سيربنس

📅 آخر تحديث: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 11 صور
الموسوعة الحرة

كوكبة الحية ( باليونانية القديمة : Ὄφις ، بالحروف اللاتينية :  Óphis ، وتعني حرفيًا " الأفعى " ) هي كوكبة تقع في نصف الكرة السماوية الشمالي . وهي إحدى الكوكبات الثماني والأربعين التي ذكرها الفلكي بطليموس في القرن الثاني الميلادي ، ولا تزال واحدة من الكوكبات الثماني والثمانين الحديثة التي حددها الاتحاد الفلكي الدولي . وتتميز كوكبة الحية عن غيرها من الكوكبات الحديثة بانقسامها إلى جزأين غير متجاورين: رأس الحية ( Serpens Caput ) في الغرب وذيل الحية ( Serpens Cauda ) في الشرق. وبين هذين النصفين تقع كوكبة الحواء ( Ophiechus ). وفي الرسوم التصويرية، يُصوَّر جسد الحية وهو يمر خلف الحواء بين نجم مو (Mu Serpentis) في رأس الحية ونجم نو (Nu Serpentis) في ذيل الحية .

ألمع نجم في كوكبة الحية هو العملاق الأحمر ألفا الحية ، أو أونوكالهاي، في رأس الحية، ويبلغ قدره الظاهري 2.63. كما تضم ​​رأس الحية العنقود الكروي ميسييه 5، الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة، والمتغيرين آر الحية وتاو 4 الحية ، اللذين يمكن رؤيتهما بالعين المجردة أيضًا . ومن بين الأجرام السماوية البارزة خارج المجرة : سداسية سيفرت ، وهي من أكثر عناقيد المجرات كثافةً المعروفة؛ و آرب 220 ، وهي مجرة ​​نموذجية فائقة اللمعان في نطاق الأشعة تحت الحمراء ؛ وجسم هوغ ، وهو أشهر مجرة ​​من فئة المجرات الحلقية النادرة جدًا .

يمر جزء من مستوى مجرتنا درب التبانة عبر سديم ذيل الحية، وهو غنيٌّ بالتالي بأجرام سماوية بعيدة ، مثل سديم النسر (IC 4703) وعنقوده النجمي ميسييه 16. يبلغ طول السديم 70 سنة ضوئية وعرضه 50 سنة ضوئية، ويحتوي على أعمدة الخلق ، وهي ثلاث سحب غبارية اشتهرت بفضل الصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي . ومن بين الأجرام الأخرى اللافتة للنظر سديم المربع الأحمر ، وهو من الأجرام القليلة في علم الفلك التي تتخذ شكلاً مربعاً؛ ومنطقة ويسترهوت 40 ، وهي منطقة ضخمة قريبة لتكوّن النجوم، تتكون من سحابة جزيئية ومنطقة هيدروجين متأين (H II) .

تاريخ

يظهر سربنس على هيئة ثعبان يحمله أوفيوشوس في مرآة أورانيا.
الأفعى التي يحملها الحواء، كما هو موضح في مرآة أورانيا ، وهي مجموعة من بطاقات الأبراج نُشرت في لندن حوالي عام 1825. فوق ذيل الأفعى توجد كوكبة الثور البونياتوفي التي أصبحت الآن منسية ، بينما أسفلها توجد كوكبة الترس.

في الأساطير اليونانية ، يُمثل الأفعى الحية (سيربنس) أفعى كان يمسكها المعالج أسكليبيوس . ويُمثل أسكليبيوس في السماء بكوكبة الحواء، وقد قتل أفعى ذات مرة، لكنها عادت إلى الحياة بعد أن وضعت أفعى أخرى عشبة مُحيية عليها قبل موتها. ولأن الأفاعي تُبدل جلدها كل عام، فقد كانت تُعرف كرمز للولادة الجديدة في المجتمع اليوناني القديم، وتقول الأسطورة إن أسكليبيوس كان يُحيي الموتى باستخدام نفس التقنية التي شاهدها. ورغم أن هذا يُرجح أن يكون تفسير وجود الأفعى الحية مع الحواء، إلا أن السبب الحقيقي لا يزال غير معروف تمامًا. في بعض الأحيان، كانت الأفعى الحية تُصوَّر وهي تلتف حول الحواء، لكن معظم الأطالس أظهرت الأفعى الحية وهي تمر إما خلف جسد الحواء أو بين ساقيه. [ 2 ]

في بعض الأطالس القديمة، صُوِّرت كوكبتا الحية والحواء ككوكبتين منفصلتين، مع أنهما كانتا تُصوَّران في أغلب الأحيان ككوكبة واحدة. ومن أبرز الشخصيات التي صوّرت الحية بشكل منفصل يوهان باير ؛ ولذلك، تُصنَّف نجوم الحية بتسميات باير منفصلة عن نجوم الحواء. وعندما وضع يوجين ديلبورت حدود الكوكبات الحديثة في عشرينيات القرن العشرين، اختار تصوير الكوكبتين بشكل منفصل. إلا أن هذا الأمر أثار إشكالية كيفية فصل الكوكبتين، فقرر ديلبورت تقسيم الحية إلى منطقتين - الرأس والذيل - يفصل بينهما كوكبة الحواء المتصلة. عُرفت هاتان المنطقتان باسم رأس الحية وذيل الحية، [ 2 ] حيث أن كلمة "رأس الحية" تعني الرأس باللاتينية، وكلمة "ذيل الحية" تعني الذيل باللاتينية. [ 3 ]

في علم الفلك الصيني ، كانت معظم نجوم كوكبة الحية تُمثل جزءًا من سور يُحيط بسوق يُعرف باسم تيانشي ، والذي كان يقع في كوكبة الحواء وجزءًا من كوكبة هرقل . كما تضم ​​كوكبة الحية بعض الكوكبات الصينية . نجمان في ذيلها يُمثلان جزءًا من شيلو ، البرج الذي يضم مكتب السوق. ونجم آخر في الذيل يُمثل ليسي ، أي محلات المجوهرات. أما النجم الموجود في رأسها ( مو سيربنتيس ) فيُشير إلى تيانرو ، مرضعة ولي العهد ، أو أحيانًا إلى المطر . [ 2 ]

كان هناك مجموعتان نجميتان تُعرفان باسم "الثعبان" في علم الفلك البابلي ، وهما موشخوشو وباشمو. ويبدو أن موشخوشو كان يُصوَّر على أنه مزيج من التنين والأسد والطائر، ويُقابل بشكل عام كوكبة هيدرا . أما باشمو فكان ثعبانًا ذا قرون (انظر نينغشزيدا )، ويُقابل تقريبًا كوكبة أوفيس التي وضعها إيودوكسوس الكنيدي ، والتي استند إليها بطليموس في تصميم كوكبة أوفيس ( الحية ). [ 4 ]

صفات

تُعدّ كوكبة الحية الوحيدة من بين الكوكبات الحديثة البالغ عددها 88 كوكبة التي تنقسم إلى منطقتين منفصلتين في السماء: رأس الحية وذيل الحية . وتتميز هذه الكوكبة أيضاً بأنها تعتمد على كوكبة أخرى في تحديد موقعها؛ تحديداً، فهي تقع تحت سيطرة كوكبة الحواء. [ 2 ]

يحدّ رأس الحية (Serpens Caput) من الجنوب برج الميزان ، ومن الغرب برجي العذراء والعواء، ومن الشمال الإكليل الشمالي، ومن الشرق برجي الحواء والجبار . أما ذيل الحية (Serpens Cauda) فيحده من الجنوب برج القوس ، ومن الشرق برجي الترس والنسر ، ومن الشمال والغرب برج الحواء. تغطي هذه الكوكبة مساحة إجمالية قدرها 636.9 درجة مربعة ، ما يجعلها تحتل المرتبة 23 من بين 88 كوكبة من حيث الحجم. وتظهر بوضوح في سماء نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي خلال فصل الصيف. [ 5 ] يتكون نظامها النجمي الرئيسي من 11 نجمًا، ويبلغ إجمالي عدد النجوم التي تتجاوز سطوعها القدر الظاهري 6.5، وهو الحد التقليدي للرؤية بالعين المجردة، 108 نجوم. [ 5 ]

تُحدد حدود كوكبة رأس الأفعى، كما وضعها الفلكي البلجيكي يوجين ديلبورت عام 1930، بمضلع ذي عشرة أضلاع، بينما تُحدد حدود كوكبة ذيل الأفعى بمضلع ذي 22 ضلعًا. في نظام الإحداثيات الاستوائية ، تقع إحداثيات المطلع المستقيم لحدود كوكبة رأس الأفعى بين 15 ساعة و 10.4 دقيقة و 16 ساعة و22.5 دقيقة ، بينما تقع إحداثيات الميل بين 25.66 درجة و -03.72 درجة . أما حدود كوكبة ذيل الأفعى فتقع بين مطلع مستقيم قدره 17 ساعة و16.9 دقيقة و 18 ساعة و58.3 دقيقة ، وميل قدره 06.42 درجة و -16.14 درجة . [ 6 ] اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) الاختصار المكون من ثلاثة أحرف "Ser" للكوكبة في عام 1922. [ 6 ] [ 7 ]

سمات

النجوم

نجوم رئيسية

نمط النجوم في كوكبة رأس الحية كما يُرى بالعين المجردة، حيث يُمثل المثلث الرأس، بينما يُمثل خط النجوم الممتد إلى أسفل الجزء العلوي من الجسم.
كوكبة الحية (رأس الأفعى) كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة

يُشير نجم ألفا الأفعى، وهو ألمع نجوم كوكبة الأفعى، إلى قلبها . يُعرف تقليديًا باسم أونوكالهاي، [ 8 ] وهو عملاق أحمر من النوع الطيفي K2III، يقع على بُعد 23 فرسخًا فلكيًا تقريبًا، ويبلغ قدره الظاهري 2.630 ± 0.009، [ 9 ] مما يعني أنه يُمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة حتى في المناطق ذات التلوث الضوئي الكبير. يدور حول هذا النجم العملاق الأحمر نجم خافت، [ 10 ] ولكنه غير مرئي بالعين المجردة. بالقرب من ألفا يقع نجم لامدا الأفعى ، وهو نجم ذو قدر ظاهري 4.42 ± 0.05 يُشبه الشمس إلى حد كبير ، [ 11 ] ويقع على بُعد 12 فرسخًا فلكيًا فقط. [ 12 ] ويدور حوله كوكب خارج المجموعة الشمسية. [ 13 ] نظير شمسي آخر في كوكبة الحية هو النجم الرئيسي لنجم بسي سيربنتيس ، وهو نجم ثنائي [ 14 ] يقع على مسافة أبعد قليلاً عند حوالي 14 فرسخ فلكي. [ 15 ]

تشكل النجوم بيتا (اسمها الصحيح تشو منذ 5 ديسمبر 2024 [ 16 ] )، وجاما ، وإيوتا سربنتيس شكلاً مثلثياً مميزاً يُشير إلى رأس الأفعى، بينما يقع كابا سربنتيس (اسمه الصحيح جودجا [ 17 ] ) تقريباً في منتصف المسافة بين جاما وإيوتا. يُعد بيتا سربنتيس ألمع النجوم الأربعة، إذ يبلغ قدره الظاهري حوالي 3.67، وهو نجم أبيض من نجوم التسلسل الرئيسي، ويبعد عنا حوالي 160 فرسخاً فلكياً. [ 18 ] من المحتمل أن يكون هناك نجم قريب من القدر العاشر [ 19 ] مرتبطاً به فيزيائياً، على الرغم من أن ذلك ليس مؤكداً. [ 20 ] يُمكن رؤية النجم المتغير ميرا R Serpentis ، الواقع بين النجمين بيتا وجاما، بالعين المجردة عند أقصى سطوع له وهو القدر الخامس، ولكنه، كعادة النجوم المتغيرة ميرا، قد يخفت إلى أقل من القدر 14. [ 21 ] أما جاما سيربنتيس فهو نجم شبه عملاق من النوع F يقع على بُعد 11 فرسخًا فلكيًا فقط، وبالتالي فهو ساطع جدًا، إذ يبلغ قدره 3.84 ± 0.05. [ 22 ] من المعروف أن هذا النجم يُظهر تذبذبات شبيهة بتذبذبات الشمس . [ 23 ] إيوتا سيربنتيس هو نظام نجمي ثنائي. [ 24 ]

دلتا الأفعى ، التي تُشكّل جزءًا من جسم الأفعى بين القلب والرأس، هي نظام نجمي متعدد [ 25 ] يقع على بُعد حوالي 70 فرسخًا فلكيًا من الأرض. يتألف النظام من أربعة نجوم، ويبلغ قدره الظاهري الإجمالي 3.79 عند رؤيته من الأرض، [ 26 ] على الرغم من أن نجمين منها، بقدر ظاهري مُجتمع يبلغ 3.80، يُوفّران مُعظم الضوء. [ 27 ] النجم الرئيسي، وهو عملاق فرعي أبيض، هو نجم متغير من نوع دلتا السقيفة، ويبلغ متوسط ​​قدره الظاهري 4.23. [ 28 ] يقع نجم الباريوم 16 الأفعى بالقرب من دلتا، سواء في سماء الليل أو على الأرجح في الفضاء على بُعد يُقدّر بحوالي 70 فرسخًا فلكيًا ، [ 29 ] [ 30 ] من النجوم المتغيرة البارزة الأخرى التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة نجم خي سيربنتيس ، وهو نجم متغير من نوع ألفا² كانوم فيناتيكوروم، يقع في منتصف المسافة بين نجمي دلتا وبيتا، ويتغير سطوعه عن متوسط ​​سطوعه البالغ 5.33 بمقدار 0.03 قدر ظاهري خلال فترة تقارب 1.5 يوم. [ 31 ] يتميز نجم خي سيربنتيس بتركيبه الكيميائي الفريد . [ 32 ]

