Niebo – część atmosfery lub przestrzeni kosmicznej widzianej z powierzchni dowolnego obiektu astronomicznego. Czasami niebo definiowane jest również jako gęsta powłoka atmosferyczna planety.
Jako pojęcie astronomiczne niebo określane jest mianem sfery niebieskiej. Jest to umowne sklepienie, na którym Słońce, Księżyc, planety i gwiazdy przemieszczają się. Sfera niebieska podzielona jest na obszary zwane konstelacjami

Niebo widziane z Ziemi
W dzień niebo widziane z Ziemi ma kolor modry (intensywny niebieski), ponieważ światło słoneczne ulega rozproszeniu przez molekuły powietrza, natomiast nocą ma wygląd czarnej powierzchni, czasami pokrytej gwiazdami (w zależności od zachmurzenia).
Na niebie, w zależności od aktualnych warunków atmosferycznych dostrzegalne jest Słońce, Księżyc, planety oraz gwiazdy. Naturalnymi zjawiskami widzianymi na niebie są chmury, tęcze, zorze polarne oraz opady atmosferyczne i pioruny występujące podczas burz. Człowiek także przyczynił się do zjawisk obserwowanych na niebie. Wskutek jego działalności, często ponad dużymi miastami tworzy się smog, natomiast w ciągu nocy występuje tzw. zanieczyszczenie świetlne.

Luminancja i kolory nieba
Chmury w odcieniach czerwieni podczas zachodu Słońca.
Kolor ziemskiego nieba w słoneczny dzień, w wyniku rozpraszania Rayleigha postrzegany jest przez oko ludzkie jako gradient – ciemnoniebieski przy zenicie i jasnoniebieski blisko horyzontu. Dzieje się tak, ponieważ światło, które dobiega do obserwatora z góry przenika przez 1/38 masy powietrza, przez którą musi przeniknąć światło dobiegające wzdłuż horyzontu. Tak więc zenitalne promienie Słońca rozpraszane są przez znacznie mniejszą ilość cząsteczek powietrza niż promienie dobiegające z okolic horyzontu, stąd różnica w kolorach nieba.
Niebo może przybierać również inne barwy, takie jak czerwona, pomarańczowa i żółta (zwłaszcza podczas zachodu i wschodu Słońca) oraz czarna w ciągu nocy. Rozproszenie światła w atmosferze powoduje także jego częściową polaryzację.
W celu optymalnego i efektywnego oświetlenia wnętrz pomieszczeń światłem dziennym Międzynarodowa Komisja Oświetleniowa (fr. Commission internationale de l'éclairage) opracowała specjalne zalecenia dotyczące korzystania z luminancji nieba. Ostatnie prace tej komisji określają "wszystkie modele nieba" – od nieba bezchmurnego do niemal całkowicie pokrytego chmurami.

Niebo widziane z innych planet
Niebo widziane z ciał niebieskich o szczątkowej atmosferze (Księżyc, Merkury) jest zawsze czarne. Gwiazdy mogą być dostrzeżone nawet w sąsiedztwie słońca.
Na planetach posiadających atmosferę, niebo przybiera różne kolory w zależności od ciśnienia atmosferycznego, składu atmosfery i światła docierającego z lokalnej gwiazdy. Niebo na Marsie jest różowe, natomiast na planetach gdzie ciśnienie atmosferyczne jest wielokrotnie większe niż na Ziemi - białe. W przypadku wysokiej zawartości metanu niebo przybiera barwę zieloną (jak na Uranie czy Neptunie).
W innych układach planetarnych układ gwiazdozbiorów na niebie różni się od ziemskiego. Im bardziej oddalona od Słońca planeta, tym mniej znanych z ziemskiego nieba konstelacji można dostrzec

Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna nazywana jest też po prostu Galaktyką, ale wtedy dla odróżnienia od innych galaktyk pisana jest wielką literą „G”. Zawiera od 100 (według starszych szacunków) do 400 miliardów (według nowszych szacunków) gwiazd. Ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 1000 lat świetlnych[1].
Na niebie widziana jest jako jasna smuga przecinająca niebo (pod warunkiem przebywania obserwatora w miejscu z niewielkim zanieczyszczeniem światłem). 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.
Droga Mleczna porusza się w kosmosie w kierunku Supergromady Lokalnej. Ta zaś wraz z naszą Droga Mleczną przyciągana jest przez Wielki Atraktor, czyli olbrzymie skupisko galaktyk zgrupowanych w gromady i supergromady. Oddziaływanie grawitacyjne między Drogą Mleczną a Wielkim Atraktorem powoduje, że nasza Galaktyka porusza się w kierunku jego centrum z prędkością ponad dwóch milionów kilometrów na godzinę[2].
Pierwotnie termin odnosił się do widocznego na niebie pasa światła utworzonego z gwiazd znajdujących się na równiku galaktycznym. Według mitologii greckiej Droga Mleczna powstała z kropli rozlanego mleka, którym Hera karmiła Heraklesa

