星空xīngkōng[starry sky] 缀满星星的夜空
星流xīngliú[star streaming] 银河系中以相反方向运动的两群恒星
星罗棋布xīngluó-qíbù[spread all over the place be dotted like stars in the sky and scattered like the pieces on a chessboard] 像群星罗列,像棋子分布。形容数量多而广
群圉牧监,星罗棋布。??明?陈琏《皆山轩赋》
星期xīngqī[week] 原指农历七月七,牛郎织女相会之日。后亦指男女成婚之日。现常用来指连续七天排列的周而复始的作息日期
星期日xīngqīrì[Sunday] 一周的第一天
星球xīngqiú[celestial(或heavenly)body] 宇宙中能够发射或反射光的天体。分恒星集合
星区xīngqū[constellation] 星空中任一个确定的区域
星群xīngqún[star group] 在同一方向以相同的速度运动的许多恒星
星体xīngtǐ[planet] 指个别星球(如太阳、月亮、水星、哈雷彗星等)
星图xīngtú[star chart] 标记恒星位置的图夏季的星图与冬季的星图完全不一样
星团xīngtuán[cluster] 在天空中显得彼此很接近并似乎具有共同性质(如距离和运动)的恒星集合
星系xīngxì[galaxy] 由几千亿颗恒星组成的巨大恒星系统,不仅包括恒星,而且有星云、星团、球状星团和星际物质
星相xīngxiàng[astrology] 星命相术
凡一切山人墨客、医卜星相人等,俱拿下东厂监禁。??《?杌闲评??明珠缘》
星星xīngxing
(1) [star] [口]∶夜晚天空中闪烁发光的天体
(2) [tiny spot]∶细而小的点儿
星星点点xīngxīng-diǎndiǎn[bits and pieces] 形容量少且分散
山坡上点缀着星星点点的小花
星星之火xīngxīngzhīhuǒ[a single spark] 一小点火星。多比喻微小的事物
星星之火,可以勺灭。??明?朱国桢《僧道之妖》
星宿xīngxiù
(1) [constellation]
(2) 中国古时指星座,共分二十八宿
(3) 星的动态,尤指占星术中一个人诞生时决定其命运或一生状况的星宿
星眼xīngyǎn[bright eyes] 明亮美丽的眼睛(多指女子的)
娘娘听了,柳眉剔竖,星眼圆睁。??《清平山堂话本》
星夜xīngyè
(1) [at night]∶夜晚
(2) [by night]∶连夜
星移斗转xīngyí-dǒuzhuǎn[passage of time] 星斗转移位置,表示时序变迁,比喻时间变化
早星移斗转回,碧天边月又高。??《雍熙乐府?思忆》
星云xīngyún[nebula] 在我们的银河系或其他星系的星际空间中由非常稀薄的气体或尘埃构成的许多巨大天体之一
星占xīngzhān
(1) [divine by astrology]∶使用或实行占卜
(2) [cast a horoscope]∶用占星术计算
星震xīngzhèn[starquake] 恒星的震动
星子xīngzi细小物 [planetesimal;little bits] b [方]∶指星星
满天星子
星座xīngzuò[constellation] 星空中看起来形成某种形态的任一星群,根据公元2世纪托勒玫的星表总计48个星座,每个星座以神话中的人物、动物或器物命名,还有40个星座是希腊、罗马时代的人后来增加的,以补充留下的空白天区(如地中海地区看不见的南天极周围的天区);任一星群在空中的方位。
【中医术语】星：病证名。目黑睛上生星点状白翳之病证。见《证治准绳?杂病》。有：“乌珠上有星，独自生也，若连萃而相生相聚者，不是星。盖星不能大，大而变者亦不是。”即银星独见。详该条。
【蓝巨星】 [本章字数：909 最新更新时间：2008-05-04 05:17:41.0]
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在天文学里,有“红巨星”和“蓝巨星”,前者呈暗红色,温度较低,通常属于老年恒星;而后者的温度极高,是年轻恒星的典范。
当一颗恒星度过它漫长的青壮年期??主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍。称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段??白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。
蓝巨星也是有的，但数量远少于红巨星。和红巨星一样，蓝巨星也都是体积过大的恒星，它们的持续阶段是比较短, 只有数千万年的光景，但原因并不完全一样.蓝巨星是高质量的主序星, 其内部的核反应速率很大, 很快就离开了主序. 而红巨星是恒星主序后的氦和更重原子核燃烧的阶段, 产能速率很大, 而能源则不足(氦和更重原子核聚变产能的潜力已经很小了), 所以持续时间不长.物体的热辐射和温度有着一定的函数关系(在天文学里,有“红巨星”和“蓝巨星”,前者呈暗红色,温度较低,通常属于老年恒星;而后者的温度极高,是年轻恒星的典范)。