النجمان اللذان يشكلان جزءًا من جسم الأفعى أسفل القلب في كوكبة رأس الحية هما إبسيلون وميو الأفعى، وكلاهما من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع A من القدر الثالث . [ 33 ] [ 34 ] يتميز كل منهما بخاصية فريدة: إبسيلون نجم من النوع Am ، [ 35 ] بينما ميو نجم ثنائي. [ 36 ] يقع نجم 36 الأفعى شمال غرب ميو بقليل، وهو نجم آخر من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع A. يتميز هذا النجم أيضًا بخاصية فريدة؛ فهو نجم ثنائي، حيث أن نجمه الأساسي هو نجم لامدا العواء ، مما يعني أنه يحتوي على كميات مماثلة للشمس من الكربون والنيتروجين والأكسجين ، بينما يحتوي على كميات ضئيلة جدًا من عناصر الحديد . [ 37 ] كما كان النجم الثانوي مصدرًا لانبعاثات الأشعة السينية. [ 38 ] يقع نجم 25 سيربنتيس ، على بعد بضع درجات شمال شرق نجم مو سيربنتيس، وهو نظام ثنائي طيفي [ 39 ] يتكون من عملاق ساخن من النوع B ونجم من النوع A في التسلسل الرئيسي. النجم الأساسي هو نجم من النوع B ينبض ببطء ، مما يتسبب في تغير سطوع النظام بمقدار 0.03 قدر ظاهري. [ 40 ]

يضم كوكبة رأس الحية (Serpens Caput) العديد من النجوم المتغيرة من نوع RR Lyrae ، إلا أن معظمها خافت للغاية بحيث لا يمكن رؤيته إلا بالتصوير الاحترافي. وأكثرها سطوعًا هو VY Serpentis ، الذي يبلغ قدره الظاهري 10 فقط. وقد ازدادت دورة هذا النجم بمقدار 1.2 ثانية تقريبًا كل قرن. [ 41 ] أما النجم المتغير من نوع مختلف فهو Tau 4 Serpentis ، وهو عملاق أحمر بارد ينبض بين القدر الظاهري 5.89 و7.07 خلال 87 يومًا. [ 42 ] وقد وُجد أن هذا النجم يُظهر شكلًا معكوسًا لنجم P Cygni ، [ 43 ] حيث يُؤدي الغاز البارد المتساقط على النجم إلى ظهور خطوط امتصاص الهيدروجين المزاحة نحو الأحمر بجوار خطوط الانبعاث العادية. [ 44 ]

تم اكتشاف أن العديد من النجوم في كوكبة الحية (سرفينس) تدور حولها كواكب . ألمعها، أوميغا سرفينس ، الواقع بين إبسيلون وميو، هو عملاق برتقالي اللون يدور حوله كوكب كتلته لا تقل عن 1.7 ضعف كتلة المشتري . [ 45 ] من المرجح جدًا أن يكون لنجم NN سرفينس ، وهو نظام ثنائي كسوفي يتكون من قزم أبيض وقزم أحمر ، [ 46 ] كوكبان، مما يُسبب اختلافات في دورة الكسوف. [ 47 ] على الرغم من أنه لا يدور حوله كوكب، فقد وُجد أن النجم HD 137510، وهو نظير شمسي، له قزم بني مرافق ضمن منطقة الأقزام البنية . [ 48 ]

يُعدّ PSR B1534+11 نظامًا يتألف من نجمين نيوترونيين يدوران حول بعضهما، أحدهما نجم نابض بفترة مدارية تبلغ 37.9 مللي ثانية. يقع هذا النظام على بُعد 1000 فرسخ فلكي تقريبًا، وقد استُخدم لاختبار نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين ، حيث تمّ التحقق من صحة المعاملات النسبية للنظام بدقة تصل إلى 0.2% من القيم المتوقعة في النظرية. [ 49 ] وقد وُجد أن انبعاث الأشعة السينية من النظام يحدث عندما يتقاطع النجم غير النابض مع رياح النجم النابض الاستوائية ، كما وُجد أن مدار النظام يتغير بشكل طفيف. [ 50 ]

نجوم الذيل

نمط النجوم في ذيل الحية كما يُرى بالعين المجردة، مع خط من النجوم يُشير إلى الذيل
كوكبة الحية (ذيل الحوت) كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة

يُشبه نجم إيتا سيربنتيس ، وهو ألمع نجم في ذيل سربنس، نجم ألفا سيربنتيس الرئيسي في كونه عملاقًا أحمر من الفئة الطيفية K. ومع ذلك، من المعروف أن هذا النجم يُظهر تذبذبات شبيهة بتذبذبات الشمس على مدى فترة تقارب 2.16 ساعة. [ 51 ] [ 52 ] أما النجمان الآخران في سربنس كودا اللذان يُشكلان مجموعته النجمية فهما ثيتا وزي سيربنتيس . زي، حيث تتقاطع المجموعة النجمية مع مو سيربنتيس في الرأس، هو نظام نجمي ثلاثي [ 10 ] يقع على بُعد 105 فرسخ فلكي تقريبًا. [ 53 ] [ 54 ] يُشكل اثنان من هذه النجوم، بمجموع قدر ظاهري يبلغ حوالي 3.5، نظامًا ثنائيًا طيفيًا بفصل زاوي يبلغ 2.2 ملي ثانية قوسية فقط ، [ 55 ] وبالتالي لا يمكن فصلهما باستخدام المعدات الحديثة. النجم الرئيسي هو عملاق أبيض يحتوي على فائض من السترونتيوم . [ 53 ] ثيتا، التي تشكل طرف الذيل، هي أيضاً نظام نجمي متعدد، يتكون من نجمين من النوع A من نجوم التسلسل الرئيسي، يبلغ قدرهما الظاهري الإجمالي حوالي 4.1، ويفصل بينهما ما يقارب نصف دقيقة قوسية. [ 10 ] يوجد أيضاً نجم ثالث من النوع G بكتلة ونصف قطر مماثلين لكتلة ونصف قطر الشمس. [ 56 ]

تقع نجوم زيتا ، ونيو ، وأوميكرون سيربنتيس بالقرب من حدود كوكبة الحواء . جميعها نجوم من نجوم التسلسل الرئيسي من القدر الرابع، حيث ينتمي نيو وأوميكرون إلى النوع الطيفي A [ 57 ] [ 58 ] ، بينما ينتمي زيتا إلى النوع الطيفي F [ 59 ] . نيو نجم منفرد [ 10 ] مصحوب بنجم مرافق مرئي من القدر التاسع [ 60 ] ، بينما أوميكرون نجم متغير من نوع دلتا سكيوتي، وتبلغ تغيرات سطوعه 0.01 قدر [ 61 ] . في عام 1909، ظهر المستعر الأعظم التكافلي [ 62 ] آر تي سيربنتيس بالقرب من أوميكرون، على الرغم من أنه لم يصل إلا إلى قدر أقصى قدره 10 [ 63 ].

النظام النجمي 59 سيربنتيس ، المعروف أيضًا باسم d سيربنتيس، هو نظام نجمي ثلاثي [ 64 ] يتكون من نظام ثنائي طيفي يحتوي على نجم من النوع A وعملاق برتقالي [ 65 ] ونجم ثانوي عملاق برتقالي. [ 66 ] يُظهر النظام تغيرات غير منتظمة في السطوع بين القدرين 5.17 و5.2. [ 67 ] في عام 1970، ظهر المستعر الأعظم FH سيربنتيس شمال 59 سيربنتيس بقليل، وبلغ أقصى سطوع له 4.5. [ 68 ] كما توجد بالقرب من 59 سيربنتيس في سحابة سيربنتيس عدة متغيرات أوريون . MWC 297 هو نجم هيربيج Be أظهر في عام 1994 توهجًا كبيرًا للأشعة السينية ، وزاد لمعانه في الأشعة السينية بمقدار خمسة أضعاف قبل أن يعود إلى حالة السكون. [ 69 ] ويبدو أن النجم يمتلك قرصًا محيطًا به . [ 70 ] من بين النجوم المتغيرة الأخرى في منطقة الجبار، نجد VV Serpentis ، وهو نجم من نوع Herbig Ae، وقد وُجد أنه يُظهر نبضات دلتا سكيوتي. [ 71 ] كما وُجد أن VV Serpentis، مثل MWC 297، محاط بقرص غباري، [ 72 ] وهو أيضًا نجم من نوع UX Orionis ، [ 73 ] مما يعني أنه يُظهر تغيرات غير منتظمة في سطوعه. [ 74 ]

النجم HR 6958 ، المعروف أيضًا باسم MV Serpentis، هو نجم متغير من نوع ألفا 2 Canum Venaticorum، ويمكن رؤيته بالعين المجردة بشكل خافت. [ 75 ] تزيد وفرة المعادن في هذا النجم عشرة أضعاف وفرتها في الشمس بالنسبة لمعظم المعادن عند ذروة الحديد، وتصل إلى 1000 ضعف بالنسبة للعناصر الأثقل. كما وُجد أنه يحتوي على فائض من السيليكون . [ 76 ] أما النجم HD 172365 ، فهو بالكاد مرئي بالعين المجردة ، [ 77 ] ويُحتمل أن يكون نجمًا متأخرًا عن المجموعة النجمية المفتوحة IC 4756، ويحتوي على فائض كبير من الليثيوم . [ 78 ] والنجم HD 172189 ، الموجود أيضًا في المجموعة النجمية IC 4756، هو نجم ثنائي متغير من نوع Algol، [ 79 ] ذو دورة نجمية تبلغ 5.70 يومًا. النجم الرئيسي في النظام هو أيضاً نجم متغير من نوع دلتا سكيوتي، ويخضع لترددات نبض متعددة، مما يؤدي، بالإضافة إلى الكسوف، إلى تغير النظام بمقدار عُشر القدر الظاهري تقريباً. [ 80 ]

مع مرور مستوى المجرة عبرها، تحتوي سربنس كودا على العديد من النجوم الضخمة من النوع OB . يمكن رؤية العديد منها بالعين المجردة، مثل نجم NW Serpentis ، وهو نجم Be مبكر وُجد أنه متغير نوعًا ما. يُعد هذا التغير مثيرًا للاهتمام؛ فبحسب إحدى الدراسات، قد يكون أحد أوائل النجوم الهجينة المكتشفة بين متغيرات بيتا سيفي ونجوم B بطيئة النبض. [ 81 ] على الرغم من أنه غير مرئي بالعين المجردة، فإن HD 167971 (MY Serpentis) هو نظام ثلاثي متغير من بيتا ليرا يتكون من ثلاثة نجوم شديدة الحرارة من النوع O. وهو عضو في عنقود NGC 6604 ، [ 82 ] النجمان الكسوفان كلاهما عملاقان أزرقان، أحدهما من النوع الطيفي المبكر جدًا O7.5III. أما النجم المتبقي فهو إما عملاق أزرق أو عملاق فائق من النوع الطيفي المتأخر O أو المبكر B. [ 83 ] يُعدّ نظام HD 166734 ثنائيًا كسوفيًا أيضًا ، [ 84 ] ويتألف من عملاقين أزرقين من النوع O يدوران حول بعضهما البعض. [ 85 ] أما نظام HD 161701 فهو أقل تطرفًا من حيث الكتلة ودرجة الحرارة ، وهو ثنائي طيفي يتكون من نجم أولي من النوع B ونجم ثانوي من النوع Ap ، على الرغم من أنه الثنائي الطيفي الوحيد المعروف الذي يتكون من نجم ذي فائض من الزئبق والمنغنيز ونجم من النوع Ap . [ 86 ]

جنوب سديم النسر، على حدود كوكبة القوس، يقع النظام الثنائي الكسوفي W Serpentis ، الذي يتكون نجمه الأساسي من عملاق أبيض يتفاعل مع النجم الثانوي. وقد وُجد أن هذا النظام يحتوي على قرص تراكمي ، وكان من أوائل أنظمة Serpentids المكتشفة ، وهي أنظمة ثنائية كسوفية تتميز بخطوط طيفية قوية للغاية في نطاق الأشعة فوق البنفسجية البعيدة . [ 87 ] ويُعتقد أن هذه الأنظمة من Serpentids في مرحلة تطورية مبكرة، وستتطور أولًا إلى متغيرات دورية مزدوجة ، ثم إلى متغيرات Algol الكلاسيكية. [ 88 ] كما يقع بالقرب من سديم النسر النظام الثنائي الكسوفي Wolf–Rayet CV Serpentis ، الذي يتكون من نجم Wolf–Rayet ونجم شبه عملاق ساخن من النوع O. ويحيط بهذا النظام سديم حلقي الشكل ، يُرجح أنه تشكل خلال مرحلة Wolf–Rayet للنجم الأساسي. [ 89 ] تتفاوت كسوفات هذا النظام بشكل غير منتظم، وعلى الرغم من وجود نظريتين تفسران السبب، إلا أن أياً منهما لا يتوافق تماماً مع الفهم الحالي للنجوم. [ 90 ]

يحتوي سربنس كودا على عدد قليل من الثنائيات النجمية للأشعة السينية . أحد هذه الثنائيات، GX 17+2 ، هو ثنائي منخفض الكتلة للأشعة السينية يتكون من نجم نيوتروني، وكما هو الحال في جميع الثنائيات النجمية منخفضة الكتلة للأشعة السينية، نجم منخفض الكتلة. صُنِّف هذا النظام كمصدر Z شبيه بنجم العقرب ، مما يعني أن تراكم المادة فيه قريب من حد إيدنجتون . [ 91 ] كما وُجِد أن النظام يزداد سطوعًا كل ثلاثة أيام تقريبًا بمقدار 3.5 قدر ظاهري في نطاق K ، ربما بسبب وجود نفاثة سنكروترونية . [ 92 ] أما ثنائي الأشعة السينية منخفض الكتلة الآخر، سربنس X-1 ، فيشهد انفجارات عرضية للأشعة السينية. استمر أحدها تحديدًا قرابة أربع ساعات، ويُمكن تفسير ذلك باحتراق الكربون في "محيط من العناصر الثقيلة". [ 93 ]