Odkrywca: Znana w starożytności
Typ: SBbc
Wymiary: 100-120 tys. średnicy
         1 tys. grubości
Jasność absolutna: -20,8m
Masa: 10^12 M?
Satelity: Obłoki Magellana, SagDEG
Galaktyki: Karzeł Psów Gończych, Karzeł Wielkiego Psa i inne mniejsze


Wiek
W 2004 roku grupa astronomów (Luca Pasquini, Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli i Raffaele G. Gratton) oszacowała wiek Galaktyki na podstawie pomiaru zawartości berylu w gwiazdach gromady kulistej NGC 6397 na 13,6 ± 0,8 miliarda lat


Budowa
Przypuszczalnie z zewnątrz Droga Mleczna wygląda podobnie do ukazanej tu galaktyki NGC 6744, choć ma od niej dwukrotnie mniejszą średnicę
Droga Mleczna to duża galaktyka spiralna z poprzeczką o masie ok. 1012 mas Słońca. Dysk galaktyczny ma 100-120 tysięcy lat świetlnych średnicy. Droga Mleczna widziana z boku przypomina dysk z soczewkowatym zgrubieniem w części środkowej. Centrum Drogi Mlecznej leży ok. 28 000 lat świetlnych od Słońca, a z Ziemi widoczne jest w gwiazdozbiorze Strzelca. Ze względu na położenie Układu Słonecznego wewnątrz dysku Galaktyki, badanie struktury Galaktyki jest znacznie utrudnione.
Prędkość orbitalna Układu Słonecznego wynosi ok. 268 km/s. Prędkość orbitalna gwiazd w dysku poza zgrubieniem centralnym zależy słabo od odległości od jądra (tzw. płaska krzywa rotacji) i przeważnie wynosi ponad 200 km/s, co oznacza, że okresy obiegu różnią się znacznie dla gwiazd znajdujących się w różnych odległościach od centrum Galaktyki. Galaktyka nie rotuje jak ciało sztywne, a jej widoczna struktura jest, tak jak u innych galaktyk spiralnych, efektem dynamicznym przypominającym nieco falę stojącą (fala gęstości).
Nasza Galaktyka jest najprawdopodobniej galaktyką spiralną z poprzeczką SBc lub SBb (zgodnie z klasyfikacją Hubble’a).
Znane są cztery główne ramiona Galaktyki:
Ramię Strzelca (Ramię Strzelca-Kila)
Ramię Węgielnicy (Ramię Łabędzia, Ramię Zewnętrzne)
Ramię Perseusza
Ramię Krzyża (Ramię Tarczy)
a także kilka mniejszych:
Ramię Oriona
Bliskie Ramię Trzech Kiloparseków
Dalekie Ramię Trzech Kiloparseków


Droga Mleczna widziana w podczerwieni przez Kosmiczny Teleskop Spitzera
Dokładne ustalenie liczby ramion w naszej Galaktyce jest utrudnione przez fakt, że obserwowana jest ona od wewnątrz, a widzenie jest ograniczone przez pył kosmiczny. Badania struktury prowadzone są za pomocą obserwacji wodoru atomowego oraz tlenku węgla. Odległość między Ramieniem Oriona a Ramieniem Perseusza (mierzona w pobliżu Słońca) wynosi ok. 6500 lat świetlnych. Ramiona można opisać spiralą logarytmiczną. Dysk otoczony jest kulistym halo, składającym się ze starych gwiazd oraz z około 200 gromad kulistych. Promień halo naszej galaktyki może wynosić nawet 300 000 lat świetlnych[4] (jest to odległość większa niż dzieląca nas od satelitów Drogi Mlecznej i ponad 10% odległości do Galaktyki Andromedy).
W Centrum Galaktyki znajduje się supermasywna czarna dziura, a zjawiska towarzyszące jej istnieniu manifestują się jako źródło promieniowania Sagittarius A*, a także liczne gwiazdy i pył. Wiadomo także, że Droga Mleczna „wchłonęła” niektóre mniejsze Galaktyki, po których zostały tylko mniejsze grupki gwiazd odmiennych niż te w naszej Drodze Mlecznej. Nasza Galaktyka jest także w trakcie wchłaniania galaktyk karłowatych w gwiazdozbiorze Strzelca i Wielkiego Psa.
W centralnej części poprzeczki Drogi Mlecznej dzięki obserwacjom wykonanym przez Obserwatorium Herschela w 2011 roku zaobserwowano też pierścień przypominający kształtem symbol nieskończoności z dwoma płatami skierowanymi na boki. Te dwa płaty są dowodem, iż ta nieznana wcześniej struktura jest wyraźnie skręcona. Pierścień rozciąga się na przestrzeni 600 lat świetlnych


