Droga Mleczna to galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna inaczej nazywana jest Galaktyką (dla odróżnienia od innych galaktyk pisaną wielką literą). Zawiera od 100 (wg starszych szacunków) do 400 miliardów (wg nowszych szacunków) gwiazd. Ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 12 000 lat świetlnych.
Na niebie widziana jest jako jasna smuga przecinająca niebo. Wynika to z faktu, że oglądamy dysk Galaktyki z jej wnętrza, jako że Układ Słoneczny znajduje się w pobliżu płaszczyzny tego dysku. Droga Mleczna świeci najjaśniej w okolicy gwiazdozbioru Strzelca, w którym to kierunku znajduje się jej centrum. Pas Drogi Mlecznej sięga na północy do gwiazdozbioru Kasjopei, a na południu do gwiazdozbioru Krzyża Południa. Odzwierciedla to silne nachylenie płaszczyzny równika galaktycznego do płaszczyzny równika. Płaszczyzna Galaktyki jest także silnie nachylona do płaszczyzny ekliptyki, czyli orbity ziemskiej. Według mitologii greckiej Droga Mleczna powstała z kropli rozlanego mleka, którym Hera karmiła Heraklesa.

Galaktyka Andromedy (inaczej mówiąc Messier 31, M31 lub NGC 224, a wcześniej także Wielką Mgławicą w Andromedzie) to galaktyka spiralna, leżąca około 2,52 miliona lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Andromedy. Do niedawna sądzono, że Galaktyka Andromedy jest największą galaktyką w Grupie Lokalnej, w skład której oprócz niej wchodzą również Droga Mleczna, Galaktyka Trójkąta oraz około 50 mniejszych galaktyk. Obecnie, na podstawie dokładniejszych obliczeń opartych na nowszych danych obserwacyjnych, uważa się, że Droga Mleczna zawiera więcej ciemnej materii i może być najmasywniejszym obiektem w grupie. Wciąż jednak Galaktyka Andromedy zawiera znacznie więcej gwiazd, a ostatnie obserwacje przy pomocy Teleskopu Spitzera pozwalają szacować ich liczbę na około bilion.
Galaktyka Andromedy jest największą i najjaśniejszą galaktyką nieba północnego. Doskonale widać ją nawet przez małe lornetki. Obserwacje można prowadzić także gołym okiem, niekiedy nawet na przedmieściach większych miast. W obszarach izolowanych od oświetlenia widoczna jest jako niewielka mgiełka, jednak jej całkowita średnica kątowa przewyższa sześciokrotnie kątowe rozmiary Księżyca.

Ci którzy interesują się astronomią na pewno znają postać Charlesa Messiera. Urodził się 26 czerwca 1730 w Badonviller, a zmarł 12 kwietnia 1817 w Paryżu. Charles Messier to astronom francuski. W 1781 roku opublikował pierwszy katalog obiektów niegwiazdowych – „Catalogue des nebuleuses et des amas d’etoiles” (znany jako Katalog Messiera – katalog astronomiczny zawierający obiekty na niebie. Ostateczna wersja Messiera wydana w 1784 zawiera 103 obiekty). Zawierał on dane o 102 obiektach, z których Messier osobiście odkrył 68 (w tym aż 14 komet). Obejmował liczne mgławice, galaktyki i gromady gwiazd (to ugrupowanie gwiazd związanych wspólnym pochodzeniem, tzn. miejscem i czasem powstania z tej samej materii międzygwiazdowej. Gwiazdy należące do jednej gromady mają identyczny skład chemiczny, są też wzajemnie związane siłami grawitacji). W dalszych wydaniach katalog został uzupełniony przez innych badaczy o dalsze 8 obiektów. W Katalogu Messiera obiekt oznaczany jest literą M z kolejną liczbą (od 1 do 110).

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.