Φ 332 (فينسن 332) نجم ثنائي صغير وصعب الرصد، يقع عند الإحداثيات 18:45 / +5°30'، وقد أطلق عليه الفلكي الجنوب أفريقي ويليام ستيفن فينسن اسمي تويدلدي وتويدلدوم ، وذلك لدهشته من تطابق زوايا موقعه والمسافات الفاصلة بين نجميه تقريبًا عند اكتشافه عام 1953. [ 94 ] [ 95 ] [ 96 ] أما غليس 710 فهو نجم يُتوقع أن يمر بالقرب من النظام الشمسي خلال حوالي 1.29 مليون سنة. [ 97 ] [ 98 ] [ 99 ]

أجرام سماوية بعيدة

كائنات الرأس

النواة المركزية الكثيفة من النجوم في مجرة ​​ميسييه 5، والتي تحتوي على عدد كبير من النجوم المتراصة في منطقة صغيرة
ميسييه 5 ، عنقود كروي يمكن رؤيته بالعين المجردة في ظروف جيدة

بما أن مستوى المجرة لا يمر عبر هذا الجزء من كوكبة الحية، فمن الممكن رؤية العديد من المجرات الواقعة خلفها. ومع ذلك، توجد بعض تراكيب مجرة ​​درب التبانة في رأس كوكبة الحية، مثل عنقود ميسييه 5، وهو عنقود كروي يقع على بعد 8 درجات تقريبًا جنوب غرب نجم ألفا الحية، بجوار النجم 5 الحية . يكاد يكون غير مرئي بالعين المجردة في ظروف جيدة، [ 100 ] ويقع على بعد 25000  سنة ضوئية تقريبًا. [ 101 ] يحتوي عنقود ميسييه 5 على عدد كبير من النجوم المتغيرة المعروفة من نوع RR Lyrae، [ 102 ] ويبتعد عنا بسرعة تزيد عن 50  كم/ث. [ 103 ] يحتوي العنقود على نجمين نابضين بالمللي ثانية ، أحدهما في نظام ثنائي، مما يسمح بقياس الحركة الذاتية للعنقود. قد يساعد هذا النظام الثنائي في فهمنا للمادة المتدهورة بالنيوترونات . إن متوسط ​​الكتلة الحالي، في حال تأكيده، سيستبعد أي معادلة حالة "لينة" لمثل هذه المادة. [ 104 ] وقد استُخدمت هذه المجموعة النجمية لاختبار وجود عزم ثنائي القطب المغناطيسي في النيوترينوات، مما قد يُلقي الضوء على بعض الجسيمات الافتراضية مثل الأكسيون . [ 105 ] يبلغ سطوع ألمع النجوم في مسييه 5 حوالي 10.6، [ 106 ] وقد رُصدت هذه المجموعة النجمية الكروية لأول مرة بواسطة ويليام هيرشل عام 1791. [ 107 ]

عنقود كروي آخر هو بالومار 5 ، الواقع جنوب ميسييه 5 مباشرةً. تغادر العديد من النجوم هذا العنقود الكروي بفعل جاذبية مجرة ​​درب التبانة، مُشكّلةً ذيلاً مدّياً يزيد طوله عن 30000 سنة ضوئية. [ 108 ] يبلغ عمره أكثر من 11 مليار سنة. [ 109 ] كما أنه مُسطّح ومشوّه بفعل تأثيرات المد والجزر. [ 110 ]

يُعدّ L134 / L183 مجمعًا سديميًا مظلمًا، يُرجّح أنه تشكّل، إلى جانب سحابة ثالثة، من أجزاء سحابة أصلية واحدة تقع على بُعد 36 درجة من مستوى المجرة، وهي مسافة كبيرة بالنسبة للسدم المظلمة. [ 111 ] ويُعتقد أن المسافة الإجمالية للمجمع تبلغ حوالي 140 فرسخًا فلكيًا. [ 112 ] ويضم L183، المعروف أيضًا باسم L134N، العديد من مصادر الأشعة تحت الحمراء، مما يشير إلى مصادر ما قبل النجوم [ 113 ] ويُعتقد أنه يُمثّل أول رصد معروف لمرحلة الانكماش بين نوى السحب ونوى ما قبل النجوم. [ 114 ] وتنقسم النواة إلى ثلاث مناطق، [ 115 ] بكتلة إجمالية تبلغ حوالي 25 كتلة شمسية. [ 116 ]

خارج مجرة ​​درب التبانة، لا توجد أجرام سماوية ساطعة في كوكبة رأس الحية (سربنس كابوت) تناسب هواة الفلك، إذ لا يوجد أي جرم آخر يتجاوز قدره الظاهري 10. أما ألمعها فهي المجرة الحلزونية NGC 5962 ، التي تقع على بُعد حوالي 28 ميغا فرسخ فلكي [ 117 ] ، ويبلغ قدرها الظاهري 11.34. [ 118 ] وقد رُصد مستعران أعظمان في هذه المجرة، [ 119 ] ولها مجرتان تابعتان. [ 120 ] أما المجرة NGC 5921 فهي أقل سطوعًا ، وهي مجرة ​​حلزونية قضيبية ذات نواة مجرية نشطة من نوع LINER ، وتقع على بُعد أقرب نسبيًا يبلغ 21 ميغا فرسخ فلكي. [ 121 ] وقد رُصد مستعر أعظم من النوع الثاني في هذه المجرة عام 2001، وسُمّي SN 2001X. [ 122 ] أما المجرات الحلزونية NGC 5964 [ 123 ] و NGC 6118 فهي أكثر خفوتًا ، حيث تستضيف الأخيرة المستعر الأعظم SN 2004dk . [ 124 ]

النواة الصفراء لجسم هوغ محاطة بحلقة زرقاء من النجوم
جسم هوغ ، مجرة ​​في كوكبة الحية وعضو في الفئة النادرة جداً المعروفة باسم المجرات الحلقية .

جرم هوغ، الواقع على بُعد 600 مليون سنة ضوئية من الأرض، هو أحد أفراد فئة نادرة جدًا من المجرات تُعرف باسم المجرات الحلقية. تتكون الحلقة الخارجية في معظمها من نجوم زرقاء فتية، بينما يتكون اللب من نجوم صفراء أقدم. النظرية السائدة حول تكوينه هي أن المجرة الأصلية كانت مجرة ​​حلزونية قضيبية، حيث كانت أذرعها ذات سرعات عالية جدًا بحيث لم تتمكن من الحفاظ على تماسك المجرة، وبالتالي انفصلت. [ 125 ] مجرة ​​آرب 220 هي مجرة ​​أخرى غير عادية في كوكبة الحية. تُعد آرب 220 نموذجًا أوليًا للمجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء ، وهي أقرب إلى الأرض من جرم هوغ، إذ تبعد عنه 250 مليون سنة ضوئية. تتكون من مجرتين حلزونيتين كبيرتين في طور الاصطدام ، وتدور نواتهما على مسافة 1200 سنة ضوئية، مما يتسبب في تكوين نجوم واسع النطاق في كلا المكونين. تحتوي هذه المجرة على عنقود ضخم يضم أكثر من مليار نجم، مغطى جزئيًا بسحب غبار كثيفة بالقرب من مركز إحدى المجرات. [ 125 ] وهناك زوج آخر من المجرات المتفاعلة، وإن كان في مرحلة مبكرة، يتألف من المجرتين NGC 5953 و NGC 5954. في هذه الحالة، كلتاهما مجرتان نشطتان ، الأولى من نوع سيفرت 2 والثانية من نوع LINER. وتشهد كلتاهما طفرة في تكوين النجوم نتيجةً للتفاعل بينهما. [ 126 ]

سداسية سيفرت هي مجموعة من ست مجرات، أربع منها تتفاعل جاذبيًا ، بينما تبدو اثنتان منها جزءًا من المجموعة رغم بعدهما الجغرافي. تقع هذه المجموعة المرتبطة جاذبيًا على بُعد 190 مليون سنة ضوئية من الأرض، ويبلغ قطرها حوالي 100 ألف سنة ضوئية، مما يجعلها واحدة من أكثر مجموعات المجرات كثافةً المعروفة. يتوقع علماء الفلك أن تندمج المجرات الأربع المتفاعلة في النهاية لتشكل مجرة ​​إهليلجية كبيرة . [ 125 ] كان يُعتقد في البداية أن مصدر الراديو 3C 326 ينبعث من مجرة ​​إهليلجية عملاقة. إلا أنه في عام 1990، تبيّن أن المصدر هو في الواقع مجرة ​​أصغر وأكثر سطوعًا تقع على بُعد بضع ثوانٍ قوسية شمالًا. [ 127 ] يحتوي هذا الجسم، المسمى 3C 326 N، على كمية كافية من الغاز لتكوين النجوم، لكن هذه العملية مُثبّطة بسبب الطاقة المنبعثة من نواة مجرة ​​الراديو. [ 128 ]

تُعدّ عنقود المجرات Abell 2063 ، ذو الانزياح الأحمر -0.0354، أكبر بكثير . [ 129 ] يُعتقد أن هذا العنقود يتفاعل مع مجموعة المجرات القريبة MKW 3s ، استنادًا إلى قياسات السرعة الشعاعية للمجرات وموقع مجرة ​​cD في مركز Abell 2063. [ 130 ] ويبدو أن المجرة النشطة في مركز MKW 3s، وهي NGC 5920، تُكوّن فقاعة من الغاز الساخن من نشاطها الراديوي. [ 131 ] بالقرب من النجم Pi Serpentis ذي القدر الخامس، يقع عنقود AWM 4 ، الذي يحتوي على فائض من المعادن في الوسط بين المجرات . المجرة المركزية، NGC 6051 ، هي مجرة ​​راديوية يُحتمل أنها مسؤولة عن هذا الإثراء. [ 132 ] على غرار AWM 4، يحتوي عنقود Abell 2052 على مجرة ​​راديوية cD مركزية، هي 3C 317 . يُعتقد أن هذه المجرة الراديوية قد عادت إلى نشاطها بعد فترة من الخمول دامت أقل من 200 عام. [ 133 ] وتضم المجرة أكثر من 40,000 عنقود كروي معروف، وهو أعلى عدد معروف لأي مجرة ​​حتى عام 2002. [ 134 ]

تتفاعل مجرة ​​حمراء ساطعة على اليسار مع مجرة ​​زرقاء على اليمين، لتشكلا زوج المجرات النشطة المندمجة 3C 321.
صورة مركبة لـ 3C 321 ، زوج من المجرات النشطة المندمجة

يتألف زوج الكوازارات 4C 11.50 من كوازارات تفصل بينها مسافة تقل عن 5 ثوانٍ قوسية ، وهو أحد أقرب أزواج الكوازارات المرئية في السماء. ومع ذلك، يختلف انزياحهما نحو الأحمر اختلافًا ملحوظًا، وبالتالي فهما غير مرتبطين. [ 135 ] لا يمتلك العضو الأمامي من الزوج (4C 11.50 A) كتلة كافية لكسر الضوء من المكون الخلفي (4C 11.50 B) بما يكفي لإنتاج صورة عدسية ، على الرغم من وجود رفيق حقيقي له. [ 136 ] أما زوج المجرات 3C 321 فهو أكثر غرابة . على عكس الزوج السابق، تتفاعل المجرتان المكونتان لـ 3C 321 مع بعضهما البعض وهما في طور الاندماج. ويبدو أن كلا العضوين مجرات نشطة. قد تكون المجرة الراديوية الأساسية مسؤولة عن النشاط في المجرة الثانوية عن طريق دفع المادة بواسطة نفاثات الأولى نحو الثقب الأسود فائق الكتلة في الثانية . [ 137 ]

يُعدّ المجرة الراديوية 3C 324 مثالًا على عدسة الجاذبية . كان يُعتقد في البداية أنها مجرة ​​راديوية واحدة شديدة اللمعان ذات انزياح أحمر z = 1.206، ولكن تبيّن في عام 1987 أنها في الواقع مجرتان، حيث تُعدّس المجرة الراديوية ذات الانزياح الأحمر المذكور بواسطة مجرة ​​أخرى ذات انزياح أحمر z = 0.845. وهي أول مثال يُكتشف لمجرة راديوية متعددة الصور، [ 138 ] ويبدو أن مصدرها مجرة ​​إهليلجية ذات حزام غباري يحجب رؤيتنا للانبعاثات المرئية وفوق البنفسجية من نواتها. [ 139 ] وفي أطوال موجية أقصر، يُعدّ الجسم BL Lac PG 1553+113 مصدرًا قويًا لأشعة غاما . يُعدّ هذا الجسم أبعد جسم تم اكتشافه يُصدر فوتونات بطاقات في نطاق تيرا إلكترون فولت حتى عام 2007. [ 140 ] يتميز طيفه بفرادته، حيث يُظهر انبعاثًا قويًا في بعض نطاقات طيف أشعة غاما، في تناقض صارخ مع انبعاث ضعيف في نطاقات أخرى. [ 141 ] في عام 2012، توهج الجسم في طيف أشعة غاما، حيث تضاعفت إضاءته ثلاث مرات لليلتين متتاليتين، مما سمح بقياس الانزياح الأحمر بدقة عند z = 0.49. [ 142 ]      

رُصدت عدة انفجارات لأشعة غاما (GRBs) في كوكبة رأس الحية، مثل GRB 970111 ، أحد ألمع انفجارات أشعة غاما المرصودة. لم يُعثر على حدث ضوئي عابر مرتبط بهذا الانفجار، على الرغم من شدته. كما كان تحديد المجرة المضيفة صعبًا في البداية، إلا أنه يبدو الآن أنها مجرة ​​سيفرت من النوع الأول تقع عند الانزياح الأحمر z  =  0.657. [ 143 ] وكان التوهج اللاحق للأشعة السينية لهذا الانفجار أضعف بكثير من غيره من انفجارات أشعة غاما الأقل سطوعًا. [ 144 ] أما انفجار GRB 060526 (الانزياح الأحمر z  = 3.221) فهو أبعد  ، وقد رُصدت منه توهجات لاحقة للأشعة السينية والضوئية. وكان هذا الانفجار خافتًا جدًا بالنسبة لانفجار أشعة غاما طويل الأمد. [ 145 ]

الأشياء الذيلية

ثلاثة أعمدة من الغاز المعتم ترتفع شامخة في خلفية ضبابية خضراء
أعمدة الخلق ، وهي منطقة معروفة لتكوين النجوم في سديم النسر، اشتهرت بفضل هذه الصورة التي التقطها تلسكوب هابل.

