии высокой ионизации. Все известные к настоящему моменту времени симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней.
Вращение звезды — это вращательное движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения может быть измерена по смещению линий в её спектре или по времени движения активных элементов на поверхности. Вращение звезды создаёт экваториальную выпуклость за счёт центробежных сил. Так как звёзды не являются твёрдыми телами, у них также может существовать дифференциальное вращение; другими словами, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем области в высоких широтах. Эти различия в скорости вращения внутри звезды могут играть важную роль в генерации магнитного поля звёзд.
Эволю́ция звёзд в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы. Часто говорят об эволюции как о «жизни звезды», начинающейся, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивающейся, когда реакции прекращаются, — у различных звёзд эволюция идёт по-разному. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, продолжается от нескольких миллионов до десятков триллионов лет, поэтому астрономы прямо наблюдают только очень малый по сравнению с продолжительностью жизни звезды период её эволюции, на протяжении которого эволюционные изменения практически незаметны.
Карликовые новые или звезды типа U Близнецов являются одним из видов катаклизмических переменных звёзд — тесной двойной звёздной системой, в которой один из компонентов — белый карлик, на который аккрецируется вещество со спутника. Они похожи на классические новые звёзды в том плане, что белый карлик участвует в периодических вспышках, но механизмы вспышек разные: в классических новых звёздах вспышка — результат термоядерной реакции и детонации аккрецировавшего водорода, в то время как современная теория предполагает, что вспышка карликовой новой — результат нестабильности в аккреционном диске, когда газ в диске достигает критической температуры, что приводит к изменению вязкости, и часть вещества выпадает на белый карлик, в результате чего высвобождается большое количество энергии.
Тесные двойные системы — разновидность двойных звёзд, в которых на тех или иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и т. д. Обмен веществом вносит существенные коррективы в ход звёздной эволюции, поэтому компоненты тесных двойных систем эволюционируют совсем не так, как обычные звёзды. Особенно интересны системы, в которых один из компонентов находится на завершающей стадии эволюции.
Компактная звезда — в совокупности белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Термин включает также экзотические звезды, если такие гипотетические плотные тела будут найдены. Все компактные объекты имеют большую массу относительно их радиуса, что придает им очень высокую плотность по сравнению с обычным атомным веществом.
Затме́нные звёзды — звёздные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
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.
Рентге́новские двойны́е звёзды — класс двойных звёзд, ярких в рентгеновском диапазоне спектра излучения. Рентгеновское излучение создается веществом, падающим с одной звезды, называемой донором, на вторую, называемую аккретором и очень компактную, являющуюся нейтронной звездой или чёрной дырой. При падении вещества высвобождается гравитационная потенциальная энергия, эквивалентная нескольким десятым долям массы покоя, в форме рентгеновского излучения (термоядерное горение водорода высвобождает только около 0,7 % массы покоя). Время жизни и темп переноса массы в рентгеновских двойных звёздах зависит от эволюционного статуса звезды-донора, отношения масс компонентов двойной звезды, орбитального расстояния между компонентами. По оценкам, с поверхности типичной маломассивной рентгеновской двойной выделяется около 1041 протонов в секунду.
В астрономии общей оболочкой системы называется газовая оболочка, содержащая двойную звезду. Газ вращается со скоростью, отличной от скорости вращения погружённой в него двойной звезды. Подобная система называется находящейся на стадии наличия общей оболочки.
R Большого Пса — затменная взаимодействующая двойная звезда в созвездии Большого Пса. Видимая звёздная величина меняется от 5,7 до 6,34. Система необычна тем, что отношение масс компонентов мало и орбитальный период также мал.
V Стрелы — катаклизмическая переменная двойная звезда в созвездии Стрелы. Вероятно, звезда скоро вспыхнет как новая и станет одной из самых ярких звёзд в Млечном Пути и на небе Земли. Двойная система состоит из звезды главной последовательности массой 3 массы Солнца и белого карлика с массой 0,9 масс Солнца. Тот факт, что белый карлик меньше, чем звезда-компаньон, весьма необычен. V Стрелы является единственным источником сверхмягкого рентгеновского излучения среди обнаруженных немагнитных катаклизмических переменных звёзд.