Sąsiedztwo galaktyki
Droga Mleczna, Galaktyka Andromedy oraz Galaktyka Trójkąta są głównymi elementami Grupy Lokalnej Galaktyk. Jest to zbiór co najmniej 54 galaktyk[7] położonych blisko siebie i związanych grawitacyjnie. Większość z nich to galaktyki karłowate lub nieregularne. Wiele spośród tych pierwszych, ze względu na ich małą jasność, pozostaje zapewne nadal nieodkrytych.
Najbliższą galaktyką podobną do Drogi Mlecznej (spiralną) jest Galaktyka Andromedy (M31), widoczna w gwiazdozbiorze Andromedy. Ma ona większe rozmiary i zawiera więcej gwiazd, ale ma mniejszą masę, co najprawdopodobniej wynika z większej zawartości ciemnej materii w Drodze Mlecznej.
Przewiduje się, że za ponad 3 miliardy lat dojdzie do zderzenia Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną[8]. Zderzenie zapewne nie zniszczy Układu Słonecznego, gdyż z uwagi na wielkie odległości pomiędzy gwiazdami prawdopodobieństwo takiego zdarzenia jest bardzo małe[9]. Z pewnością natomiast jego ruch wokół centrum Galaktyki zmieni się nieodwracalnie, wraz z postępującymi zmianami w obu zlewających się galaktykach; prawdopodobnie trafi on na dalszą orbitę wokół powstającego jądra nowej galaktyki eliptycznej.


Chmury – obserwowane w atmosferze skupiska kondensatów substancji występującej w postaci pary. W atmosferze ziemskiej jest to para wodna[1]. Ochładzanie zmniejsza prężność pary nasyconej, osiągnięcie temperatury punktu rosy powoduje nasycenie pary wodnej (saturację), dalsze ochładzanie wywołuje przesycenie i kondensację. Kondensacja i parowanie (w przypadku chmur wodnych) oraz depozycja i sublimacja (w przypadku chmur lodowych) zachodzą w atmosferze na chmurowych lub lodowych jądrach (zarodkach) nukleacji.


Podział chmur
Chmury można podzielić na różne sposoby:
ze względu na wysokość występowania na:
chmury wysokie,
chmury średnie,
chmury niskie,
ze względu na kształt na:
chmury pierzaste,
chmury warstwowe,
chmury kłębiaste.
ze względu na budowę wewnętrzną:
chmury o rozciągłości poziomej,
chmury rozbudowane w pionie (np. cumulus, cumulonimbus).
ze względu na sposób powstania:
chmury falowe (np. stratus)
chmury konwekcyjne (np. cumulus)
chmury frontowe (np. altostratus)
Typologia ta obejmuje chmury występujące w troposferze. Oprócz nich w regionach polarnych występują chmury położone w wyższych warstwach atmosfery. Na wysokości 15–25 km, w stratosferze występują polarne chmury stratosferyczne, do których zalicza się obłoki perłowe. Na wysokościach 75–85 km ponad powierzchnią ziemi, w mezosferze występują obłoki srebrzyste.


Chmury na innych planetach
W Układzie Słonecznym każda planeta, która posiada dostatecznie gęstą atmosferę, posiada specyficzne chmury.
Chmury na Wenus są całe zbudowane z kropelek kwasu siarkowego, a przy tym są tak gęste, że odbijają większość padającego na nie promieniowania słonecznego. Uniemożliwiają one również ucieczkę promieniowania z powierzchni planety, czego konsekwencją jest olbrzymi efekt cieplarniany.
Mars posiada wysokie cienkie chmury zbudowane z lodu.
Jowisz i Saturn w najwyższej części atmosfery posiadają chmury zbudowane z amoniaku, w części środkowej atmosfery chmury składają się głównie z wodorosiarczku amonu, a w najniższej istnieją chmury wodne.
Księżyc Saturna Tytan posiada chmury zbudowane z azotu, metanu i prostych związków organicznych.
Uran i Neptun posiadają atmosfery zdominowane przez chmury metanu.