Mgławice to obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego lub bardzo rozległe otoczki gwiazd dawniej również tak nazywano galaktyki.

W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył.

Znane są następujące typy mgławic ciemne – całkowicie pochłaniające światło widzialne i nadfiolet – miejsce powstawania gwiazd (globule Boka), refleksyjne – o słabym blasku pochodzącym od odbitego i rozproszonego światła gwiazd, emisyjne – jasne, gdzie gaz ogrzewany jest do ok. 10000 K przez promieniowanie pobliskich gorących gwiazd, planetarne – zewnętrzne warstwy umarłej gwiazdy ogrzewane przez znajdującego się w ich wnętrzu białego karła.

Teleskop kosmiczny Kepler to teleskop agencji NASA poszukujący ziemiopodobnych planet pozasłonecznych.

Teleskop ten został umieszczony na orbicie wokółsłonecznej 7 marca 2009 roku, w ramach 10. misji programu Discovery. jego parametry to: wysokość 0,95 m, waży 1039 kilogramów i jest wyposażony w największą matrycę CCD do tej pory wyniesioną w kosmos, posiadającą 95 megapikseli.

Obserwacje te mają trwać co najmniej 3,5 roku.Nazwa teleskopu honoruje szesnastowiecznego astronoma Jana Keplera – odkrywcę trzech praw ruchu planet wokół Słońca[

Głównym celem misji i obserwacji za sprawą tego teleskopu jest określenie częstotliwości występowania układów planetarnych w kosmosie i różnorodności ich struktur. Ma to być zrealizowane przez obserwowanie dużego zbioru gwiazd i określenie:jak często planety skaliste występują w ekosferach różnych typów gwiazd, jakie typy planet występują częściej, a jakie rzadziej, jak często występują systemy z wieloma planetami i jak wiele planet mogą zawierać, jak często występują gorące jowisze i jakie są ich przeciętne parametry, wokół jakich gwiazd najczęściej występują systemy planetarne.

Rodzina planetoidy Hilda to rodzina złożona z planetoid o półosi wielkiej o długości pomiędzy 3,7, a 4,2 j.a., ekscentryczności orbity większej niż 0,07 oraz o inklinacji poniżej 20°. Nie jest to rodzina planetoid w klasycznym znaczeniu, obiekty te nie pochodzą z rozpadu jednego ciała macierzystego, ale jest to dynamiczna rodzina obiektów które znajdują się w rezonansie orbitalnym 3:2 z Jowiszem.Nazwa obiektów pochodzi od planetoidy 153 Hilda odkrytej w 1875 przez Johanna Palisę.

Obiekty z rodziny Hildy w swoim aphelium znajdują się na orbicie Jowisza w jednym z trzech punktów: po przeciwnej stronie orbity niż planeta, albo 60° przed lub za Jowiszem, w pobliżu punktów libracyjnych L4 i L5. Ze względu na rezonans orbitalny, w przeciągu trzech okrążeń Słońca każda planetoida z tej rodziny przechodzi przez te trzy punkty.

W czerwcu 2009 roku prawdopodobnie planetoida należąca do tej rodziny uderzyła w atmosferę Jowisza.

Centaury to planetoidy, które poruszają się wokół Słońca po orbitach przeważnie pomiędzy Saturnem i Neptunem.

Pierwsze centaury zostały odkryte w latach 70. XX wieku. Wcześniej znano jedynie planetoidy z pasa głównego, które obiegają Słońce pomiędzy Marsem a Jowiszem, po orbicie Jowisza (tzw. Trojańczycy) lub przecinające orbity planet wewnętrznych.
Właściwości fizyczne centaurów są następujące. Centaury mają szary kolor, co tłumaczy się oddziaływaniem wiatru i promieniowania słonecznego, które w przeciągu miliardów lat „pociemniły” barwy ich powierzchni. Wyjątkiem są tu 8405 Asbolus, 5145 Pholus czy 7066 Nessus, które charakteryzują się czerwonym odcieniem powierzchni.

