X-ışını patlamaları çift yıldızlarda rastlanan süreli X-ışını yayımlarıdır; genelde ılıncık yıldızı içerenlerde rastlanır.
Parlak X-ışını patlamaları, ılıncık yıldızı patlamanın aydınlatma gücünü belirlediğinden, Ayar yıldızları olarak ele alınmaktadırlar. Dolayısıyla, gözlemlenen X-ışını akısı, göreceli olarak isabetli mesafe ve ılıncık yıldızının yarıçapı ölçümlerine olanak tanır.
Süpernova, enerjisi biten büyük yıldızların şiddetle patlaması durumuna verilen addır. Bir süpernovanın parlaklığı Güneş'in parlaklığının yüz milyon katına varabilir.
Atarca ya da pulsar [İngilizce: pulsating radio source'dan ], mıknatısal kutuplarından elektromanyetik ışınım yayan, oldukça mıknatıslanmış, dönen bir nötron yıldızıdır. Bu ışınım, yalnızca bir ışın Dünya'ya doğrultulduğunda gözlemlenebilir ve bu, yayınımın titreşimli (atımlı) görünümünden sorumludur. Nötron yıldızları çok yoğundur ve kısa, düzenli döngülere sahiptir. Bu, tek bir atarca için milisaniyeden saniyeye kadar değişen atımlar arasında çok kesin bir aralık oluşturur. Atarcalar, yüksek enerjili evrensel ışınların olası kaynaklarından biridir.
H II bölgesi, yüzlerce ışık yılı genişlikte olabilen, içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği, parlayan bir plazma ve gaz bulutudur. Gaz içerisinde oluşmuş olan genç, sıcak ve mavi yıldızlar yüksek miktarda morötesi ışın yayıp bulutsuyu yükünleştirir.
T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
Yengeç Bulutsusu Boğa takımyıldızı bölgesinde yer alan bir süpernova kalıntısı ve atarca rüzgarı bulutsusudur.
X-ışını atarcaları, birbirinden çok farklı dönme periyoduna sahip olabilen X-ışını kaynaklarıdır. Yörüngesel atarcaların periyotları milisaniyeler mertebesindedir ve açısal momentumları zaman içinde yavaş yavaş azaldığı için dönme hızları düşmektedir. Ancak x-ışını atarcalarının büyük çoğunluğunun dönme hızı artmakta, bazılarının dönme hızı çok az değişikliğe uğramakta, bazılarıysa kararsız bir şekilde hızlanıp yavaşlamaktadır.
Magnetar, ışıma enerjisini sahip olduğu muazzam manyetik alanından sağlayan bir çeşit nötron yıldızıdır. Bu tip atarcalar çok yüksek enerjili x-ışını ve gama ışını yayınımı yapmaktadırlar. Magnetarlar “tekrarlayan yumuşak gama ışın kaynakları”-SGR-(soft gamma repeaters) ve “Anormal x-ışını atarcaları”-AXP- olmak üzere iki grupta sınıflandırılmaktadır.
Rozet Bulutsusu Samanyolu bölgesinde Tekboynuz takımyıldızı içindeki dev moleküler bulutun bir ucunun kenarında yer alan, büyük ve yuvarlak bir H II bölgesi. Açık yıldız kümesi NGC 2244, bulutsu ile yakından ilgilidir, kümenin yıldızları bulutsunun maddesinden oluşmuştur.
Süpernova kalıntısı (SNR) süpernova yıldızının dev patlamasıyla oluşmuş bir yapıdır. Süpernova kalıntısı, genişleyen bir şok dalgasıyla sınırlanır ve patlama sonucu ortaya çıkan, genişleyen malzemeden oluşur.
Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).
Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.
Cassiopeia A, Kraliçe takımyıldızı bölgesinde bulunan süpernova kalıntısı ve 1 GHz.'de 2720 Jy akı ile gökyüzünün en parlak gök bilimsel radyo kaynağı. Süpernova, Samanyolu'na 11,000 ışık yılı (3.4kpc) uzaklıkta oluşmuştur. Süpernovadan uzaklaşan bulut ve malzeme, şu an yaklaşık olarak 10 ışık yılı mesafeye ulaşmıştır. Radyo parlaklığı çok berrak olmasına rağmen optik olarak çok soluktur ve ancak uzun süreli pozlama fotoğraflarında görülebilir.