在银河系中，疏散星团一般有年轻的蓝巨星组成，并且靠近银道面，因而属于星族I。球状星团有红巨星和天琴座RR型星组成，这些恒星按演化来说要年老得多。此外，球状星团既远离银道面，又靠近银心，所以它被列为星族II。与疏散星团不同，球状星团的特征是极端稳定，它们不仅密集，星数众多，远远超过疏散星团而且年龄也大的多??大约在50亿年以上。由观测得知，球状星团拥有大量红巨星和天琴座RR星。有一个球状星团甚至还包含着行星状星云。上述各类天体的年龄均比疏散星团中的蓝星高的多。这两类星团的相对年龄可由两者典型的颜色?光度图之间的差别清楚地反映出来。
【红巨星】 [本章字数：1560 最新更新时间：2008-05-04 05:18:08.0]
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现以太阳来说明红巨星(red giant)。
英文简释：The star becomes a red giant,in which the hydrogen of the original star has expanded to become a huge ,red-coloured "envelope"of gas.The helium and carbon at the centre form a dense,compact core within the hydrogen "envelope".
当一颗恒星度过它漫长的青壮年期??主序星(main sequence)阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。
称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。
称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。
在赫-罗图( Hertzsprung-Russell diagram)中， 红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。
我们来较详细地看看红巨星的形成。我们已经知道，恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生。辐射压与它自身收缩的引力相平衡。
氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风。有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩，使其密度、压强和温度都升高。氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。
这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀??燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。
红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段??白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开降到三、四千开尔文，成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
预计太阳在红巨星阶段将大约停留10亿年时间，光度将升高到今天的好几十倍。到那时候，地面的温度将升高到今天的两三倍，北温带夏季最高温度将接近100℃。
【恒星尾流】 [本章字数：378 最新更新时间：2008-05-04 05:21:19.0]
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恒星尾流是恒星在晚期出现的一种天文现象,当一颗濒临"死亡"的恒星以每秒超过数百公里的速度在宇宙间穿行,由于恒星的引力无法束缚其表面的物质时,恒星上的物质就会被抛向恒星后面,形成一条物质流,从远处看,就像一颗"超级彗星"一样.恒星尾流在可见光的光谱上为淡蓝色,构成物质一般为氢、氦、氧、碳、氮等元素.
要形成恒星尾流,最重要的条件是恒星必须进入晚期,进入晚期的恒星体积膨胀,引力无法保持恒星的完整性,并且恒星必须是高速运动的,才能形成恒星尾流.
由于恒星尾流抛射出的物质远离原星体,不容易被再次吞没,所以恒星尾流更容易形成新的恒星、行星,甚至生命.
图中为鲸鱼星座中的恒星MIRA（中文名 ?藁增二）,它距离地球350光年,尾流长约13光年.MIRA是一颗红巨星质量与太阳差不多,体积却是太阳的400倍,正以每秒130公里的速度穿越我们的银河系.
