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.
Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.
Показатель цвета — разность звёздных величин астрономического объекта, измеренных в двух спектральных диапазонах.
Адара — яркий бело-голубой гигант, ε Большого Пса. Звёздная величина +1,5m. Несмотря на то, что является второй по яркости в созвездии, в нотации Байера обозначена пятой буквой греческого алфавита ε.
Альцио́на — звезда в созвездии Тельца, ярчайшая в рассеянном скоплении Плеяды.
Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов, в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.
Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи.
Фотометри́ческая систе́ма в астрономии — набор спектральных полос с хорошо определённой зависимостью чувствительности от длины волны. Чувствительность зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов — звёзд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.
Система UBV — наиболее широко используемая широкополосная фотометрическая система. Разработана в 1950-х годах американскими астрономами Гарольдом Л. Джонсоном и Уильямом У. Морганом для классификации звёзд в зависимости от их цвета.
Межзвёздное покраснение — видимое покраснение света удалённых звёзд из-за рассеяния, которое вызывается межзвёздной пылью. Степень рассеяния и поглощения света в межзвёздной среде зависит от длины волны: оно обратно пропорционально длине волны излучения, вследствие чего для красных лучей поглощение всегда меньше. В результате цвет звёзд одинаковой температуры оказывается тем краснее, чем дальше от нас находится звезда. Подобным эффектом в атмосфере Земли объясняется покраснение Солнца, когда оно находится близко к горизонту.
Ля́мбда Тельца́ — тройная звёздная система в созвездии Тельца с видимой звёздной величиной 3,41m, находится на расстоянии около 370 световых лет от Солнца. Принадлежит к классу затменных двойных звёзд типа Алголя. В затменных двойных системах орбиты обеих звёзд находятся практически в плоскости наблюдения, так что одна звезда сначала затмевает вторую, а затем вторая звезда заслоняет первую. Каждые 3,952955 дня Лямбда Тельца испытывает падение яркости более чем на половину звёздной величины. Всё затмение, включая частичные фазы, длится 1,1 дня. При сравнении блеска λ Tau с ближайшими звёздами падение блеска заметно даже невооруженным глазом. В период между первичными затмениями проходит вторичное затмение, которое по амплитуде падения блеска в три раза слабее первичного.
Показа́тель цве́та B−V — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов.
Среди сотни известных переменных звёзд в созвездии Водолея, одной из самых интересных и известных является первая обнаруженная в созвездии переменная — R Водолея. Её переменность впервые была обнаружена в начале XIX века Карлом Людвигом Хардингом (1765—1834). Хардинг, сотрудник обсерватории Иоганна Шрётера в Лилиентале, (Германия), изначально искал «пропавшую» планету между Марсом и Юпитером в рамках проекта «Небесная полиция». Хотя неуловимая планета не была найдена, Хардинг всё же открыл третий астероид, Юнону в 1809 году. В дополнение к нахождению малой планеты, наблюдения Хардинга привели к открытию 4 переменных звёзд, и все они были миридами: R Девы в 1809 году, R Водолея в 1810 году, R Змеи в 1826 году, и S Змеи в 1828 году.
Звёздная величина́ — безразмерная числовая характеристика светимости или яркости объекта, широко используемая в астрономии. Может указываться как число с пометкой m справа сверху от числа, например, 5m.
Пауль Гутник — немецкий астроном.
Физика звёзд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звёзд. Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физики.
BM Андромеды — молодая звезда типа T Тельца в созвездии Андромеды. Видимая звёздная величина обладает нерегулярной переменностью от 11,63 в максимуме блеска до 14,02 в минимуме блеска.
R Андромеды, HD 1967 — двойная звезда в созвездии Андромеды на расстоянии приблизительно 790 световых лет от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +15,2m до +5,8m.
Тау Змееносца — звёздная система в экваториальном созвездии Змееносца. Имеет видимую звёздную величину +5,94m, что позволяет наблюдать её невооружённым глазом даже на пригородном небе. Звезда видна южнее 82° с. ш., то есть практически на всей обитаемой части Земли, кроме северных полярных областей. Лучшее время для наблюдения — июнь.
Кси Змееносца; ξ Змееносца — кратная звёздная система в экваториальном созвездии Змееносца. Звезда имеет видимую звёздную величину +4.39m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 56,6 св. лет от Земли. Звезда наблюдается южнее 69° с. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением северных полярных областей. Лучшее время для наблюдения — июнь.