Gama ışını patlamaları (GIP), önceden öngörülemeyen zamanlarda ve uzay konumlarında, oldukça kısa süreler içinde meydana gelen, çoğunlukla yüksek enerjili (≥100KeV) fotonların atımlarıyla oluşan patlama olaylarıdır.
Alfa Cygni değişenleri, GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A üstdev yıldızları. Bu grupta sadece B ve A türü süperdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır. MK tayf sınıflamasına göre sahip oldukları ışınım sınıfları, artan ışınım gücü sırasıyla Ib, Iab, Ia ve Ia+ dır. H-R diyagramında yer alan en parlak üstdevlere üstündevler denir ve değişen yıldızlar olarak Parlak Mavi Değişenler (LBV) adı ile anılır. Buna göre Ia üstdevleri LBV-öncesi cisimler olarak da adlandırılmaktadır. Çok sayıda araştırmacı O, B ve A türü üstdevlerin tamamının değişen yıldız olduğunu göstermişlerdir. Bu üstdevlerden en parlak olanlarının göstermiş oldukları ışık değişim genlikleri, LBV'lerin sakin evrelerinde gösterdikleri mikrodeğişimlerle benzerdir. Değişim düzeyi tüm tayf türleri için artan ışınım gücü ile beraber artış göstermektedir.
Aşağıdaki liste mutlak bolometrik parlaklıklarına göre aydınlatma gücü en yüksek olan yıldızların listesidir.
Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:
GRB 970508, 8 Mayıs 1997 günü, saat 21.42'de (UTC) tespit edilmiş bir gama-ışın patlamasıdır. Bir gama-ışın patlaması, uzak galaksilerde meydana gelen ve gama ışını üreten patlamalar ve bunların yol açtığı çok parlak parıltıdır. Genelde uzun süren bir "artık parıltı" tarafından izlenirler.
Hipernova, süpernovadan yüzlerce kat güçlü olan yıldız ölüm şeklidir. Ölmekte olan yıldızın kutup bölgelerinde az olan basınç, patlamanın her yöne yayılması yerine kutupsal olarak iki yönlü ve daha yoğun olmasına sebep olur. Bu tür patlamada, patlama yönünde olan uzak cisimler büyük zarar görürken yakın olduğu halde patlama doğrultusunda olmayanlarsa az bir etkiye maruz kalırlar. Etkisi yıllarca sürebilir. Çok fazla radyasyon ve ışık yayar. Güneş'ten onlarca kat daha parlak olabilirler. Sönünce hiçbir etkisi kalmaz, ancak sönünceye kadar enerji yaymaya devam ederler.
X-ışını ikilileri, X-ışınlarında aydınlık olan ikili yıldızların bir sınıfıdır. X-ışınları bir maddenin verici denilen (genellikle normal bir yıldızın) bir bileşeninden bir beyaz cücenin, nötron yıldızının ya da kara deliğin sıkıştırılmasından oluşan kütle alıcı denilen diğer bileşenine düşmesiyle üretilir. Birbirlerini çeken madde X-ışınları gibi, geriye kalan kütlesinin birkaç ondalığı kadar, yerçekimi potansiyel enerjisini serbest bırakır. (Hidrojen füzyon, geriye kalan kütlenin sadece yüzde 0.7sini serbest bırakır.) Tipik sabit düşük kütleli bir X-ışını ikilisinden saniyede tahmini 1041 pozitron kaçmaktadır.
X-ışını astronomisi, astronomik nesnelerin X-ışınının gözlem ve algılama çalışmalarıyla uğraşan astronominin bir dalıdır. X-ışınları Dünya’nın atmosferi tarafından emildiği için x-ışınlarını tespit eden balon, sondaj roketleri ve uydular belirli bir yükseklikte bulunmalıdır. X-ışını astronomisi, Mauna Kea Gözlemevlerindeki gibi standart ışık emilimi olan teleskoplardan daha ilerisini gören uzay teleskopları ile ilgili bir uzay bilimidir.