يمر جزء من مستوى المجرة عبر ذيل سديم النسر، ولذلك فهو غني بالأجرام السماوية البعيدة داخل مجرة ​​درب التبانة. يقع سديم النسر وتجمعه النجمي ميسييه 16 على بعد حوالي 5700 سنة ضوئية من الأرض باتجاه مركز المجرة . يبلغ طول السديم 70 سنة ضوئية وعرضه 50 سنة ضوئية ، ويحتوي على أعمدة الخلق، وهي ثلاث سحب غبارية اشتهرت بفضل الصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي . تتميز النجوم التي تولد في سديم النسر، بالإضافة إلى النجوم التي يبلغ عمرها حوالي 5 ملايين سنة، بمتوسط ​​درجة حرارة 45000 كلفن ، وتنتج كميات هائلة من الإشعاع ستؤدي في النهاية إلى تدمير أعمدة الغبار. [ 125 ] على الرغم من شهرته، فإن سديم النسر خافت نسبيًا، حيث يبلغ قدره الظاهري المتكامل حوالي 6.0. غالباً ما تكون مناطق تكوين النجوم في السديم عبارة عن كريات غازية متبخرة ؛ على عكس كريات بوك، فإنها لا تحتوي إلا على نجم أولي واحد . [ 147 ]

شمال مجرة ​​مسييه 16، على بُعد حوالي 2000 فرسخ فلكي، تقع مجموعة نجوم OB المعروفة باسم Serpens OB2 ، والتي تضم أكثر من 100 نجم من هذا النوع. يبلغ عمر هذه المجموعة حوالي 5 ملايين سنة، ويبدو أنها لا تزال تحتوي على مناطق لتكوين النجوم، ويُضيء ضوء نجومها منطقة الهيدروجين المتأين S 54. [ 148 ] ضمن هذه المنطقة، تقع العنقود النجمي المفتوح NGC 6604 ، الذي يُقارب عمر مجموعة نجوم OB المحيطة به، [ 149 ] ويُعتقد الآن أن هذا العنقود هو ببساطة الجزء الأكثر كثافة منها. [ 150 ] ويبدو أن العنقود يُنتج مدخنة حرارية من الغاز المتأين، نتيجة لتفاعل الغاز القادم من قرص المجرة مع هالة المجرة . [ 148 ]

يوجد عنقود مفتوح آخر في سرب ذيل الحية، وهو IC 4756 ، الذي يحتوي على نجم واحد على الأقل يمكن رؤيته بالعين المجردة، وهو HD 172365 [ 151 ] ( يُرجح أن يكون نجم آخر يمكن رؤيته بالعين المجردة في الجوار، وهو HD 171586 ، غير مرتبط به). يقع هذا العنقود على بُعد 440 فرسخًا فلكيًا تقريبًا، [ 152 ] ويُقدر عمره بحوالي 800 مليون سنة، وهو عمر كبير نسبيًا لعنقود مفتوح. [ 153 ] على الرغم من وجود مجرة ​​درب التبانة في سرب ذيل الحية، إلا أنه يمكن العثور على عنقود كروي واحد: NGC 6535 ، الذي على الرغم من أنه غير مرئي بالعين المجردة، إلا أنه يمكن رؤيته باستخدام التلسكوبات الصغيرة شمال نجم زيتا الحية. يُعد هذا العنقود صغيرًا نسبيًا وقليل النجوم بالنسبة لعنقود كروي، [ 154 ] ولا يحتوي على أي نجوم متغيرة من نوع RR Lyrae، وهو أمر غير معتاد بالنسبة لعنقود كروي. [ 155 ]

MWC 922 نجم محاط بسديم كوكبي . يُعرف هذا السديم باسم سديم المربع الأحمر لتشابهه مع سديم المستطيل الأحمر ، ويبدو السديم الكوكبي مربعًا شبه مثالي مع شريط داكن حول المناطق الاستوائية. يحتوي السديم على حلقات متحدة المركز، تشبه تلك التي شوهدت في المستعر الأعظم SN 1987A . [ 156 ] MWC 922 نفسه نجم متغير من نوع FS Canis Majoris ، [ 157 ] مما يعني أنه نجم من نوع Be يحتوي على خطوط انبعاث هيدروجين ساطعة بشكل استثنائي، بالإضافة إلى خطوط محظورة مختارة ، ويرجع ذلك على الأرجح إلى وجود نظام ثنائي قريب. [ 158 ] شرق Xi Serpentis يوجد سديم كوكبي آخر، Abell 41 ، يحتوي على النجم الثنائي MT Serpentis في مركزه. يبدو أن السديم ذو بنية ثنائية القطب، وقد وُجد أن محور تناظره يقع ضمن نطاق 5 درجات من الخط العمودي على مستوى مدارات النجوم، مما يعزز الصلة بين النجوم الثنائية والسدم الكوكبية ثنائية القطب. [ 159 ] وعلى الطرف الآخر من طيف أعمار النجوم، يقع L483 ، وهو سديم مظلم يحتوي على النجم الأولي IRAS 18418-0440 . ورغم تصنيفه كنجم أولي من الفئة 0 ، إلا أنه يتميز ببعض الخصائص غير المألوفة لمثل هذا الجسم، مثل غياب الرياح النجمية عالية السرعة ، وقد اقتُرح أن هذا الجسم في مرحلة انتقالية بين الفئتين 0 و 1 . [ 160 ] ويوجد سديم متغير حول النجم الأولي، على الرغم من أنه لا يُرى إلا في ضوء الأشعة تحت الحمراء. [ 161 ]

نجوم زرقاء ساطعة في سحابة ذهبية كبيرة من الغاز
ويسترهوت 40 ، أحد أقرب مواقع تكوين النجوم الضخمة

سحابة سيربنس هي سحابة جزيئية ضخمة لتكوين النجوم، تقع في الجزء الجنوبي من ذيل سيربنس. يبلغ عمرها مليوني عام فقط [ 162 ] وتبعد 420 فرسخًا فلكيًا [ 163 ]، ومن المعروف أنها تحتوي على العديد من النجوم الأولية مثل سيربنس FIRS 1 [ 164 ] وسيربنس SVS 20 [ 165 ] . اكتشف تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا عنقود سيربنس الجنوبي الأولي في الجزء الجنوبي من السحابة [ 166 ] ، ويبدو أن تكوين النجوم لا يزال مستمرًا في المنطقة [ 167 ] . موقع آخر لتكوين النجوم هو مجمع ويسترهوت 40، الذي يتكون من منطقة هيدروجين متأين بارزة مجاورة لسحابة جزيئية. [ 168 ] تقع على بُعد حوالي 500 فرسخ فلكي، [ 169 ] وهي إحدى أقرب المناطق الضخمة لتكوين النجوم، ولكن نظرًا لأن السحابة الجزيئية تحجب منطقة الهيدروجين المتأين (HII)، مما يجعل رؤيتها هي وتجمعها النجمي المُضمن فيها أمرًا صعبًا، فإنها ليست مدروسة جيدًا مثل غيرها. [ 170 ] من المُرجح أن يحتوي التجمع النجمي المُضمن على أكثر من 600 نجم تزيد كتلتها عن 0.1 كتلة شمسية، [ 171 ] حيث تُعزى إضاءة منطقة الهيدروجين المتأين (HII) وتكوين الفقاعة إلى العديد من النجوم الضخمة، بما في ذلك نجم واحد على الأقل من النوع O. [ 169 ]

على الرغم من وجود مجرة ​​درب التبانة، تظهر عدة مجرات نشطة في سرب ذيل الحية، مثل PDS 456 ، الموجودة بالقرب من نجم زي سربنتس. تُعد هذه المجرة النشطة، وهي أكثر المجرات النشطة القريبة إضاءةً، [ 172 ] وقد وُجد أنها شديدة التغير في طيف الأشعة السينية . وقد أتاح ذلك إلقاء الضوء على طبيعة الثقب الأسود فائق الكتلة في المركز، والذي يُرجح أنه ثقب أسود من نوع كير . [ 173 ] من المحتمل أن يكون الكوازار في طور التحول من مجرة ​​فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء إلى كوازار كلاسيكي هادئ راديويًا، ولكن توجد بعض المشاكل في هذه النظرية، ويبدو أن هذا الجسم استثنائي ولا يندرج تمامًا ضمن أنظمة التصنيف الحالية. [ 172 ] يقع بالقرب منه NRAO 530 ، وهو بلازار معروف بتوهجه في نطاق الأشعة السينية من حين لآخر. استمر أحد هذه التوهجات لأقل من 2000 ثانية، مما يجعله أقصر توهج تم رصده على الإطلاق في نجم بليزر حتى عام 2004. [ 174 ] ويبدو أن نجم البليزر يُظهر أيضًا تغيرًا دوريًا في انبعاثاته من الموجات الراديوية على مدى فترتين مختلفتين، إحداهما ست سنوات والأخرى عشر سنوات. [ 175 ]