Niektóre centaury cechują się bardzo wydłużonymi orbitami, których peryhelia znajdują się wewnątrz orbit Neptuna czy Urana, ale aphelia leżą bardzo daleko od Słońca. Przykładem takiego obiektu może być 65489 Ceto. Przypuszcza się, że trajektorie ciał o tak wydłużonych orbitach zostały zakłócone przez oddziaływanie grawitacyjne wielkich planet-olbrzymów.

Protogwiazda to początkowy etap ewolucji gwiazdy, czyli zapadający się na skutek grawitacji (i rozgrzewający się) obłok materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się.Protogwiazda o masie około 15 mas Słońca potrzebuje na to tylko 100 000 lat.

Protogwiazda o masie równej masie Słońca kolapsuje około 10 milionów lat od postaci obłoku do gwiazdy ciągu głównego.

Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy wzrost gęstości i temperatury w jej wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają zachodzić reakcje jądrowe, i stopniowo kurczenie się protogwiazdy zostaje zatrzymane, a protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego w diagramie Hertzsprunga-Russella. Tak się dzieje, gdy kurcząca się masa jest większa niż około 8 procent masy Słońca. Obiekt o mniejszej masie nigdy nie wytwarza warunków do efektywnego zachodzenia reakcji termojądrowych i kończy ewolucje jako brązowy karzeł.

Pył kosmiczny – materia wypełniająca przestrzeń kosmiczną złożona z cząstek o wielkości do 0,1 mm średnicy.

Pył kosmiczny to utrapienie astronomów. Jako że przesłaniał obiekty, które oni pragnęli obserwować. Kiedy rozwinięto techniki obserwacji w podczerwieni, zorientowano się, że cząstki pyłu kosmicznego stanowią znaczny i decydujący składnik procesów astrofizycznych.

Za co odpowiedzialny jest pył kosmiczny? Pył może np. odpowiadać za utratę masy gwiazd, które zbliżają się do końca swego istnienia, odgrywać rolę we wczesnych etapach formowania się gwiazd, czy formować planety. W Układzie Słonecznym pył odgrywa główną rolę w powstawaniu światła zodiakalnego, tworzeniu szprych pierścienia B Saturna, zewnętrznych rozproszonych pierścieni planetarnych wokół Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna oraz tworzeniu komet.

Badanie pyłu kosmicznego stanowi problem wieloaspektowy, którym zajmują się liczne gałęzie nauki, m.in. fizyka, a wśród niej jej działy, takie jak (fizyka ciała stałego, teoria elektromagnetyczna, fizyka powierzchni, fizyka statystyczna, termodynamik oraz matematyka chemia oraz wiele gałęzi astronomii i astrofizyki.

Słynne supernowe to 1006 – SN 1006 – niezwykle jasna supernowa w Wilku; obserwowana w Egipcie, Iraku, Włoszech, Szwajcarii, Chinach, Japonii oraz prawdopodobnie Francji i Syrii. Osiągnęła prawdopodobnie jasność ok. -7,5m, dzięki czemu mogła być widoczna nawet w dzień. kolejna to 1054 – SN 1054 – supernowa o jasności ok.-4m; jej pozostałością jest słynna Mgławica Krab w Byku. Obserwowana w Chinach i Ameryce Północnej. Istnieją przesłanki, że obserwowana była także przez astronomów arabskich. Zaobserwowana 4 lipca. Inna to 1181 – SN 1181 – odnotowana przez chińskich i japońskich astronomów supernowa w Kasjopei. Jej pozostałością jest prawdopodobnie pulsar 3C 58. Inna znana supernowa to 1572 – SN 1572, „gwiazda Tychona” – supernowa w Kasjopei, obserwowana przez Tychona Brahe, który w książce „De Nova Stella” po raz pierwszy użył określenia „nova”. Zaobserwowana 6 listopada. Jest jeszcze 1604 – SN 1604, „gwiazda Keplera” – supernowa w Wężowniku, obserwowana przez Johannesa Keplera. Ostatnia jak dotychczas supernowa w Drodze Mlecznej. Posłużyła Galileuszowi jako dowód przeciwko panującemu ówcześnie przekonaniu, że niebo nigdy się nie zmienia. Zaobserwowana 9 października.

