Вырожденное вещество — вещество, на свойства которого существенно влияют квантовомеханические эффекты, возникающие вследствие тождественности его частиц. Вырождение наступает в условиях, когда расстояния между частицами газа становятся соизмеримыми с длиной волны де Бройля. В зависимости от спина частиц выделяются два типа вырожденных веществ — образованные фермионами и образованные бозонами.
Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее в основном из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.
Предел Оппенгеймера — Волкова — верхний предел массы невращающейся нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд.
Ква́рковая звезда́ — гипотетический космический объект, состоящий из так называемой «кварковой материи». Пока неясно, является ли переход вещества в кварковое состояние обратимым, то есть перейдёт ли кварковая материя обратно в нейтронную при уменьшении давления. Как показывает моделирование, в «кварковом газе», из которого, предположительно, состоит кварковая звезда, должно присутствовать большое количество s-кварков, поэтому иногда кварковые звёзды называют ещё и «странными» звёздами.
Магнета́р или магнита́р — нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Однако вспышку, которую наблюдали ещё 5 марта 1979 года, тоже связывают с магнетаром. Время жизни магнетаров составляет около 1 млн лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во Вселенной.
Пистоле́т — яркая голубая переменная спектрального класса B, одна из ярчайших звёзд в Млечном Пути.
Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов, и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III.
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.
HIP 78530 b — массивный газовый гигант или небольшой коричневый карлик, обращающийся вокруг звезды спектрального класса B9V на расстоянии примерно 511 световых лет от Земли. Открыт в 2011 году методом прямого наблюдения.
Объе́кт То́рна — Жи́тков (англ. Thorne — Żytkow object — TŻO; в русскоязычной литературе иногда обозначается как объект Ландау — Торна — Житков в честь Льва Ландау) — гипотетический звёздный объект: красный гигант (10—15M⊙) или сверхгигант (с радиусом в несколько а. е., низкой температурой и светимостью 105L⊙) с нейтронной звездой (масса более 1,4M⊙) в качестве ядра — возможный результат слияния компонентов массивной двойной системы на стадии с общей оболочкой.
Блица́р — гипотетический тип космических объектов, предложенный как одно из объяснений происхождения быстрых радиоимпульсов.
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.
PSR J1906+0746 является пульсаром в двойной системе, обнаруженным в 2004 году в созвездии Орла. В этой системе радиопульсар обращается вокруг общего центра масс с несколько более тяжёлой звездой-компаньоном, которая также является компактной звездой — белым карликом или другой нейтронной звездой. Расстояние между данными звёздами мало — орбитальный период обращения составляет 3,98 часа. Это второй наименьший среди известных показателей на начало 2015 года. В подобных двойных системах большую роль играют релятивистские эффекты. В частности, геодезическая прецессия смещает ось вращения радиопульсара, в результате чего пучок радиоизлучения, идущий вдоль его магнитной оси и на момент открытия доходивший до Солнечной системы, к 2010 году сместился таким образом, что земные радиотелескопы уже не фиксировали его.
PSR B1957+20 — миллисекундный пульсар, является частью двойной системы в созвездии Стрелы. Обнаружен в 1988 году. Является первым обнаруженным пульсаром такого типа.
3XMM J004301.4+413017 — первый пульсар, открытый в галактике Туманность Андромеды.
CXOU J164710.2-455216 — аномальный рентгеновский пульсар в массивном рассеянном скоплении Westerlund 1, принадлежащем Млечному Пути. Является самым сильным источником рентгеновского излучения в скоплении, был открыт в 2005 г. при наблюдениях, осуществляемых космической обсерваторией Чандра. Считается, что Westerlund 1 образовалось в результате единой вспышки звездообразования, в таком случае масса звезды-предшественника пульсара должна была превышать 40 масс Солнца. Поскольку в итоге эволюции данной массивной звезды образовалась не чёрная дыра, а нейтронная звезда, то не менее 95 % первоначальной массы звезды должно было рассеяться до или в течение вспышки сверхновой, в результате которой образовался магнетар.
EF Эридана — переменная звезда типа AM Геркулеса. Изменения видимой звёздной величины происходили в интервале от 14,5 до 17,3, но с 1995 года блеск в основном остаётся на нижней границе интервала. Звёздная система состоит из белого карлика и объекта субзвёздной массы на орбите вокруг него.
Замените это на название статьи — тип столкновения звёзд. Происходит аналогично процессу редкой разновидности сверхновой типа Ia, при которой происходит слияние белых карликов. Когда две нейтронные звезды обращаются друг вокруг друга, они двигаются по спирали вследствие излучения гравитационных волн. Слияние нейтронных звёзд приводит к формированию более массивной нейтронной звезды или чёрной дыры. Слияние также может создать магнитное поле, в миллиарды раз превосходящее земное, на масштабах порядка нескольких миллисекунд. Вероятно, подобные события создают короткие гамма-всплески. Также слияния могут приводить к появлению килоновых, транзиентных источников почти изотропного излучения вследствие радиоактивного распада тяжёлых ядер.
ZTF J153932.16+502738.8 — двойной белый карлик с очень коротким орбитальным периодом. Наблюдалось, что его период уменьшается из-за излучения гравитационных волн. Период обращения составляет 6,91 минуты. У одной звезды температура 48 900 К, а другая холоднее. Звезды могут слиться в одну через 130 000 лет. Их расстояние от Земли оценивается в 2,3 килопарсек.