زخات الشهب

هناك زخّتان شهابيتان نهاريتان تنطلقان من كوكبة الحية، وهما زخّة شهب أوميغا وزخّة شهب سيغما . تبلغ كلتا الزخّتين ذروتهما بين 18 و25 ديسمبر. [ 176 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ كيركباتريك، ج. ديفي؛ ماروكو، فيديريكو؛ وآخرون  (أبريل 2024). "دالة الكتلة الأولية بناءً على تعداد كامل للسماء على مسافة 20 فرسخ فلكي لحوالي 3600 نجم وقزم بني" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 271 (2): 55. arXiv : 2312.03639 . Bibcode : 2024ApJS..271...55K . doi : 10.3847/1538-4365/ad24e2 .
  2. 1 2 3 4 ريدباث، إيان. "الأفاعي" . حكايات النجوم . منشور ذاتيًا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 مايو 2014 .
  3. ↑ أرنولد، موريس (توبي). "معجم أرنولد للتشريح" . علم التشريح وعلم الأنسجة - التعلم عبر الإنترنت . جامعة سيدني. مؤرشف من الأصل بتاريخ 2015-09-02 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 8 أغسطس 2015 .
  4. ↑ وايت، جافين (2007). علم النجوم البابلي: دليل مصور لعلم النجوم والأبراج في بابل القديمة . منشورات سولاريا. ص 180. ISBN  978-0-9559037-0-0.
  5. 1 2 ريدباث، إيان . "الأبراج: أندروميدا - إندوس" . حكايات النجوم . منشور ذاتيًا . تم الاطلاع عليه في 1 أبريل 2014 .
  6. 1 2 "الحية، حدود الكوكبة" . الكوكبات . الاتحاد الفلكي الدولي. مؤرشف من الأصل في 4 يونيو 2013. تم الاطلاع عليه في 20 أبريل 2014 .
  7. ↑ راسل، إتش إن (1922). "الرموز الدولية الجديدة للأبراج". علم الفلك الشعبي . 30 : 469-71 . رمز Bibcode : 1922PA.....30..469R .
  8. ↑ كونيتزش، بول؛ سمارت، تيم (2006). قاموس أسماء النجوم الحديثة: دليل مختصر لـ 254 اسمًا نجميًا واشتقاقاتها (الطبعة الثانية المنقحة). كامبريدج، ماساتشوستس: سكاي للنشر. ISBN  978-1-931559-44-7.
  9. ↑ "* ألفا سربنتيس – نجم في نظام ثنائي" . سيمباد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 أبريل 2014 .
  10. 1 2 3 4 إيغلتون، ب.ب.؛ توكوفينين، أ.أ. (2008). "فهرس التعدد بين الأنظمة النجمية الساطعة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 389 (2): 869. arXiv : 0806.2878 . Bibcode : 2008MNRAS.389..869E . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . S2CID 14878976 . 
  11. ↑ دا سيلفا، ر.؛ بورتو دي ميلو، ج. ف.؛ ميلوني، أ. س.؛ دا سيلفا، ل.؛ ريبيرو، ل. س.؛ روشا-بينتو، هـ. ج. (2012). "أنماط وفرة دقيقة ومتجانسة في النجوم الشبيهة بالشمس في الجوار الشمسي: تحليل كيميائي زمني". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 542 : A84. arXiv : 1204.4433 . Bibcode : 2012A & A...542A..84D . doi : 10.1051/0004-6361/201118751 . S2CID 118450072 . 
  12. ↑ "* لامدا سيربنتيس – النجم" . سيمباد . تم الاسترجاع في 20 مايو 2014 .
  13. ^ روزنتال، لي ج. فولتون، بنيامين J.؛ هيرش، ليا A .؛ إيزاكسون، هوارد T.؛ هوارد، أندرو دبليو. ديدريك، كايلا م.؛ شيرستيوك، ايليا أ؛ بلانت، سارة سي. بيتيجورا، إريك أ. كنوتسون، هيذر أ؛ بهمرد، عايدة؛ تشونتوس، اشلي. كريب، جاستن ر. كروسفيلد، إيان جيه إم؛ دالبا، بول أ. فيشر، ديبرا أ. هنري، جريجوري دبليو؛ كين، ستيفن ر. كوسيريك، مولي؛ مارسي، جيفري دبليو. روبنزال، ريان أ. فايس، لورين م. رايت، جيسون ت. (2021)، "مسح كاليفورنيا التراثي. الجزء الأول: فهرس لـ 178 كوكبًا من خلال رصد دقيق للسرعة الشعاعية لـ 719 نجمًا قريبًا على مدى ثلاثة عقود"، سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية ، 255 (1): 8، arXiv : 2105.11583 ، Bibcode : 2021ApJS..255....8R ، doi : 10.3847/1538-4365/abe23c ، S2CID 235186973 
  14. ↑ هول، جيه سي؛ هنري، جي دبليو؛ لوكوود، جي دبليو؛ سكيف، بي إيه؛ سار، إس إتش (2009). "نشاط الشمس والنجوم الشبيهة بالشمس وتغيراتها. الجزء الثاني: القياس الضوئي والتحليل الطيفي المتزامن لنظائر شمسية ساطعة". المجلة الفلكية . 138 (1): 312. Bibcode : 2009AJ....138..312H . CiteSeerX 10.1.1.216.9004 . doi : 10.1088/0004-6256/138/1/312 . S2CID 12332945 .  
  15. ↑ "* Psi Serpentis – نجم مزدوج أو متعدد" . SIMBAD . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 يونيو 2014 .
  16. ↑ فهرس الاتحاد الفلكي الدولي لأسماء النجوم
  17. ↑ "كتالوج الاتحاد الفلكي الدولي لأسماء النجوم" . الاتحاد الفلكي الدولي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17-09-2018 .
  18. ↑ "* بيتا سربنتيس – نجم في نظام ثنائي" . سيمباد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 مايو 2014 .
  19. ↑ "* بيتا سربنتيس ب - نجم في نظام ثنائي" . سيمباد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 مايو 2014 .
  20. ↑ شايا، إي جيه؛ أولينغ، آر بي (2011). "الأنظمة الثنائية واسعة النطاق وغيرها من الأجرام النجمية المتحركة: تحليل بايزي لفهرس هيباركوس". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 192 (1): 2. arXiv : 1007.0425 . Bibcode : 2011ApJS..192....2S . doi : 10.1088/0067-0049/192/1/2 . S2CID 119226823 . 
  21. ↑ VSX (4 يناير 2010). "R Serpentis" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 مايو 2014 .
  22. ↑ "* غاما سيربنتيس - نجم متغير" . سيمباد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 مايو 2014 .
  23. ↑ بي، س. -ل.؛ باسو، س.؛ لي، ل. -هـ. (2008). "التحليل الزلزالي للنجمين غاما سربنتيس وإيوتا ليونيس: المعايير النجمية والتطور" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 673 (2): 1093-1105 . Bibcode : 2008ApJ...673.1093B . doi : 10.1086/521575 .
  24. ↑ موترسباوغ، ماثيو و. وآخرون (2010). "أرشيف بيانات القياس الفلكي التفاضلي للأطوار. الجزء الثاني: مدارات النجوم الثنائية المُحدَّثة ونظام ثنائي كسوفي طويل الأمد". المجلة الفلكية . 140 (6): 1623-1630 . arXiv : 1010.4043 . Bibcode : 2010AJ....140.1623M . doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1623 . S2CID 6030289 .  
  25. ↑ مالكوف، أو واي؛ تامازيان، في إس؛ دوكوبو، جيه إيه؛ تشولكوف، دي إيه (2012). "الكتل الديناميكية لعينة مختارة من الأنظمة الثنائية المدارية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 546 : A69. Bibcode : 2012A & A...546A..69M . doi : 10.1051/0004-6361/201219774 .
  26. ↑ "* دلتا الأفعى - نجم مزدوج أو متعدد" . سيمباد . تم الاطلاع عليه في 18 مايو 2014 .
  27. ↑ "* دلتا سربنتيس ب - نجم في نظام ثنائي" . سيمباد . تم الاطلاع عليه في 18 مايو 2014 .
  28. ↑ VSX (4 يناير 2010). "دلتا سربنتيس" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 مايو 2014 .
  29. ↑ "* 16 Serpentis – Star" . SIMBAD . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 مايو 2014 .
  30. ↑ تومكين، ج.؛ لامبرت، د. ل. (1986). "وفرة العناصر الثقيلة في نجمي الباريوم المعتدلين أوميكرون فيرجينيس و16 سيربنتيس" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 311 : 819. Bibcode : 1986ApJ...311..819T . doi : 10.1086/164821 .
  31. ↑ VSX (4 يناير 2010). "Chi Serpentis" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 مايو 2014 .
  32. ↑ لودن، LO (يوليو 1983)، "دراسة فيزيائية لمجموعة الدب الأكبر (مع اهتمام خاص بالنجوم A الغريبة)"، سلسلة ملحقات علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 53 : 33-42 ، Bibcode : 1983A & AS...53...33L .
  33. ^ "* إبسيلون سيربنتيس – ستار" . سيمباد . تم الاسترجاع 26 مايو 2014 .
  34. ^ "* مو سيربنتيس – ستار" . سيمباد . تم الاسترجاع 26 مايو 2014 .
  35. ^ أدلمان، إس جيه؛ البيرق، ب. (1998). "تحليلات وفرة العناصر باستخدام مخططات DAO الطيفية - XX. النجوم المبكرة epsilon Serpentis و 29 Vulpeculae و sigma Aquarii " . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 300 (2): 359. بيب كود : 1998MNRAS.300..359A . دوى : 10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x .
  36. ↑ غونتشاروف، غ. أ.؛ كيايفا، أ. ف. (2010). "المدارات الضوئية المركزية من خلال دمج مباشر بين القياسات الفلكية الأرضية وبيانات هيباركوس 2. مدارات أولية لستة أنظمة ثنائية فلكية". علم الفلك الجديد . 15 (3): 324-331 . arXiv : 1606.08182 . Bibcode : 2010NewA...15..324G . doi : 10.1016/j.newast.2009.09.006 . S2CID 119252073 . 
  37. ↑ نيكولوف، ج.؛ أتاناسوفا، إ.؛ إيلييف، إ.ك.؛ باونزن، إ.؛ بارزوفا، إ.س. (أبريل 2008). "تحديد المدار الطيفي لنجمين قزمين ضعيفي الفلزات: HD64491 وHD141851". مساهمات المرصد الفلكي سكالناتي بليسو . 38 (2): 433-434 . Bibcode : 2008CoSka..38..433N .
  38. ↑ ماسون، برايان د.؛ وآخرون . (سبتمبر 2010). "مدارات النجوم الثنائية. الجزء الرابع: مدارات 18 زوجًا من النجوم المتداخلة الجنوبية" . المجلة الفلكية . 140 (3): 735-743 . Bibcode : 2010AJ....140..735M . doi : 10.1088/0004-6256/140/3/735 . 
  39. ↑ بيتري، آر إم؛ فيبس، إدغار (1950). "إعادة تحديد المدارات الطيفية لنجمي إيوتا بيغاسي و25 سيربنتيس". منشورات مرصد دومينيون للفيزياء الفلكية فيكتوريا . 8 : 225-234 . رمز Bibcode : 1950PDAO....8..225P .
  40. ↑ VSX؛ أوتيرو، س. أ. (10 فبراير 2012). "PT Serpentis" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 مايو 2014 .
  41. ↑ وندر، إي. (أكتوبر 1991). "تغيرات دورة النجوم الساطعة من نوع RR Lyrae، وهما SU Dra وVY Ser". نشرة معلومات عن النجوم المتغيرة . 3669 (1): الصفحة الرئيسية لـ IBVS. رمز Bibcode : 1991IBVS.3669....1W .
  42. ↑ VSX؛ أوتيرو، س. أ. (28 يونيو 2012). "تاو 4 سيربنتيس" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 يونيو 2014 .
  43. ↑ كولوتيلوف، إي. أ.؛ روسيف، ر. م. (يناير 1980). "الملف العكسي لخط P Cyg لـ Hα في طيف العملاق الأحمر HD 139216 = tau4 Ser". نشرة معلومات عن النجوم المتغيرة . 1730 : 1. رمز Bibcode : 1980IBVS.1730....1K .
  44. ↑ مجموعة أبحاث تكوين النجوم والكواكب في المجرة. "المحاضرة 7: انهيار النوى والسقوط الداخلي" (ملف PDF) . قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة توليدو . تاريخ الاطلاع: 17 يوليو 2015 .
  45. ^ ساتو، ب. أوميا، م.؛ هاراكاوا، هـ؛ ليو، Y.-J؛ إيزوميورا، هـ؛ كامبي، إي. تاكيدا، Y.؛ يوشيدا، م.؛ إيتوه، Y.؛ أندو، ه.؛ كوكوبو، إي. إيدا، س. (2013). “رفاق الكواكب لثلاثة نجوم متوسطة الكتلة متطورة: HD 2952، HD 120084، وω Serpentis”. منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 65 (4): 85. أرخايف : 1304.4328 . بيب كود : 2013PASJ...65...85S . دوى : 10.1093/باسج/65.4.85 . S2CID 119248666 . 
  46. ↑ بارسونز، إس جي؛ مارش، تي آر؛ كوبرويت، سي إم؛ ديلون، في إس؛ ليتلفير، إس بي؛ جانسيك، بي تي؛ هيكمان، آر. (2010). "قيم دقيقة للكتلة ونصف القطر للقزم الأبيض والقزم الأحمر ذي الكتلة المنخفضة في النظام الثنائي NN Serpentis قبل الكارثة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 402 (4): 2591. arXiv : 0909.4307 . Bibcode : 2010MNRAS.402.2591P . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x . S2CID 15186725 . 
  47. ↑ مارش، تي آر؛ بارسونز، إس جي؛ بورز، إم سي بي؛ ليتلفير، إس بي؛ كوبرويت، سي إم؛ ديلون، في إس؛ بريدت، إي؛ كاسيريس، سي؛ شرايبر، إم آر (2013). "الكواكب حول نجم إن إن سيربنتيس: لا تزال موجودة" (ملف PDF) . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 437 (1): 475. arXiv : 1310.1391 . Bibcode : 2014MNRAS.437..475M . doi : 10.1093/mnras/stt1903 . S2CID 53954504 . 
  48. ↑ إندل، مايكل؛ هاتزيس، آرتي ب.؛ كوكران، ويليام د.؛ ماك آرثر، باربرا؛ برييتو، كارلوس أليندي؛ بولسون، ديان ب.؛ غونتر، إيكه؛ بيدالوف، آنا (2004). "HD 137510: واحة في صحراء الأقزام البنية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 611 (2): 1121-1124 . arXiv : astro-ph/0404584 . Bibcode : 2004ApJ...611.1121E . doi : 10.1086/422310 . S2CID 119062344 . 
  49. ↑ فونسيكا، إي.؛ ستيرز، آي. إتش.؛ ثورست، إس. إي. (2014). "دراسة شاملة للجاذبية النسبية باستخدام PSR B1534+12". المجلة الفيزيائية الفلكية . 787 (1): 82. arXiv : 1402.4836 . Bibcode : 2014ApJ...787...82F . doi : 10.1088/0004-637X/787/1/82 . S2CID 119198979 . 
