Бе́лые ка́рлики — звёзды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишённые источников термоядерной энергии и светящиеся благодаря своей тепловой энергии, постепенно остывая в течение миллиардов лет.
Диагра́мма Герцшпру́нга — Ра́ссела — диаграмма рассеяния, используемая в астрономии, которая представляет зависимость между абсолютной звёздной величиной и спектральным классом для звёзд, либо между другими величинами, которые тесно связаны с этими параметрами. В любом случае, в верхней части диаграммы оказываются яркие звёзды, а в нижней части — тусклые; в левой части — горячие звёзды голубого цвета, в правой — холодные и красные. В качестве синонимов основному термину также используются понятия «диаграмма спектр — светимость», «диаграмма светимость — эффективная температура» и другие, хотя, более строго, различные названия относятся к определённым вариантам диаграммы.
Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости.
Красные гиганты — звёзды, для которых характерны поздние спектральные классы и большие размеры и светимости, таким образом они занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Они имеют протяжённые, разреженные оболочки и создают сильный звёздный ветер, а также часто проявляют переменность. Радиусы таких звёзд составляют 10—200 R⊙, светимости — 102 до 104 L⊙, а температуры — 3000—5000 K.
Коричневые карлики — субзвёздные объекты, которые обладают промежуточными физическими характеристиками между планетами и звёздами. Их масса лежит в диапазоне приблизительно от 0,013 до 0,075 M⊙. Коричневые карлики могут поддерживать термоядерные реакции в своих недрах, но мощность реакций в них никогда не сравнивается с их собственной светимостью, поэтому такие объекты не выходят на постоянную светимость, как звёзды, а сжимаются и тускнеют.
Формирование звезды — начальная стадия эволюции звёзд, при которой межзвёздное облако превращается в звезду. При этом процессе облако сжимается и фрагментируется, оказывается непрозрачным для собственного излучения и становится протозвездой. На этой стадии на протозвезду аккрецирует вещество внешних частей облака, а когда аккреция завершается, оно становится звездой до главной последовательности, излучающей за счёт собственного сжатия. Постепенно в ядре звезды начинаются термоядерные реакции, после чего формирование завершается и звезда переходит на главную последовательность.
Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака, а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез и она становится полноценной звездой главной последовательности. В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 105 лет для самых крупных объектов до 109 лет для самых маломассивных.
Субгигант — стадия эволюции звёзд, а также соответствующий ей и некоторым другим типам звёзд класс светимости IV. В процессе эволюции эта стадия идёт после главной последовательности и, как правило, предшествует ветви красных гигантов, на ней звезда охлаждается и увеличивается в размере, а её светимость остаётся практически неизменной. У массивных звёзд эта стадия завершается очень быстро, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела область, занимаемая ими, содержит мало звёзд и называется пробелом Герцшпрунга.
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.
Зо́на лучи́стого перено́са — средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона. Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верхней — границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества.
Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны, и у них наблюдается сильный звёздный ветер.
Трек Хаяши — почти вертикальный эволюционный трек в диаграмме Герцшпрунга — Рассела, проходящий в направлении к главной последовательности через фазы, когда звезда большей частью или полностью находится в конвективном равновесии. В 1961 году Тюсиро Хаяси доказал, что если звезда полностью конвективна, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению вертикально вниз на диаграмме, и этот путь звезды называется треком Хаяши.
Звезда до главной последовательности — тип самых молодых звёзд, которые, в отличие от протозвёзд, уже видны в оптическом диапазоне. В этих звёздах уже могут идти термоядерные реакции, но энергии в них выделяется недостаточно для компенсации потерь энергии на излучение звезды. Основным источником нагрева является сжатие таких звёзд за счёт собственной гравитации, что и отличает их от звёзд главной последовательности. Эти звёзды имеют высокие светимости и низкие температуры, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они располагаются в верхней правой части. Со временем они уменьшаются в размере и нагреваются, смещаясь по диаграмме вниз и влево до перехода на главную последовательность. Примером звёзд до главной последовательности могут служить звёзды типа T Тельца.
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.
Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки.
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.
Квазизвезда — гипотетический тип чрезвычайно массивных объектов, которые могли существовать на очень раннем этапе развития Вселенной. Представляют собой чёрной дыры окруженные массивной газовой оболочкой находящейся в гидростатическом равновесии, в отличие от современных звёзд, которые светятся за счёт термоядерного синтеза в их ядрах, квазизвёзды получают энергию от излучения, генерируемого материей, попадающей в чёрную дыру. Существование квазизвёзд может объяснить относительно быстрое появление сверхмассивных чёрных дыр.
Ветвь красных гигантов — стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Эти звёзды являются гигантами поздних спектральных классов, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. У звёзд на стадии ветви красных гигантов наблюдается сильный звёздный ветер, некоторые из них переменны. Эти звёзды сжигают водород в оболочке вокруг ядра, постепенно увеличивая свой размер и светимость, а их ядра состоят из гелия, термоядерные реакции там не идут.
Звёзды различных масс и возрастов обладают различной внутренней структурой. Модели строения звезды подробно описывают внутреннюю структуру звезды и предоставляют подробные сведения о светимости, цвете и дальнейшей эволюции звезды.
