Най-големият метеорит, Хоба (назован по местността, в която е бил намерен) югозападна Африка през 1920 г., е железен и масата му е около 60 тона, а обемът ок. 9 m³. Поради своите размери той все още се намира там. Метеорити с такива големи размери падат на земята много рядко. Обикновено масата им е от няколкостотин грама до няколко килограма. Обикновено метеоритите са съставени от същите химически елементи, каквито има и на земята. Това са основно следните 8 елемента: никел, магнезий, желязо, силиций, сяра, алуминий, калций и кислород. Съдържат и други елементи, но те се срещат в много малки количества. Свързвайки се помежду си, тези елементи образуват различни минерали, повечето от които ги има и на Земята, но понякога се срещат и метеорити с неизвестни за науката минерали.

Известни от историята са много случаи на падане на метеорити на Земята. Най-известните случаи на падане на метеорити в по-ново време са падането на Тунгуския метеоритпрез 1908 година и на Сихоте-алинския метеорит през 1947 година. От втория са открити около 23 тона, като теглото на отделните парчета варира от няколко десетки от грама до 1745 кг. Най-разрушителното метеоритно явление в последно време е Челябинският метеоритен взрив през 2013 година, който нанася поражения на над 3000 сгради в Челябинска област в Русия, и ранява над 1200 души.

Метеоритът е твърдо метеорно тяло с извънземен произход, паднало върху земната повърхност (или на повърхността на друга планета или спътник). Метеоритите са с неправилна многостенна форма, със заоблени ръбове, покрити с тъмна кора и вдлъбнатини. Имат размери от няколко милиметра до няколко метра, тежат от няколко грама до няколко тона. Биват железни (>90% метал), железно-каменни (~50% метал), каменни (<10% метал). Съдържат главно силиций, алуминий, желязо, калций и кислород. Метеоритите най-често падат поединично, тъй като са неразрушили се при навлизането си в земната атмосфера тела. При падането на големи метеорити се образуват метеоритни кратери.

Кометите се движат като правило по високоексцентрични елиптични орбити, чийто афелий често лежи отвъд орбитата на Плутон. Имат широк спектър на орбитални периоди, вариращи от няколко години до стотици хиляди години. Тези с малък период произхождат от Пояса на Кайпер, или свързания с него разпръснат диск, който се намира отвъд орбитата на Нептун. Тези с по-дълъг период произхождат от облака на Оорт – сферичен облак от ледени тела във външната Слънчева система, където температурите са достатъчно ниски да позволят съществуването на водата, метана и въглеродния диоскид в твърдо агрегатно състояние. Някои комети след многократни преминавания през вътрешната част на Слънчевата система загубват външния си слой от летливи елементи и в някои отношения са неотличими от астероиди.

Кометата (на старогръцки: κομήτης – с коса, космат) е малък астрономически обект в Слънчевата система, подобна на астероид, но съставена предимно от лед (въглероден диоксид, метан и вода), прах, скални частици и примеси от различни минерали.

Поради тази причина понякога кометите биват наричани „топки от мръсен сняг“. Когато е достатъчно близо до Слънцето, показва видима кома (тънка, размита, временна атмосфера), а понякога и опашка. Тези явления се дължат на въздействието на слънчевата радиация и слънчевия вятър върху ядрото на кометата.

Едно от следствията на Големия взрив е, че условията в днешната Вселена са различни от тези в миналото или в бъдещето. Съгласно този модел Джордж Гамов предвижда, през 1948, че от ранната гореща фаза на Вселената трябва да е останало остатъчно лъчение, което трябва да има спектър на абсолютно черно тяло и да идва от всички посоки на небето. Така нареченото реликтово излъчване е открито през 60-те години на XX век от Пензиас и Уилсън и служи за потвърждение на теорията на Големия взрив срещу основната ѝ алтернатива, теорията за устойчивото състояние.

Според теорията за Големия взрив преди 13,7 милиарда години Вселената е в безкрайно плътно състояние с огромна температура и налягане. За първите 10^-33 секунди от съществуването на Вселената няма задоволителен физически модел. Общата теория на относителността предвижда гравитационна сингулярност, където плътността става безкрайна. За разрешаване на този парадокс е нужна теорията на квантовата гравитация. Разбирането на този период от историята на Вселената е сред най-важните неразрешени проблеми на физиката.

Големият взрив е космологична научна теория, описваща ранното развитие на Вселената. Разширяването на Вселената, което следва от уравненията на общата теория на относителността, бива потвърдено с наблюденията за раздалечаване на галактиките. Екстраполирайки назад във времето стигаме до извода, че Вселената трябва да е била или много малка, или дори да е била събрана в точка – т. нар.сингулярност. Теоремата на Хокинг-Пенроуз показва, че от уравненията на общата относителност следва, че такава точка даваща начало на пространството и времето трябва да е съществувала. Естествено следствие от това е, че в миналото Вселената е имала по-висока температура и по-висока плътност. Терминът „Големият взрив” се използва както в тесен смисъл за момента, в който започва разширението на Вселената (закон на Хъбъл), така и по-общо за преобладаващата днес космологична концепция обясняваща произхода и еволюцията на Вселената.

