Излуче́ние Хо́кинга — гипотетический процесс излучения чёрной дырой разнообразных элементарных частиц, преимущественно фотонов; назван в честь Стивена Хокинга. Излучение Хокинга — главный аргумент учёных относительно распада (испарения) небольших чёрных дыр, которые теоретически могут возникнуть в ходе экспериментов на БАК. На этом эффекте основана идея сингулярного реактора — устройства для получения энергии из чёрной дыры за счёт излучения Хокинга.
Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он представляет собой сферу с радиусом Шварцшильда, который считается характерным размером чёрной дыры.
Эффект Шубникова — де Хааза назван в честь советского физика Л. В. Шубникова и нидерландского физика В. де Хааза, открывших его в 1930 году. Наблюдаемый эффект заключался в осцилляциях магнетосопротивления плёнок висмута при низких температурах. Позже эффект Шубникова — де Гааза наблюдали в многих других металлах и полупроводниках. Эффект Шубникова — де Гааза используется для определения тензора эффективной массы и формы поверхности Ферми в металлах и полупроводниках.
Зако́н Сте́фана — Бо́льцмана — интегральный закон излучения абсолютно чёрного тела. Он определяет зависимость плотности мощности излучения абсолютно чёрного тела от его температуры. В словесной форме его можно сформулировать следующим образом:
Полная объёмная плотность равновесного излучения и полная испускательная способность абсолютно чёрного тела пропорциональны четвёртой степени его температуры.
Преде́л Э́ддингтона — величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в состоянии равновесия: не сжимается и не расширяется. При превышении предела Эддингтона звезда начинает испускать сильный звёздный ветер.
Реше́ние Ке́рра — Нью́мена — точное решение уравнений Эйнштейна, описывающее невозмущённую электрически заряженную вращающуюся чёрную дыру без космологического члена. Астрофизическая значимость решения неясна, так как предполагается, что встречающиеся в природе коллапсары не могут быть существенно электрически заряжены.
Сверхмасси́вная чёрная дыра́ — чёрная дыра с массой 105—1011 масс Солнца. Сверхмассивные чёрные дыры обнаружены в центре многих галактик, включая Млечный Путь.
Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты и ожидаемые физические характеристики.
Спин-орбитальное взаимодействие — в квантовой физике взаимодействие между движущейся частицей и её собственным магнитным моментом, обусловленным спином частицы. Наиболее часто встречающимся примером такого взаимодействия является взаимодействие электрона, находящегося на одной из орбит в атоме, с собственным спином. Такое взаимодействие, в частности, приводит к возникновению так называемой тонкой структуры энергетического спектра электрона и расщеплению спектроскопических линий атома.
Виртуальная чёрная дыра — гипотетический объект квантовой гравитации: чёрная дыра, возникшая в результате квантовой флуктуации пространства-времени. Является одним из примеров так называемой квантовой пены и гравитационным аналогом виртуальных электрон-позитронных пар в квантовой электродинамике.
Зависимость масса — светимость — в астрофизике уравнение, показывающее связь между массой звезды и её светимостью. Данное уравнение имеет вид
Дисперсия скоростей (σ) — это статистический разброс величин скорости около среднего значения для группы объектов, такой как рассеянное звёздное скопление, шаровое звёздное скопление, галактика, скопление или сверхскопление галактик. При измерении лучевых скоростей объектов в группе можно оценить дисперсию скоростей и на основе неё получить массу данной группы объектов, применив теорему вириала. Лучевые скорости можно определить по допплеровскому смещению спектральных линий. Центральная дисперсия скоростей относится к величине дисперсии в центральной области протяжённого объекта, такого как скопление или галактика.
Зависимость Талли — Фишера — это эмпирически полученное соотношение, связывающее массу или собственную светимость спиральной галактики и скорость её вращения или ширину линий излучения в её спектре. Впервые была опубликована в 1977 году Ричардом Талли и Джеймсом Фишером. Светимость галактики определяется по данным о видимой звёздной величине и расстоянии до галактики, ширина спектральных линий измеряется методами спектроскопии с длинной щелью.
Фундамента́льная пло́скость — множество двумерных корреляционных соотношений, связывающих некоторые свойства нормальных эллиптических галактик, такие как радиус, светимость, масса, дисперсия скоростей, металличность, поверхностная яркость, цвет, плотность, и, в меньшей степени, вид радиальных профилей поверхностной яркости. Обычно фундаментальную плоскость выражают в виде соотношения между эффективным радиусом, средней поверхностной яркостью и центральной дисперсией скорости. Каждый из трёх данных параметров можно определить по известным значениям двух остальных параметров; в трёхмерном пространстве данные параметры образуют плоскость.
Дефицит массы в галактике — количество массы в форме звёзд, которое было удалено из центральной области галактики в основном вследствие воздействия двойной сверхмассивной чёрной дыры.
Гало тёмной материи — гипотетический компонент галактик, окружающий галактический диск и простирающийся далеко за пределы видимой части галактики. Масса гало при этом является главным компонентом общей массы галактики. Поскольку данные гало состоят из тёмной материи, то не наблюдаются напрямую, однако их наличие определяется по оказываемому влиянию на движение звёзд и газа в галактиках. Гало тёмной материи играют ключевую роль в современных моделях возникновения и эволюции галактик.
Закон Кенникатта — Шмидта, закон Шмидта — эмпирическое соотношение, связывающее плотность газа и темп звездообразования в данной области. Впервые данное соотношение исследовал Мартен Шмидт в статье 1959 года, в которой он утверждал, что поверхностная плотность звездообразования пропорциональна некоторой положительной степени 
поверхностной плотности газа в данной области, то есть
.
Гиперкомпактная звёздная система — плотное звёздное скопление вокруг сверхмассивной чёрной дыры (СМЧД), выброшенной из центра галактики. Звёзды, находящиеся близко к чёрной дыре во время её выбрасывания из галактики, продолжают оставаться гравитационно связанными с чёрной дырой, образуя гиперкомпактную звёздную систему.