Supernowa to termin astronomiczny, który określa kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu. Obiekt ten już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny.

Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu i kosmicznej eksplozji powodujące powstanie supernowej. Pierwsza ma miejsce wtedy gdy w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem. Druga gdy biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy.

Supernowe dzieli się ze względu na występowanie różnych linii absorpcyjnych w ich widmie. Pierwszym kryterium jest występowanie linii wodoru. Jeśli widmo supernowej nie zawiera śladów tego pierwiastka zalicza się ją do typu I, w przeciwnym wypadku – do typu II. Ten podział stanowi podstawę do dalszej klasyfikacji na jeszcze kilka podtypów, w zależności od występowania innych linii widmowych, bądź kształtu krzywej blasku. I tak – typ I – brak linii wodoru dzieli się na Typ Ia – linie Si II na 615,0 nm, Typ Ib – linie He I na 587,6 nm, Typ Ic – słabe lub brak linii helu. Natomiast typ II – obecne linie wodoru na Typ II-P i Typ II-L.

Obiekty transneptunowe, transneptuny lub transneptunowce to małe ciała niebieskie wielkości Plutona lub mniejsze, obiegające Słońce po orbitach znajdujących się poza trajektorią Neptuna. Wśród obiektów transneptunowych można wyróżnić ciała krążące w pasie Kuipera i spoza pasa Kuipera.

Ciała krążące w pasie Kuipera to m.in. plutonki, a więc pozostające w rezonansie orbitalnym 3:2 z Neptunem, co oznacza, że na trzy obiegi orbitalne Neptuna przypadają dwa obiegi obiektu transneptunowego. W tej grupie znajduje się Pluton. Do plutonków zalicza się także małe ciała. To również twotina, czyli planetoidy transneptunowe krążące wokół Słońca w rezonansie orbitalnym 2:1 z Neptunem, czyli na dwa obiegi orbitalne Neptuna przypada jeden obieg planetoidy oraz cubewana, czyli obiekty nie wykazujące rezonansów orbitalnych

Obiekty spoza pasa Kuipera to obiekty z dysku rozproszonego, a więc planetoidy, których orbity zostały mocno zmienione w wyniku oddziaływań grawitacyjnych planet olbrzymów, same obiekty zaś wyrzucone na znajdujące się dalej od Słońca trajektorie. Należy do nich największy znany obiekt transneptunowy: 136199 Eris, jak i obiekty z obłoku Oorta, a więc ciała planetoidy, komety, pył i gaz obiegające Słońce w odległości od 300 do 100 000 j.a.

Największe planetoidy transneptunowe, zaliczone do grupy planet karłowatych, nazywa się plutoidami i zaliczamy do nich 90377 Sedna, 134340 Pluton, 136108 Haumea, 136199 Eris oraz 136472 Makemake

Cubewana to jedne z wielu ciał niebieskich, o których normalny, zwykły człowiek nie ma nawet pojęcia, że istanieją. Cubewano to rodzaj planetoid, a więc obiektów transneptunowych z pasa Kuipera, okrążających Słońce w odległości 40-50 j.a.

Co jest cechą charakterystyczną tych ciał niebieskich? Jest to mianowicie, że nie występuje u nich rezonans orbitalny z Neptunem i nie przecinają one jego orbity w drodze wokół Słońca, tak jak czyni to np. 134340 Pluton.

Nazwa cubewano czytana jest kiu-bi-uan-ou. Określenie to pochodzi od obiektu (15760) 1992 QB1 i angielskiej wersji wymowy skrótu „QB1”.

Wybrane cubewana to (15760) 1992 QB1, 19521 Chaos, 20000 Waruna, 50000 Quaoar, 136108 Haumea, które posiada dwa księżyce i bardzo szybko obraca się wokół własnej osi aż 3,9 godz., 136472 Makemake, czyli największe znane obecnie cubewano i jeden z największych obiektów transneptunowych, (145452) 2005 RN43 i 2001 QW322 czyli nietypowy układ podwójny.

Świat kosmosu jest tak fascynującym, że oferuje nam wioele różnych ciał niebieskich, takich jak właśnie cubewana.