【光谱】 [本章字数：3179 最新更新时间：2008-05-04 05:25:22.0]
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光谱『spectrum』
光谱是复色光经过色散系统（如棱镜、光栅）分光后，被色散开的单色光按波长（或频率）大小而依次排列的图案。
光波是由原子内部运动的电子产生的．各种物质的原子内部电子的运动情况不同，所以它们发射的光波也不同．研究不同物质的发光和吸收光的情况，有重要的理论和实际意义，已成为一门专门的学科??光谱学．下面简单介绍一些关于光谱的知识．
分光镜观察光谱要用分光镜，这里我们先讲一下分光镜的构造原理．图6-18是分光镜的构造原理示意图．它是由平行光管A、三棱镜P和望远镜筒B组成的．平行光管A的前方有一个宽度可以调节的狭缝S，它位于透镜L1的焦平面①处．从狭缝射入的光线经透镜L1折射后，变成平行光线射到三棱镜P上．不同颜色的光经过三棱镜沿不同的折射方向射出，并在透镜L2后方的焦平面MN上分别会聚成不同颜色的像（谱线）．通过望远镜筒B的目镜L3，就看到了放大的光谱像．如果在MN那里放上照相底片，就可以摄下光谱的像．具有这种装置的光谱仪器叫做摄谱仪．
发射光谱物体发光直接产生的光谱叫做发射光谱．发射光谱有两种类型：连续光谱和明线光谱．
连续分布的包含有从红光到紫光各种色光的光谱叫做连续光谱（彩图6）．炽热的固体、液体和高压气体的发射光谱是连续光谱．例如电灯丝发出的光、炽热的钢水发出的光都形成连续光谱．
只含有一些不连续的亮线的光谱叫做明线光谱（彩图7）．明线光谱中的亮线叫做谱线，各条谱线对应于不同波长的光．稀薄气体或金属的蒸气的发射光谱是明线光谱．明线光谱是由游离状态的原子发射的，所以也叫原子光谱．观察气体的原子光谱，可以使用光谱管（图6-19），它是一支中间比较细的封闭的玻璃管，里面装有低压气体，管的两端有两个电极．把两个电极接到高压电源上，管里稀薄气体发生辉光放电，产生一定颜色的光．
观察固态或液态物质的原子光谱，可以把它们放到煤气灯的火焰或电弧中去烧，使它们气化后发光，就可以从分光镜中看到它们的明线光谱．
实验证明，原子不同，发射的明线光谱也不同，每种元素的原子都有一定的明线光谱．彩图7就是几种元素的明线光谱．每种原子只能发出具有本身特征的某些波长的光，因此，明线光谱的谱线叫做原子的特征谱线．利用原子的特征谱线可以鉴别物质和研究原子的结构．
吸收光谱高温物体发出的白光（其中包含连续分布的一切波长的光）通过物质时，某些波长的光被物质吸收后产生的光谱，叫做吸收光谱。例如，让弧光灯发出的白光通过温度较低的钠气（在酒精灯的灯心上放一些食盐，食盐受热分解就会产生钠气），然后用分光镜来观察，就会看到在连续光谱的背景中有两条挨得很近的暗线（见彩图8．分光镜的分辨本领不够高时，只能看见一条暗线）．这就是钠原子的吸收光谱．值得注意的是，各种原子的吸收光谱中的每一条暗线都跟该种原子的发射光谱中的一条明线相对应．这表明，低温气体原子吸收的光，恰好就是这种原子在高温时发出的光．因此，吸收光谱中的谱线（暗线），也是原子的特征谱线，只是通常在吸收光谱中看到的特征谱线比明线光谱中的少．
光谱分析
由于每种原子都有自己的特征谱线，因此可以根据光谱来鉴别物质和确定它的化学组成．这种方法叫做光谱分析．做光谱分析时，可以利用发射光谱，也可以利用吸收光谱．这种方法的优点是非常灵敏而且迅速．某种元素在物质中的含量达10-10克，就可以从光谱中发现它的特征谱线，因而能够把它检查出来．光谱分析在科学技术中有广泛的应用．例如，在检查半导体材料硅和锗是不是达到了高纯度的要求时，就要用到光谱分析．在历史上，光谱分析还帮助人们发现了许多新元素．例如，铷和铯就是从光谱中看到了以前所不知道的特征谱线而被发现的．光谱分析对于研究天体的化学组成也很有用．十九世纪初，在研究太阳光谱时，发现它的连续光谱中有许多暗线（参看彩图9，其中只有一些主要暗线）．最初不知道这些暗线是怎样形成的，后来人们了解了吸收光谱的成因，才知道这是太阳内部发出的强光经过温度比较低的太阳大气层时产生的吸收光谱．仔细分析这些暗线，把它跟各种原子的特征谱线对照，人们就知道了太阳大气层中含有氢、氦、氮、碳、氧、铁、镁、硅、钙、钠等几十种元素．