  50. ↑ دورانت، م.؛ كارغالتسيف، أ.؛ فولكوف، إ.؛ بافلوف، ج. ج. (2011). "التغير المداري لانبعاث الأشعة السينية من النظام الثنائي النجمي النيوتروني J1537+1155". المجلة الفيزيائية الفلكية . 741 (1): 65. arXiv : 1108.3330 . Bibcode : 2011ApJ...741...65D . doi : 10.1088/0004-637X/741/1/65 . S2CID 119200269 . 
  51. ↑Hekker, S.; Aerts, C. (2010). "Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars". Astronomy and Astrophysics. 515: A43. arXiv:1002.2212. Bibcode:2010A&A...515A..43H. doi:10.1051/0004-6361/200912777. S2CID 30911563.
  52. ↑Tabur, V.; et al. (December 2010), "Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 409 (2): 777–788, arXiv:1007.2974, Bibcode:2010MNRAS.409..777T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x, S2CID 118411237
  53. 12"Xi Serpentis – Spectroscopic binary". SIMBAD. Retrieved 21 June 2014.
  54. ↑Gray, R. O.; et al. (July 2006), "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample", The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637, S2CID 119476992.
  55. ↑Halbwachs, J. L. (1981). "List of Estimated Angular Separations of Spectroscopic Binaries". Astronomy and Astrophysics Supplement. 44: 47. Bibcode:1981A&AS...44...47H.
  56. ↑Boyajian, Tabetha S.; et al. (July 2013). "Stellar Diameters and Temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K Stars: Additional High-precision Measurements and Empirical Relations". The Astrophysical Journal. 771 (1): 31. arXiv:1306.2974. Bibcode:2013ApJ...771...40B. doi:10.1088/0004-637X/771/1/40. S2CID 14911430. 40. See Table 3.
  57. ↑"Nu Serpentis – Star in double system". SIMBAD. Retrieved 20 June 2014.
  58. ↑"Omicron Serpentis – Variable Star of delta Sct type". SIMBAD. Retrieved 20 June 2014.
  59. ↑"Zeta Serpentis – Star". SIMBAD. Retrieved 20 June 2014.
  60. ↑"BD-12 4724 – Star in double system". SIMBAD. Retrieved 20 June 2014.
  61. ↑VSX (4 January 2010). "Omicron Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 20 June 2014.
  62. ↑Pavlenko, E. P.; Bochkov, V. V.; Vasil'yanovskaya, O. P. (1996). "9,6-Year periodicity of symbiotic nova RT Ser (1909) during the outburst decay from 1940 to 1994". Astrophysics. 39 (1): 15–19. Bibcode:1996Ap.....39...15P. doi:10.1007/BF02044949. S2CID 120532937.
  63. ↑VSX; Osborne, W. (1 April 2014). "RT Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 28 May 2014.
  64. ↑Tilley, E. C. (1943). "A Spectrographic Study of the Triple System in 59 D Serpentis". The Astrophysical Journal. 98: 347. Bibcode:1943ApJ....98..347T. doi:10.1086/144577.
  65. ↑Abt, H. A. (2009). "MK Classifications of Spectroscopic Binaries". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (1): 117–118. Bibcode:2009ApJS..180..117A. doi:10.1088/0067-0049/180/1/117. S2CID 122811461.
  66. ↑"HD 169986 – Star in double system". SIMBAD. Retrieved 25 May 2014.
  67. ↑VSX (4 January 2010). "d Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 25 May 2014.
  68. ↑VSX (28 April 2010). "FH Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 23 June 2014.
  69. ↑Hamaguchi, K.; Terada, H.; Bamba, A.; Koyama, K. (2000). "Large X-Ray Flare from the Herbig Be Star MWC 297". The Astrophysical Journal. 532 (2): 1111. arXiv:astro-ph/9911120. Bibcode:2000ApJ...532.1111H. doi:10.1086/308607. S2CID 1508384.
  70. ↑Acke, B.; Verhoelst, T.; van den Ancker, M. E.; Deroo, P.; Waelkens, C.; Chesneau, O.; Tatulli, E.; Benisty, M.; Puga, E.; Waters, L. B. F. M.; Verhoeff, A.; de Koter, A. (2008). "MWC 297: A young high-mass star rotating at critical velocity". Astronomy and Astrophysics. 485 (1): 209–221. arXiv:0804.1212. Bibcode:2008A&A...485..209A. doi:10.1051/0004-6361:200809654. S2CID 4794509.
  71. ↑Ripepi, V.; Bernabei, S.; Marconi, M.; Ruoppo, A.; Palla, F.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Marques, J. P.; Ferrara, P.; Marinoni, S.; Terranegra, L. (2007). "Discovery of δ Scuti pulsation in the Herbig Ae star VV Serpentis". Astronomy and Astrophysics. 462 (3): 1023. arXiv:astro-ph/0610194. Bibcode:2007A&A...462.1023R. doi:10.1051/0004-6361:20065728. S2CID 16241531.
  72. ↑Alonso-Albi, T.; Fuente, A.; Bachiller, R.; Neri, R.; Planesas, P.; Testi, L. (2008). "The Dusty Disk around VV Serpens". The Astrophysical Journal. 680 (2): 1289–1294. arXiv:0802.4152. Bibcode:2008ApJ...680.1289A. doi:10.1086/587935. S2CID 118405939.
  73. ↑VSX; Otero, S. A. (23 November 2011). "VV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 28 May 2014.
  74. ↑Ridpath, Ian, ed. (2012). "UX Orionis star". A dictionary of astronomy (2 ed.). Oxford: Oxford University Press. doi:10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN 9780191739439. Retrieved 8 August 2015.
  75. ↑VSX (4 January 2010). "MV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 25 May 2014.
  76. ↑López-García, Z.; Adelman, S. J.; Pintado, O. I. (2001). "Elemental abundance studies of CP stars". Astronomy and Astrophysics. 367 (3): 859–864. Bibcode:2001A&A...367..859L. doi:10.1051/0004-6361:20000438.
  77. ↑"HR 7008 – Star in Cluster". SIMBAD. Retrieved 14 December 2014.
  78. ↑Andrievsky, S. M.; Gorlova, N. I.; Klochkova, V. G.; Kovtyuch, V. V.; Panchuk, V. E. (1999). "The Lithium-rich supergiant HD172365". Astronomische Nachrichten. 320 (1): 35–41. Bibcode:1999AN....320...35A. doi:10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f.
  79. ↑Ibanoǧlu, C.; Evren, S.; Taş, G.; Çakırlı, Ö.; Bozkurt, Z.; Afşar, M.; Sipahi, E.; Dal, H. A.; Özdarcan, O.; Çamurdan, D. Z.; Çamurdan, M.; Frasca, A. (2009). "Spectroscopic and photometric observations of the selected Algol-type binaries - IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium and HD 172189". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 392 (2): 757. Bibcode:2009MNRAS.392..757I. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x.
  80. ↑Costa, J. E. S.; Michel, E.; Peña, J.; Creevey, O.; Li, Z. P.; Chevreton, M.; Belmonte, J. A.; Alvarez, M.; Fox Machado, L.; Parrao, L.; Pérez Hernéndez, F.; Fernández, A.; Fremy, J. R.; Pau, S.; Alonso, R. (2007). "Pulsational frequencies of the eclipsing δ Scuti star HD 172189. Results of the STEPHI XIII campaign". Astronomy and Astrophysics. 468 (2): 637–642. arXiv:0706.4083. Bibcode:2007A&A...468..637C. doi:10.1051/0004-6361:20065784.
  81. ^ جوتيريز سوتو، ج. فابريجات، J.؛ سوسو، J.؛ سواريز، جي سي؛ مويا، أ.؛ غاريدو، ر. هيوبرت، أ.-م.؛ فلوكيه، م. ناينر، سي. فريمات، ي. (2007). "نبضات متعددة الدورات في نجوم Be NW Serpentis و V1446 Aquilae" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 472 (2): 565– 570. بيب كود : 2007A & A...472..565G . دوى : 10.1051/0004-6361:20077414 . اتش دي ال : 10550/15993 .  
  82. ↑ دي بيكر، م.؛ راو، ج.؛ بلوم، ر.؛ بيتارد، ج.م.؛ ستيفنز، إ.ر.؛ روناكريس، م.س. (2005). "رصد باستخدام مرصد إكس إم إم-نيوتن للنظام المتعدد HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) والتجمع النجمي المفتوح الشاب NGC 6604". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 437 (3): 1029-1046 . arXiv : astro-ph/0503471 . Bibcode : 2005A & A...437.1029D . doi : 10.1051/0004-6361:20052810 . S2CID 16980385 . 
  83. ↑ إيبان أوغلو، ج.؛ جاكيرلي، أ.؛ سيباهي، إ. (2013). "MY Serpentis: نظام ثلاثي عالي الكتلة في تجمع Ser OB2" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 436 (1): 750-758 . arXiv : 1308.4971 . Bibcode : 2013MNRAS.436..750I . doi : 10.1093/mnras/stt1616 . S2CID 119246895 . 
  84. ↑ VSX (4 يناير 2010). "V411 سيربنتيس" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 مايو 2014 .
  85. ↑ كونتي، ب.س.؛ إيبتس، د.؛ ماسي، ب.؛ نيميلا، ف.س. (1980). "دراسات طيفية للثنائيات من النوع O. V - نظام HD 166734". المجلة الفيزيائية الفلكية . 238 : 184. Bibcode : 1980ApJ...238..184C . doi : 10.1086/157971 .
  86. ↑ Hubrig, S.; Carroll, TA; Gonzalez, JF; Scholler, M.; Ilyin, I.; Saffe, C.; Castelli, F.; Leone, F.; Giarrusso, M. (2014). "المجال المغناطيسي في HD 161701، النظام الثنائي الوحيد الذي تم تحديده على أنه يتكون من نجم أساسي من نوع Hg Mn ونجم ثانوي من نوع Ap" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 440 : L6– L10. Bibcode : 2014MNRAS.440L...6H . doi : 10.1093/mnrasl/slu012 . hdl : 11336/4902 .
  87. ↑ ويلاند، جيه إل؛ شور، إس إن؛ بيفر، إي إيه؛ ليونز، آر دبليو؛ روزنبلات، إي آي (1995). "ملاحظات مطياف غودارد عالي الدقة للنظام الثنائي المتفاعل دبليو سيربنتيس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 447 : 401. Bibcode : 1995ApJ...447..401W . doi : 10.1086/175883 .
  88. ↑ مينيكنت، ر. إي.؛ كولاكزكوفسكي، ز. (2009). "بيئات النجوم الثنائية المتفاعلة والصلة بين W Ser وDPV وAlgol". النظرة التداخلية على النجوم الساخنة . 38 : 23-26 . arXiv : 0904.1539 . Bibcode : 2010RMxAC..38...23M .
  89. ^ كابا، م (2002). "استمرارية راديو VLA ورصدات IRAS للسديم الدائري حول WR 101 وWR 113" . المجلة الفلكية . 123 (6): 3348– 3355. بيب كود : 2002AJ....123.3348C . دوى : 10.1086/340725 .
  90. ↑ ديفيد-أوراز، ألكسندر (2012). "استخدام تقنية MOST لكشف أسرار نظام وولف-رايت الثنائي المزعج CV Ser" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 426 (3): 1720-1730 . arXiv : 1207.6032 . Bibcode : 2012MNRAS.426.1720D . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x .
  91. ↑ لين، داتشنغ (2012). "التطور الطيفي على طول المسار Z للنجم النيوتروني الساطع الثنائي للأشعة السينية GX 17+2". المجلة الفيزيائية الفلكية . 756 (1): 34. arXiv : 1207.1107 . Bibcode : 2012ApJ...756...34L . doi : 10.1088/0004-637X/756/1/34 . S2CID 10083273 . 
  92. ↑ بورناك، جيليان (2009). "فترة محتملة لنوبات سطوع النطاق K لـ GX 17+2". المجلة الفيزيائية الفلكية . 701 (2): L110– L113. arXiv : 0907.4348 . Bibcode : 2009ApJ...701L.110B . doi : 10.1088/0004-637X/701/2/L110 . S2CID 18361338 . 
  93. ↑ كورنيليس، ر. (2002). "انفجارٌ استمر أربع ساعات من سيربنس إكس-1". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 382 (1): 174-177 . arXiv : astro-ph/0111263 . Bibcode : 2002A & A...382..174C . doi : 10.1051/0004-6361:20011591 . S2CID 16830958 . 
  94. ↑ كتالوج السماء 2000.0، المجلد 2: النجوم المزدوجة، والنجوم المتغيرة، والأجسام غير النجمية (حرره آلان هيرشفيلد وروجر دبليو سينوت، 1985)، الفصل 3: مسرد الأسماء الفلكية المختارة.
  95. ↑ مجلة سكاي آند تلسكوب، نوفمبر 1961، صفحة 263.
  96. ↑ فهرس أسماء الأجرام السماوية العميقة 2000.0 - هيو سي. مادوك (فوكسون-مادوك أسوشيتس، 1991).
  97. ↑ بايلر-جونز، كال؛ ريبزكي، ج؛ أندري، ر؛ فويسنيا، م. (2018). "اكتشافات جديدة لتفاعلات نجمية في الإصدار الثاني من بيانات غايا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 616 : A37. arXiv : 1805.07581 . Bibcode : 2018A & A...616A..37B . doi : 10.1051/0004-6361/201833456 . S2CID 56269929 . 
  98. ↑ بيرسكي، فيليب؛ ديبتشينسكي، بيوتر أ. (2016-11-01). "سيقترب غليس 710 من الشمس أكثر من أي وقت مضى" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 595 : L10. رمز Bibcode : 2016A & A...595L..10B . doi : 10.1051/0004-6361/201629835 . ISSN 0004-6361 . 