Терминът Големият взрив (на английски Big Bang) е въведен през 1949 от Фред Хойл в радиопрограма на BBC. Хойл не поддържа теорията, а се опитва да ѝ се присмее.

Вселената е огромна, с крупни мащаби и по всяка вероятност безкраен обем. Наблюдаемата вселена е разпръсната поне на пространство от 93 милиарда светлинни години. За сравнение, диаметърът на типична галактика е само 30 000 светлинни години и типичното разстояние между две съседни галактики е 3 милиона светлинни години. Примерно Млечният път е около 100 000 светлинни години в диаметър и най-близката галактика Андромеда е на 2,5 милиона светлини години. Вероятно има 100 милиарда (10¹¹) галактики в наблюдаемата вселена. Най-малките галактики имат около 10 милиона звезди, (10⁷) а най-големите са с по няколко трилиона (10¹²) звезди. Една груба оценка показва, че броят на звездите в наблюдаемата вселена е повече от един секстилион (10²¹), макар че някои астрономи дават оценка от около 70 секстилиона (7 x 10²²)

Материята е хомогенно разпределена, ако се усредни на разстояние 300 милиони светлинни години. На по-малка скала обаче материята има струпвания. Атомите формират звезди, звездите формират галактики, галактиките образуват купове галактики и най-накрая свръхкупове (купове от купове). Материята е също така изотропна, което означава че няма разлика в разпределението ѝ в различните посоки. Вселената има и силно изтропно микровълново електромагнитно излъчване, което отговаря на топлинното излъчване на абсолютно черно тяло при температура 2.725 K. Хипотезата, че едромащабната структура на вселената е хомогенна и изотрпна се нарича космологичен принцип, което се подкрепя от астрономични наблюдения.

Сегашната плътност на вселената е много ниска, грубо казано около 9,9 × 10⁻³⁰ грама на кубичен сантиметър. Съотношението маса-енергия се състои от 73% тъмна енергия, 23% студена тъмна маса и 4% обикновена материя. Свойствата и характеристиките на тъмната материя и тъмната маса засега са почти напълно неизвестни. Тъмната материя се държи като обикновена материя и забавя разширението на вселената. Тъмната енергия, от друга страна, ускорява разширението.

Вселена е понятие, което обикновено означава целия пространствено-времеви континиум, в който съществуваме, заедно с всички форми на енергия и материя в него – планети, звезди, галактики и междугалактично пространство. Вселена може да се употребява като синоним на космос, свят или дори природа.

Изучаването на вселената е предмет на философията, както и науката космология, произлязла от физиката и астрономията, която се занимава с произхода, строежа и еволюцията на вселената. На всеки етап от развитието на човечеството е известна само ограничена част от вселената. С усъвършенстване на технологиите и методите на нейното изучаване, наблюдаваният обем става все по-голям. Метагалактика се нарича тази част, която е достъпна за наблюдения в настоящето или в непосредственото бъдеще. Използват се и термините позната вселена, наблюдаема вселена или видима вселена.

Трябва да се отбележи, че някои учени, които се занимават с космология, предлагат различна терминология и дефиниция, приемайки модела на мултивселената, според който нашата вселена не е сумата от цялата енергия и материя, а просто една от многото отделни вселени, които могат да съществуват паралелно и независимо една от друга.

Терминът астероид, значещ „подобен на звезда“ (от гръцки астер – звезда и едиос – форма, вид), е използван за първи път от сър Уилям Хершел скоро след откриването на втория астероид 2 Палада през 28 март 1802 г. от Хайнрих Вилхелм Олберс. За разлика от всички други открити до момента планети, чиито диск е видим, астероидите са точкови обекти, приличащи на звезди. Уилям Хершел обаче също прилага термина и към малките спътници на газовите гиганти. Първата научна публикация, използваща „астероид“ в заглавието, е издадена през 1840 г. от Георг Адолф Ерман.

Точното определение на астероид все още не е напълно изяснено. Една възможна класификация на астероидите е спрямо тяхната големина. Астероидите са тела с диаметър по-голям от 50 m, за разлика от метеоритите. Астероидите могат да достигнат почти безпрепятствено до земната повърхност за разлика от метеоритите, които сублимират или експлоадират при навлизането си в земната атмосфера. Още една характерна черта на астероидите е, че те са съставени предимно от скали и метали за разлика от кометите. Терминът „изкуствен астероид“ понякога се използва за обекти с човешки произход в слънчева орбита, като апарата Маринър 4.

Астероид (от старогръцки ἀστήρ – звезда и εἶδος – като, във формата на) е неголямо планетоподобно небесно тяло на орбита около Слънцето. Астероидите се смятат още за малки планети или планетоиди, с размери, много по-малки от тези на същинските планети.

За повечето астероиди се смята, че са останки от протопланетарния диск преди 4,5 милиарда години, от който са формирани планетите, но не са погълнати от тях или изхвърлени извън Слънчевата система. Някои астероди имат собствени спътници. Почти всички астероиди се намират в астероидния пояс, на елиптични орбити между тези на Марс и Юпитер.