复色光经过色散系统分光后按波长的大小依次排列的图案，如太阳光经过分光后形成按红橙黄绿蓝靛紫次序连续分布的彩色光谱．有关光谱的结构，发生机制，性质及其在科学研究、生产实践中的应用已经累积了很丰富的知识并且构成了一门很重要的学科～光谱学．光谱学的应用非常广泛，每种原子都有其独特的光谱，犹如人们的“指纹”一样各不相同．它们按一定规律形成若干光谱线系．原子光谱线系的性质与原子结构是紧密相联的，是研究原子结构的重要依据．应用光谱学的原理和实验方法可以进行光谱分析，每一种元素都有它特有的标识谱线，把某种物质所生成的明线光谱和已知元素的标识谱线进行比较就可以知道这些物质是由哪些元素组成的，用光谱不仅能定性分析物质的化学成分，而且能确定元素含量的多少．光谱分析方法具有极高的灵敏度和准确度．在地质勘探中利用光谱分析就可以检验矿石里所含微量的贵重金属、稀有元素或放射性元素等．用光谱分析速度快，大大提高了工作效率．还可以用光谱分析研究天体的化学成分以及校定长度的标准原器等．
复色光经过色散系统（如棱镜、光栅）分光后，按波长（或频率）的大小依次排列的图案。例如，太阳光经过三棱镜后形成按红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫次序连续分布的彩色光谱。红色到紫 色，相应于波长由7,700?3,900埃的区域，是为人眼所能感觉的可见部分。红端之外为波长更长的红外光，紫端之外则为波长更短的紫外光，都不能为肉眼所觉察，但能用仪器记录。
因此，按波长区域不同，光谱可分为红外光谱、可见光谱和紫外光谱；按产生的本质不同，可分为原子光谱、分子光谱；按产生的方式不同，可分为发射光谱、吸收光谱和散射光谱；按光谱表观形态不同，可分为线光谱、带光谱和连续光谱。
光谱分如下几种形式。
①线状光谱。由狭窄谱线组成的光谱。单原子气体或金属蒸气所发的光波均有线状光谱，故线状光谱又称原子光谱。当原子能量从较高能级向较低能级跃迁时，就辐射出波长单一的光波。严格说来这种波长单一的单色光是不存在的，由于能级本身有一定宽度和多普勒效应等原因，原子所辐射的光谱线总会有一定宽度（见谱线增宽）；即在较窄的波长范围内仍包含各种不同的波长成分。原子光谱按波长的分布规律反映了原子的内部结构，每种原子都有自己特殊的光谱系列。通过对原子光谱的研究可了解原子内部的结构，或对样品所含成分进行定性和定量分析。
②带状光谱。由一系列光谱带组成，它们是由分子所辐射，故又称分子光谱。利用高分辨率光谱仪观察时，每条谱带实际上是由许多紧挨着的谱线组成。带状光谱是分子在其振动和转动能级间跃迁时辐射出来的，通常位于红外或远红外区。通过对分子光谱的研究可了解分子的结构。
③连续光谱。包含一切波长的光谱，赤热固体所辐射的光谱均为连续光谱。同步辐射源（见电磁辐射）可发出从微波到X射线的连续光谱，X射线管发出的轫致辐射部分也是连续谱。
④吸收光谱。具有连续谱的光波通过物质样品时，处于基态的样品原子或分子将吸收特定波长的光而跃迁到激发态，于是在连续谱的背景上出现相应的暗线或暗带，称为吸收光谱。每种原子或分子都有反映其能级结构的标识吸收光谱。研究吸收光谱的特征和规律是了解原子和分子内部结构的重要手段。吸收光谱首先由J.V.夫琅和费在太阳光谱中发现（称夫琅和费线），并据此确定了太阳所含的某些元素。
具体的元素光谱：红色代表硫元素,蓝色代表氧元素,而绿色代表氢元素。
【小行星带】 [本章字数：3709 最新更新时间：2008-05-16 18:15:37.0]
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小行星带(英文：Asteroid belt)是位于火星和木星轨道之间的小行星的密集区域，估计此地带存在着50万颗小行星。关于形成的原因，比较普遍的观点是在太阳系形成初期，由于某种原因，在火星与木星之间的这个空挡地带未能积聚形成一颗大行星，结果留下了大批的小行星。