  99. ↑ غارسيا-سانشيز، ج.؛ وآخرون (1999). "اللقاءات النجمية مع سحابة أورت بناءً على بيانات هيباركوس " . المجلة الفلكية . 117 (2): 1042-1055 . Bibcode : 1999AJ....117.1042G . doi : 10.1086/300723 . S2CID 122929693 .  
  100. ↑Frommert, H.; Kronberg, C. (21 August 2007). "Messier 5". SEDS. Retrieved 16 December 2014.
  101. ↑Paust, N. E. Q.; Reid, I. N.; Piotto, G.; Aparicio, A.; Anderson, J.; Sarajedini, A.; Bedin, L. R.; Chaboyer, B.; Dotter, A.; et al. (2010). "The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. Viii. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions". The Astronomical Journal. 139 (2): 476. Bibcode:2010AJ....139..476P. doi:10.1088/0004-6256/139/2/476. hdl:2152/34371. S2CID 120965440.
  102. ↑Szeidl, B.; Hurta, Zs.; Jurcsik, J.; Clement, C.; Lovas, M. (2011). "Long-term photometric monitoring of Messier 5 variables - I. Period changes of RR Lyrae stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 411 (3): 1744–1762. arXiv:1010.1115. Bibcode:2011MNRAS.411.1744S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x. S2CID 118519067.
  103. ↑Harris, William E. (1996). "A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way". The Astronomical Journal. 112: 1487. Bibcode:1996AJ....112.1487H. doi:10.1086/118116.
  104. ↑Freire, P. C. C.; Wolszczan, A.; van den Berg, M.; Hessels, J. W. T. (2008). "A Massive Neutron Star in the Globular Cluster M5". The Astrophysical Journal. 679 (2): 1433–1442. arXiv:0712.3826. Bibcode:2008ApJ...679.1433F. doi:10.1086/587832. S2CID 118743395.
  105. ↑Viaux, N.; Catelan, M.; Stetson, P. B.; Raffelt, G. G.; Redondo, J.; Valcarce, A. A. R.; Weiss, A. (2013). "Particle-physics constraints from the globular cluster M5: Neutrino dipole moments". Astronomy & Astrophysics. 558: A12. arXiv:1308.4627. Bibcode:2013A&A...558A..12V. doi:10.1051/0004-6361/201322004. S2CID 59056210.
  106. ↑ كوتس كليمنت، كريستين م.؛ سوير هوغ، هيلين (أغسطس 1977). "النجوم المتغيرة الساطعة في مسييه 5" . مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 71 : 281. رمز Bibcode : 1977JRASC..71..281C . تاريخ الاسترجاع: 1 مارس 2021 .
  107. ↑ "ملاحظات ويليام هيرشل على أجرام ميسييه" . www.messier.seds.org . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء. مؤرشف من الأصل في 24 يونيو 2021. تم الاطلاع عليه في 1 مارس 2021 .
  108. ↑ إيباتا، ر.؛ جيبسون، ب. (2007). "أشباح المجرات الماضية". مجلة ساينتفك أمريكان . 296 (4): 40-45 . Bibcode : 2007SciAm.296d..40I . doi : 10.1038/scientificamerican0407-40 . PMID 17479629. S2CID 45284760 .  
  109. ↑ مارتيل، إس إل؛ سميث، جي إتش؛ غريلماير، سي جيه (2002). "قياس جديد لعمر بالومار 5". الجمعية الفلكية الأمريكية، الاجتماع 201 للجمعية الفلكية الأمريكية، #07.11؛ نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 34 : 1103. رمز Bibcode : 2002AAS...201.0711M .
  110. ↑ تشين، سي دبليو؛ تشين، دبليو بي (أكتوبر 2010)، "التشوه المورفولوجي للتجمعات الكروية المجرية"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 721 (2): 1790-1819 ، رمز Bibcode : 2010ApJ...721.1790C ، doi : 10.1088/0004-637X/721/2/1790
  111. ↑ كلارك، ف.و.؛ جونسون، د.ر. (1981). "نظام السحب بين النجوم L134-L183-L1778". المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1. 247 : 104-111 . Bibcode : 1981ApJ ...247..104C . doi : 10.1086/159014 .
  112. ↑ سيرنيس، ك.؛ سترايزيس، ف. (1992). "حول مسافة السحابة المظلمة LYNDS 134 في كوكبة الحية عند خطوط العرض العليا" . علم الفلك البلطيقي . 1 (2): 163. Bibcode : 1992BaltA...1..163C . doi : 10.1515/astro-1992-0204 .
  113. ^ ليهتينن، ك. ماتيلا، ك. ليمكي، د.؛ جوفيلا، م. بروستي، T .؛ لوريجس، ر. (2003). “ملاحظات فار للأشعة تحت الحمراء لمصادر ما قبل النجوم الأولية في ليندز 183”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 398 (2): 571– 581. أرخايف : astro-ph/0209617 . بيب كود : 2003A & A...398..571L . دوى : 10.1051/0004-6361:20021411 . ISSN 0004-6361 . S2CID 15841960 .  
  114. ^ باجاني، ل.؛ باكمان، أ. موت، F.؛ كامبريسي، L.؛ فيتش، م.؛ لاغاش، ج؛ ميفيل-ديسشين، ماجستير-أ؛ باردو، J.-R. أبوني، AJ (2004). "إعادة النظر في L183 (L134N)" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 417 (2): 605–613 . بيب كود : 2004A & A...417..605P . دوى : 10.1051/0004-6361:20034087 . ISSN 0004-6361 . 
  115. ↑ كيرك، جيسون م.؛ كروتشير، ريتشارد م.؛ وارد-تومسون، ديريك (2009). "رصد BIMA N2H+1-0 لرسم خرائط L183: التفتت والتسارع في نواة ما قبل نجمية منهارة، ممغنطة، دوارة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 701 (2): 1044-1052 . arXiv : 0906.3632 . Bibcode : 2009ApJ...701.1044K . doi : 10.1088/0004-637X/701/2/1044 . ISSN 0004-637X . S2CID 119251856 .  
  116. ↑ جوفيلا، م.؛ ماتيلا، ك.؛ ليتينين، ك.؛ ليمكي، د.؛ لوريس، ر.؛ بروستي، ت. (2002). "رصد الأشعة تحت الحمراء البعيدة والخطوط الجزيئية لـ Lynds 183 - دراسات عن الغاز البارد والغبار". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 382 (2): 583-599 . arXiv : astro-ph/0111216 . Bibcode : 2002A & A...382..583J . doi : 10.1051/0004-6361:20011539 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17367806 .  
  117. ↑ "نتائج قاعدة بيانات NED للجرم NGC 5962" . قاعدة بيانات ناسا/إيباك للمجرات الخارجية . تم الاطلاع عليها في 3 يونيو 2015 .
  118. ^ جيل دي باز، أرماندو. بواسييه، صموئيل؛ مادور، باري F.؛ سيبرت، مارك. جو، يونغ ه.؛ بوسيلي، أليساندرو؛ وايدر، تيد ك. ثيلكر، ديفيد؛ بيانكي، لوسيانا؛ وآخرون . (2007). “أطلس GALEX للأشعة فوق البنفسجية للمجرات القريبة”. سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 173 (2): 185– 255. أرخايف : astro-ph/0606440 . بيب كود : 2007ApJS..173..185G . دوى : 10.1086/516636 . S2CID 119085482 .  
  119. ↑ إم، ميونغشين؛ وآخرون . (فبراير 2019). "المسح الرصدي المكثف للمجرات القريبة (IMSNG)". مجلة الجمعية الفلكية الكورية . 52 (1): 11-21 . arXiv : 1901.11353 . Bibcode : 2019JKAS...52...11I . doi : 10.5303/JKAS.2019.52.1.11 . S2CID 119394084 .  
  120. ↑ ماو، ياو يوان؛ وآخرون . (فبراير 2021). "مسح ساغا. الجزء الثاني: بناء عينة إحصائية من الأنظمة التابعة حول مجرات شبيهة بمجرة درب التبانة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 907 (2): 35. arXiv : 2008.12783 . Bibcode : 2021ApJ...907...85M . doi : 10.3847/1538-4357/abce58 . S2CID 221376962. 85.  
  121. ↑ "نتائج قاعدة بيانات NED للجرم NGC 5921" . قاعدة بيانات ناسا/إيباك للمجرات الخارجية . تم الاطلاع عليها في 3 يونيو 2015 .
  122. ^ جال يام، أ. شيمر، O.؛ دان، J. (2001). “المستعر الأعظم 2001X في NGC 5921”. تعميم الاتحاد الفلكي الدولي (7602): 2. بيب كود : 2001IAUC.7602....2G .
  123. ^ هيرنانديز توليدو، جلالة الملك؛ Zendejas-Dominguez، J .؛ أفيلا-ريس، ف. (2007). “BVRISالقياس الضوئي السطحي للمجرات الحلزونية المعزولة”. المجلة الفلكية . 134 (6): 2286– 2307. أرخايف : 0705.2041 . بيب كود : 2007AJ....134.2286H . دوى : 10.1086/521358 . S2CID 15196263 . 
  124. ↑ ستوكديل، سي جيه؛ هايم، إم إس؛ فاندريفالا، سي إم؛ باور، إف إي؛ فان دايك، إس دي؛ ويلر، كيه دبليو؛ بولي، دي؛ إملر، إس؛ دواركاداس، في. (2009). "المستعرات العظمى 1996aq و2004dk". المكتب المركزي للبرقيات الإلكترونية . 1714 : 1. رمز Bibcode : 2009CBET.1714....1S .
  125. 1 2 3 4 ويلكنز، جيمي؛ دان، روبرت (2006). 300 جرم سماوي: مرجع مرئي للكون ( الطبعة الأولى). بوفالو، نيويورك: فايرفلاي بوكس. ISBN  978-1-55407-175-3.
  126. ↑ غونزاليس ديلغادو، روزا م.؛ بيريز، إنريكي (أغسطس 1996). "المنطقة المحيطة بالنواة في مجرة ​​سيفرت 2 NGC 5953" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 281 (3): 781-798 . Bibcode : 1996MNRAS.281..781G . doi : 10.1093/mnras/281.3.781 .
  127. ↑ راولينغز، س.؛ سوندرز، ر.؛ ميلر، ب.؛ جونز، م. إ.؛ إيلز، س. أ. (1990). "تحديد جديد للمصدر الراديوي العملاق 3C326". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 246 (3): 21. رمز Bibcode : 1990MNRAS.246P..21R .
  128. ^ جيلارد، ص. بولانجر، ف. لينرت، ماريلاند؛ بينو دي فوريت، ج.؛ كومز، ف. فالجارون، إي. برنارد سالاس، ج. (2015). “الاضطراب الاستثنائي الناجم عن AGN يمنع تكوين النجوم في المجرة الراديوية 3C 326N”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 574 : 15. أرخايف : 1410.6155 . بيب كود : 2015A & A...574A..32G . دوى : 10.1051/0004-6361/201423612 . S2CID 37207279 . 
  129. ↑ كانوف، كالين ن.؛ سارازين، كريغ ل.؛ هيكس، أماليا ك. (2006). " رصد تشاندرا لتفاعل مصدر الراديو والنواة المبردة في أبيل 2063". المجلة الفيزيائية الفلكية . 653 (1): 184-192 . arXiv : astro-ph/0609037 . Bibcode : 2006ApJ...653..184K . doi : 10.1086/508862 . S2CID 15635049 . 
  130. ↑ كريمبيك-كريجير، ج.؛ كريجير، ب. (1999). "تفاعل عنقود أبيل 2063 ومجموعة مجرات MKW3". أكتا أسترونوميكا . 49 : 403. Bibcode : 1999AcA....49..403K .
  131. ^ جياسينتوتشي، إس. مازوتا، ب. برونيتي، ج؛ فنتوري، T.؛ بارديلي، س. (2006). “دليل على تسخين الغاز بواسطة AGN المركزي في MKW 3s”. Astronomische Nachrichten . 327 ( 5– 6): 573– 574. بيب كود : 2006AN....327..573G . دوى : 10.1002/asna.200610594 .
  132. ^ أوسوليفان ، إيوان. جياسينتوتشي، سيمونا؛ ديفيد، لورانس ب. فرتيلك، جان م.؛ رايشودري، سوماك (2011). "مراقبة شاندرا العميقة للكتلة الضعيفة AWM 4-II. دور طائرات الراديو في إثراء الوسط الداخلي " . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 411 (3): 1833– 1842. أرخايف : 1010.0610 . بيب كود : 2011MNRAS.411.1833O . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x . S2CID 118394119 . 
  133. ↑ فينتوري، ت.؛ دالاكاسا، د.؛ ستيفاناتشي، ف. (2004). "المجرات الراديوية في عناقيد النواة الباردة. نشاط متجدد في نواة 3C 317؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 422 (2): 515-522 . arXiv : astro-ph/0404571 . Bibcode : 2004A & A...422..515V . doi : 10.1051/0004-6361:20040089 . S2CID 14761769 . 
  134. ↑ لي، ميونغ غيون؛ كيم، إيونهيوك؛ غايسلر، دوغ؛ بريدجز، تيري؛ أشمان، كيث (2002). "دراسة مقارنة لأنظمة العناقيد الكروية في UGC 9799 وNGC 1129". عناقيد النجوم خارج المجرة . 207 : 330. arXiv : astro-ph/0109248 . Bibcode : 2002IAUS..207..330L .
  135. ↑ شيفر، ب.أ.؛ روبرتسون، ج.ج. (1985). "زوج الكوازارات المتقارب Q1548 + 114A، B" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 212 : 15P– 20P. رمز Bibcode : 1985MNRAS.212P..15S . doi : 10.1093/mnras/212.1.15p .
  136. ↑ كلايسكينز، جيه.-إف.؛ لي، دي.-دبليو.؛ ريمي، إم.؛ سلوس، دي.؛ سوردي، جيه. (2000). "قيود كتلة الكوازارات من دراسات عدسات الجاذبية لأزواج الكوازارات. حالتا Q1548+114 A وB وQ1148+0055 A وB". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 356 : 840. Bibcode : 2000A & A...356..840C .
  137. ↑ إيفانز، دانيال أ.؛ فونغ، وين-فاي؛ هاردكاسل، مارتن ج.؛ كرافت، رالف ب.؛ لي، جوليا س.؛ وورال، ديانا م.؛ بيركينشو، مارك؛ كروستون، جوديث هـ.؛ موكسلو، توم دبليو بي (2008). "دراسة تفاعل النفاثات/المجرات المصاحبة في 3C 321 باستخدام موجات الراديو والأشعة السينية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 675 (2): 1057-1066 . arXiv : 0712.2669 . Bibcode : 2008ApJ ...675.1057E . doi : 10.1086/527410 . S2CID 15820696 . 
  138. ↑ فيفر، أو. لو؛ هامر، ف.؛ نوتال، ل.؛ ماتيز، ج. (25 مارس 1987). "هل 3C324 هي أول مجرة ​​عملاقة ذات عدسة جاذبية؟". مجلة نيتشر . 326 (6110): 268-269 . Bibcode : 1987Natur.326..268L . doi : 10.1038/326268a0 . S2CID 4334323 . 