在太阳系中，除了九颗大行星以外，还有成千上万颗我们肉眼看不到的小天体，它们像九大行星一样，沿着椭圆形的轨道不停地围绕太阳公转。与九大行星相比，它们好像是微不足道的碎石头。这些小天体就是太阳系中的小行星。
小行星，顾名思义，它们的体积都很小。最早发现的“谷神星”（Ceres 1)、“智神星”(Pallas 2)、“婚神星”(Juno 3) 和“灶神星”(Vesta 4)是小行星中最大的四颗，被称为“四大金刚”。“四大金刚”中最大的谷神星直径约为1000千米，最小的婚神星直径约为200多千米；如果能把它们从天上“请”到地球上来，中国的青海省刚好可以让谷神星安家。除去“四大金刚”外，其余的小行星就更小了，据估计，最小的小行星直径还不足1千米。虽然它们的体积比卫星还小得多，但是在太阳系这个家庭中，却要和九大行星论资排辈。
大多数小行星是一些形状很不规则、表面粗糙、结构较松的石块，表层有含水矿物。它们的质量很小，按照天文学家的估计，所有小行星加在一起的质量也只有地球质量的4／10000。这些小行星和它们的大行星同伴一起，一面自转，一面自西向东地围绕太阳公转。尽管拥挤，却秩序井然，有时它们巨大的邻居--木星的引力会把一些小行星拉出原先的轨道，迫使它们走上一条新的漫游道路。在近年对小行星观测中，还发现一个有趣的现象，有些小行星竟然也有自己的卫星。
在1991年以前所获得的小行星数据主要是通过基于地面的观测。1991年10月，伽利略号探测器经过951号小行星（Gaspra2017），从而获得了第一张高分辨率的小行星照片。1993年8月，伽利略号又飞经了243号小行星（Ida4005），使其成为第二颗被宇宙飞船访问过的小行星。1997年 6月27日，近地小行星探测器（NEAR）与253号小行星（Mathilde4001）擦肩而过。这次机遇使得科学家们第一次能近距离观察这颗小行星。宇宙探测器经过小行星带时发现，小行星带其实非常空旷，小行星与小行星之间分隔得非常遥远。
在火星和木星轨道之间有数量庞大的岩石状小天体，它们被称为小行星带。已被观测到的小行星数目超过7000颗，其中已测定精确轨道并正式编号的有5000多颗。
小行星比太阳系九大行星中的任何一个都小，仅有为数很少的几颗大型小行星。约有30颗直径超过200公里。已知最大的一颗是谷神星，直径约935公里，第二大的是智神星，直径535公里。约250颗小行星的直径大于100公里。估计太阳系内有几百万颗巨砾规模的小行星。这些小型小行星或许是大型小行星相互碰撞时形成的，其中少数一些以陨石形式撞击到地球表面。最大的小行星的质量才大到足以使它们在形成之际在自身引力作用下塑造成球形。小行星的亮度缺少有规律变化的事实支持上述假设，因为只有对称形态的天体才能产生有规律的光变化。小行星的自转总是呈现出多种多样的反光表面面积。小行星的外形多种多样。
伽利略航天器在前往木星的途中经过小行星带，拍摄到小行星爱达有一颗属于自己的小卫星。爱达呈长约56公里的土豆状，在距离约100公里处有一直径约1.5公里的岩石块，这是已知的太阳系中最小的天然卫星。还有一些小行星也具有自己的卫星。有一些小行星的轨道几乎不断地和地球的轨道交叉。已确认的这类小行星有91颗。它们被称为阿波罗型小行星。天文学家们全力搜索这类小行星，部分原因是惟恐它们可能会和地球相撞。了解这类小行星的存在并计算出它们的轨道，就可能找出改变其轨道的方法，使之远离地球而去。地球和大型小行星的碰撞是罕见的，但与小型小行星的碰撞则较为多见。据估算，在100万年内，可能会有几个直径1000米的小行星与地球碰撞。如果一个这样大小的行星撞上地球，产生的爆炸威力相当于几颗氢弹，碰撞会形成直径13公里左右的陨石坑，还会造成全球性气候的短期失调。撞击点若在海洋，也会产生灾难性后果。一些科学家确信，在白垩纪末期（距今6500万年前），一个直径约10公里的小行星或陨石撞击了尤卡坦半岛北部，致使恐龙以及其他多种动物绝灭。小行星也和陨石一样，由不同比例的石质物质和金属物质（主要是铁）组成。许多这类天体都含有大量的碳，所以颜色发黑，反照率低。它们又称为碳质球粒天体。可以认为这种天体是从诞生太阳系的原始星云中聚合而成的第一批物质。它们没有经受随后的任何变异（如内部的放射性致热所引起的熔融，或陨石撞击所引发的结构性变态）。
绝大多数小行星的绝对星等都在11?19之间，中间值是16。在比较上，谷神星的绝对星等3.32是非常高的。小行星带内的温度随著与太阳的距离而变，尘埃粒子的典型温度在2.2 天文单位之处是200 K（-73°C），到了3.2 天文单位之处会降低至165 K（-108°C）。[26]然而，因为自转的缘故，朝向太阳暴露在太阳辐射的表面和背向太阳面对背景星空的表面，在温度上可能会有显著的差异。
木星是太阳系中最大的行星，它更像是一个恒星而不像是行星，在它的引力影响下，在木星和火星之间的区域内不可能形成任何行星。在太阳系形成过程中，木星的引力作用干扰了小行星带内的行星前物质，促使它们裂碎并破坏，而不是将之聚合并形成一个行星规模的天体。计算表明，假如将所有的小行星聚合成为一个天体，也只能形成一个类似于太阳系中较大的卫星那样大小的天体，如月球。
这些小行星与太阳距离不同、成分和密度互异，而且随着离开太阳系中心的距离增大，有从石质-金属物质向水质、碳质-石质物质的过渡，并有密度递减的趋势。这种情况表明小行星并非一个大行星裂碎或爆发的结果。
彗星是一种绕太阳运行、接近太阳时会产生弥漫的气体包层并往往出现发光长尾的小天体。通常彗星以它们朦胧的外形和极端扁椭圆的轨道区别于太阳系其他天体。
当彗星距离太阳尚远时，用大型望远镜可以看见彗星唯一组成部分是彗核。彗核为一团外形不规则的物质，其成分大部分是冻结的水与类似煤烟的物质或许是微尘状的碳的混合物。航天器1986年拍摄的哈雷彗星的彗核显示了其核的颜色很黑，表面90%被一层尘粒“外壳”所覆盖。彗核相当小，仅为15公里×8公里。随着彗核飞临太阳，它的尘埃表面越来越热，许多热量转移到外壳之内，下表层的冰开始升华。从而产生的气体飞离彗星，并带走一些约束松散的尘粒。当彗星和太阳的距离小于4亿5千万公里时，升华现象开始。蒸发气体的化学成分主要是水（约占80%）其余为一氧化碳、二氧化碳、甲烷、氨和二硫化碳。飞离彗核的第一代分子迅速分裂变为第二代分子、原子团和离子。它们吸收太阳辐射并散射日光。当一个典型的彗核距离太阳小于1亿5千万公里时，它被一个气、尘组成的球状包层（即彗发）所笼罩，其直径可达10万公里。彗发气体以每秒约600米的速度向外散发，同时将尘粒从彗核中拉出来。一个彗星在临近太阳时，可能会演化出两条彗尾。高速质子和电子组成的太阳风在背离太阳的方向驱扫出彗星离子，形成一条笔直的等离子体彗尾。可能出现的第二条彗尾由1微米大小的尘粒组成。尘埃彗尾具有比等离子体彗尾更大的曲率，通常也较短。由于太阳辐射压强作用在微小尘粒上，所以尘埃彗尾也指向背离太阳的方向。较大的尘粒从彗核中释放出来后，即进入和它们曾从属的彗星具有近乎相同轨道要素的轨道中。其中超过及落后于彗星的尘粒最终形成一条在彗星轨道附近的尘埃环带。这就是所谓的流星体群。当地球穿过这样的流星体群时，在地球高层大气中就会产生流星雨。彗星每次经过太阳附近时，都被太阳辐射蒸发出一些物质，形成彗尾，这些物质逐渐消失到行星际空间中去,于是彗星的质量越来越少。不仅如此,彗星还会由于太阳等天体施加的起潮力而逐渐瓦解，形成流星群（见流星雨），比拉彗星的分裂和瓦解就是一例。彗星的寿命有长有短，但平均大概只有几千个公转周期。
一般认为，彗星和太阳系具有同样的年龄，它们是大行星构造材料的残余剩物。它们经历了起吸积作用的太阳系外行星的引力摄动后进入极端扁椭的轨道。在环绕太阳系的一个称为奥尔特云的球状区域内，存在着数亿颗彗核。。这种彗核当受到一个近距恒星的引力扰动时，就可从云中飞出，进入内太阳系。
据一些太阳系吸积模型推测，远久之前的一次彗星轰击地球，可能在大气和海洋的形成过程中起过重要作用。此外，彗星还可能为生命在地球上演化提供所需的有机分子。
彗星一般划分为短周期彗星（周期短于200年）和长周期彗星（周期长于200年）两大类。哈雷彗星是肉眼能容易地见到的彗星之一，其平均周期为76年，一个人一生中可见它回归一次。
注：2006-08-324日，国际天文学联合会大会投票决议，传统九大行星之一的冥王星被归类为“矮行星” ，不再将其视为行星，从而确认太阳系只有8颗行