  139. ^ يامادا، تورو؛ كاجيساوا، ماسارو؛ تاناكا، إيتشي؛ مايهارا، توشينوري؛ إيوامورو، فوميهيد؛ تيرادا، هيروشي؛ غوتو، ميوا؛ موتوهارا، كينتارو؛ تانابي، هيروهيسا (2000). “تصوير عالي الدقة بالأشعة تحت الحمراء القريبة من الراديو القوي Galaxy 3C 324 عند z = 1.21 باستخدام تلسكوب سوبارو”. منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 52 (1): 43– 51. أرخايف : astro-ph/0002390 . بيب كود : 2000PASJ...52...43Y . دوى : 10.1093/باسج/52.1.43 . ISSN 0004-6264 . S2CID 7386303 .  
  140. ↑ تريفز، أ.؛ فالومو، ر.؛ أوسلينغي، م. (2007). "حول مسافة PG 1553+11". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 473 (3): L17– L19. arXiv : 0709.1271 . Bibcode : 2007A & A...473L..17T . doi : 10.1051/0004-6361:20078290 . ISSN 0004-6361 . S2CID 18568519 .  
  141. ↑ عبده، أ.أ. أكرمان، م.؛ أجيلو، م. أتوود، البنك الدولي؛ أكسلسون، م. بالديني، L.؛ الباليه، J.؛ باربيليني، ج.؛ باستيري، د.؛ وآخرون . (2010). “ملاحظات فيرمي لأشعة جاما القوية جدًا PG 1553 + 113”. مجلة الفيزياء الفلكية . 708 (2): 1310- 1320. أرخايف : 0911.4252 . بيب كود : 2010ApJ...708.1310A . دوى : 10.1088/0004-637X/708/2/1310 . ISSN 0004-637X . S2CID 122637947 .   
  142. ↑ أبراموفسكي، أ.؛ أهارونيان، ف.؛ بنخالي، ف. آيت؛ أخبارجانيان، أ.ج.؛ أنغونر، إ.و.؛ باكيس، م.؛ بالينديران، س.؛ بالزر، أ.؛ بارناكا، أ .؛ وآخرون . (2015). "توهج PG 1553+113 لعام 2012 كما رُصد بواسطة HESS وFermi-LAT". المجلة الفيزيائية الفلكية . 802 (1): 65. arXiv : 1501.05087 . Bibcode : 2015ApJ...802...65A . doi : 10.1088/0004-637X/802/1/65 . ISSN 1538-4357 . S2CID 115133160 .   
  143. ^ جوروسابيل، ج. كاسترو تيرادو، AJ؛ وولف، سي. هيدت، J.؛ سيتز، T .؛ تومز، إي. بارتوليني، C .؛ جوارنييري، أ.؛ ماسيتي، ن.؛ وآخرون . (1998). “دراسة بصرية لحقل GRB 970111 تبدأ بعد 19 ساعة من انفجار أشعة جاما”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 339 : 719 – 728. أرخايف : astro-ph/9809034 . بيب كود : 1998A & A...339..719G . 
  144. ↑ فيروتشي، م.؛ أنتونيلي، ل.أ.؛ غواينازي، م.؛ مولر، ج.م.؛ كوستا، إ.؛ بيرو، ل.؛ إن ت زاند، ج.ج.م.؛ فرونتيرا، ف.؛ دال فيومي، د.؛ وآخرون (1998). "بحث متابعة بواسطة مرصد بيبوساكس عن التوهج اللاحق للأشعة السينية لانفجار أشعة غاما GRB970111". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 332 : L29. arXiv : astro-ph/9803015 . Bibcode : 1998A & A...332L..29F . 
  145. ↑ ثون، سي سي؛ كان، دي إيه؛ يوهانسون، جي؛ سيلج، جي إتش؛ جونسن، إيه أو؛ فينبو، جيه بي يو؛ أكيرلوف، سي دبليو؛ باليان، كيه إس؛ بارتوليني، سي؛ وآخرون (2010). "القياس الضوئي والتحليل الطيفي لانفجار أشعة غاما GRB 060526: دراسة تفصيلية للتوهج اللاحق والمجرة المضيفة لانفجار أشعة غاما عند سمت 3.2". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 523 : A70. arXiv : 0806.1182 . Bibcode : 2010A & A...523A..70T . doi : 10.1051/0004-6361/200810340 . S2CID 9031695 .     
  146. ↑ كون، مايكل أ.؛ هيلينبراند، لين أ.؛ سيلز، أليسون؛ فيجلسون، إريك د.؛ جيتمان، كونستانتين ف. (2018). "الحركية في تجمعات النجوم الشابة وارتباطاتها ببيانات Gaia DR2" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 870 (1): 32. arXiv : 1807.02115 . Bibcode : 2019ApJ...870...32K . doi : 10.3847/1538-4357/aaef8c . S2CID 119328315 . 
  147. ↑ ليفي، ديفيد هـ. (2005). أجرام السماء العميقة . كتب بروميثيوس. ص 112-113 . ISBN  1-59102-361-0.
  148. 1 2 فوربس، د. (2000). "جمعية سيربنس OB2 ومدخنتها الحرارية"" . المجلة الفلكية . 120 (5): 2594– 2608. Bibcode : 2000AJ....120.2594F . doi : 10.1086/316822 .
  149. ↑ باربون، ر.؛ كارارو، ج.؛ موناري، يو.؛ زويتر، ت.؛ توماسيللا، ل. (2000). "التحليل الطيفي والقياس الضوئي BVIC للتجمع النجمي المفتوح الشاب NGC 6604". سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 144 (3): 451. arXiv : astro-ph/0004012 . Bibcode : 2000A & AS..144..451B . doi : 10.1051/aas:2000193 . S2CID 6514418 . 
  150. ↑ ريبورث، ب. (2008). "التجمع النجمي الشاب NGC 6604 وتجمع سيربنس OB2". دليل مناطق تشكل النجوم، المجلد الثاني: سماء الجنوب . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 5. ص 590. رمز Bibcode : 2008hsf2.book..590R .  
  151. ↑ هيرتسوغ، أ.د.؛ ساندرز، و.ل.؛ سيجويس، و. (1975). "عضوية وقياس ضوئي للتجمع النجمي المفتوح IC 4756". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 19 : 211-234 . Bibcode : 1975A & AS...19..211H .
  152. ↑ ألكاينو، ج. (1965). "دراسة كهروضوئية للتجمعات المجرية IC 4665 وIC 4756". نشرة مرصد لويل . 6 (7): 167-172 . رمز Bibcode : 1965LowOB...6..167A .
  153. ↑ فيلبس، آر إل؛ جينز، كيه إيه؛ مونتغمري، كيه إيه (1994). "تطور قرص المجرة: بحث عن أقدم التجمعات النجمية المفتوحة" . المجلة الفلكية . 107 : 1079. Bibcode : 1994AJ....107.1079P . doi : 10.1086/116920 .
  154. ^ تيستا ، فينتشنزو. كورسي، كارلو E.؛ أندروزي، غلوريا؛ إيانيكولا، جياسينتو؛ ماركوني، جياني؛ بيرسيموني، آنا مارينا؛ بونانو، روبرتو (2001). "مورفولوجيا الفرع الأفقي والبيئات الكثيفة: ملاحظات تلسكوب هابل الفضائي للمجموعات الكروية NGC 2298 و 5897 و 6535 و 6626" . المجلة الفلكية . 121 (2): 916– 934. بيب كود : 2001AJ....121..916T . دوى : 10.1086/318752 . S2CID 118936939 . 
  155. ↑ ساراجيديني، عطا (1994). "القياس الضوئي باستخدام كاميرا CCD للعنقود الكروي المجري NGC 6535 في نطاقي B وV" . ​​منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 106 : 404. Bibcode : 1994PASP..106..404S . doi : 10.1086/133392 .
  156. ↑ توثيل، بي جي؛ لويد، جيه بي (2007). " سديم ثنائي القطب متناظر حول MWC 922". مجلة ساينس . 316 (5822): 247. Bibcode : 2007Sci...316..247T . doi : 10.1126/science.1135950 . PMID 17431173. S2CID 15439363 .  
  157. ↑ بلامر، أ.؛ أوتيرو، س.أ. (27 مارس 2013). "MWC 922" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 مايو 2014 .
  158. ↑ أوتيرو، إس. أ.؛ واتسون، سي.؛ ويلز، ب. "تصنيفات أنواع النجوم المتغيرة في VSX" . موقع AAVSO الإلكتروني . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 مايو 2014 .
  159. ^ جونز، د.؛ لويد، م.؛ سانتاندر-غارسيا، م.؛ لوبيز، JA؛ ميبورن، J.؛ ميتشل، دل. أوبراين، تي جيه؛ بولاكو، د.؛ روبيو دييز، مم . وآخرون . (2010). "أبيل 41: تشكيل سديم كوكبي بواسطة نجم مركزي ثنائي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 408 (4): 2312. أرخايف : 1006.5873 . بيب كود : 2010MNRAS.408.2312J . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x . S2CID 119310966 .  
  160. ↑ تافالا، م.؛ مايرز، ب.س.؛ ماردونيس، د.؛ باتشيلر، ر. (2000). "L483: نجم أولي في مرحلة انتقالية من الفئة 0 إلى الفئة 1". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 359 : 967. arXiv : astro-ph/0005525 . Bibcode : 2000A & A...359..967T .
  161. ↑ كونلي، إم إس؛ هوداب، كيه دبليو؛ فولر، جي إيه (2009). "سديم بالأشعة تحت الحمراء متغير ضوئيًا ومورفولوجيًا في L483". المجلة الفلكية . 137 (3): 3494. arXiv : 0811.1232 . Bibcode : 2009AJ....137.3494C . doi : 10.1088/0004-6256/137/3/3494 . S2CID 17056166 . 
  162. ↑ أوليفيرا، آي.؛ ميرين، ب.؛ بونتوبيدان، ك.م.؛ فان ديشويك، إي.ف. (2013). "البنية الفيزيائية للأقراص الكوكبية الأولية: مقارنة عنقود سيربنس بمناطق أخرى". المجلة الفيزيائية الفلكية . 762 (2): 128. arXiv : 1212.3340 . Bibcode : 2013ApJ...762..128O . doi : 10.1088/0004-637X/762/2/128 . S2CID 119114877 . 
  163. ↑ دزيب، س.؛ لوينارد، ل.؛ ميودوسزوسكي، أ. ج.؛ بودن، أ. ف.؛ رودريغيز، ل. ف.؛ توريس، ر. م. (2010). "تحديد المسافة إلى مناطق تكوّن النجوم القريبة باستخدام مصفوفة VLBA. الجزء الرابع: مسافة أولية إلى نجم بروتو-هيربيغ Ae Be EC 95 في نواة سربنس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 718 (2): 610. arXiv : 1003.5900 . Bibcode : 2010ApJ...718..610D . doi : 10.1088/0004-637X/718/2/610 . S2CID 1444233 . 
  164. ↑ ديوناتوس، أ.؛ يورغنسن، ج.ك.؛ تيكسيرا، ب.س.؛ غوديل، م.؛ بيرجين، إ. (2014). "نفث ذري من SMM1 (FIRS1) في سرب الحياة يكشف عن رفيق ثنائي أولي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 563 : A28. arXiv : 1401.3249 . Bibcode : 2014A & A...563A..28D . doi : 10.1051/0004-6361/201322799 . S2CID 119287830 . 
  165. ↑ سياردي، د. ر.؛ تيليسكو، س. م.؛ باكام، س.؛ غوميز مارتن، س.؛ رادومسكي، ج. ت.؛ دي بويزر، ج. م.؛ فيليبس، س. ج.؛ هاركر، د. إ. (2005). "انبعاث السيليكات البلورية في النظام النجمي الأولي سيربنس SVS 20". المجلة الفيزيائية الفلكية . 629 (2): 897-902 . arXiv : astro-ph/0504665 . Bibcode : 2005ApJ...629..897C . doi : 10.1086/431548 . S2CID 14553402 . 
  166. ↑ غوترموث، ر. أ.؛ بورك، ت. ل.؛ ألين ، ل. إ.؛ مايرز، ب. س.؛ ميغيث، س. ت.؛ ماثيوز، ب. س.؛ يورغنسن، ج. ك.؛ دي فرانشيسكو، ج.؛ وارد-تومسون، د.؛ وآخرون (2008). " مسح حزام غولد بواسطة مرصد سبيتزر للسحب النجمية الكبيرة القريبة: اكتشاف عنقود كثيف مضمن في صدع سيربنس-أكويلا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 673 (2): L151. arXiv : 0712.3303 . Bibcode : 2008ApJ...673L.151G . doi : 10.1086/528710 . S2CID 339753 .  
  167. ^ ناكامورا، ف. سوجيتاني، ك. شيماجيري، Y.؛ تسوكاجوشي، T.؛ هيجوتشي، أ. نيشياما، س.؛ كوابي، ر. تاكامي، م. كار، JL. وآخرون . (2011). “التدفقات الجزيئية من منطقة Protocluster Serpens South”. مجلة الفيزياء الفلكية . 737 (2): 56. أرخايف : 1105.4481 . بيب كود : 2011ApJ...737...56N . دوى : 10.1088/0004-637X/737/2/56 . S2CID 119195551 .  
  168. ↑ زيليك الثاني، م.؛ لادا، سي جيه (1978). "ملاحظات الأشعة تحت الحمراء القريبة وأول أكسيد الكربون لـ W40 و W48" . المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1. 222 : 896-901 . Bibcode : 1978ApJ ...222..896Z . doi : 10.1086/156207 .
  169. 1 2 شوبينغ، ر.ي.؛ فاكا، و.د.؛ كاسيس، م.؛ يو، ك.س. (2012). "التصنيف الطيفي لألمع الأجسام في منطقة تكوين النجوم W40 في مجرتنا". المجلة الفلكية . 144 (4): 12. arXiv : 1208.4648 . Bibcode : 2012AJ....144..116S . doi : 10.1088/0004-6256/144/4/116 . S2CID 119227485 . 
  170. ↑ رودني، إس. أ.؛ ريبورث، ب. (2008). "مجمع سحابة W40". دليل مناطق تشكل النجوم، المجلد الثاني: سماء الجنوب . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 5. ص 683. رمز Bibcode : 2008hsf2.book..683R .  
  171. ↑ كون، م.أ.؛ غيتمان، ك.ف.؛ فيغلسون، إ.د.؛ ريبورث، ب.؛ رودني، س.أ.؛ غارمير، ج.ب. (2010). "رصد تشاندرا للمجمع النجمي المحجوب W40". المجلة الفيزيائية الفلكية . 275 (2): 2485-2506 . arXiv : 1010.5434 . Bibcode : 2010ApJ...725.2485K . doi : 10.1088/0004-637X/725/2/ 2485 . S2CID 119192761 . 
  172. 1 2 يون، MS؛ ريدي، NA؛ سكوفيل، نيوزيلندا؛ فراير، دي تي؛ روبسون، EI. تيلانوس، آر بي جي (2004). “ملاحظات ذات أطوال موجية متعددة للمجرة المضيفة الغنية بالغاز لـ PDS 456: تحدٍ جديد لسيناريو الانتقال من ULIRG إلى QSO”. مجلة الفيزياء الفلكية . 601 (2): 723-734 . أرخايف : astro-ph/0310340 . بيب كود : 2004ApJ...601..723Y . دوى : 10.1086/380559 . S2CID 45476 . 
  173. ↑ ريفز، جيه إن؛ وين، جي؛ أوبراين، بي تي؛ باوندز، كيه إيه (2002). "تقلبات شديدة في الأشعة السينية في الكوازار المضيء PDS 456" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 336 (3): L56. arXiv : astro-ph/0209120 . Bibcode : 2002MNRAS.336L..56R . doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x . S2CID 14158307 . 
  174. ^ فوشيني، ل.؛ بيان، E.؛ مراشي، ل.؛ رايتيري، سم؛ تافيكيو، F .؛ غيسيليني، ج.؛ توستي، G.؛ مالاجوتي، ج؛ دي كوكو، ج. (2006). “توهج قصير من الأشعة السينية القوية من البلازار NRAO 530 الذي لاحظته INTEGRAL”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 450 (1): 77– 81. أرخايف : astro-ph/0601101 . بيب كود : 2006A & A...450...77F . دوى : 10.1051/0004-6361:20064804 . S2CID 53117963 . 
  175. ↑ لو، جيه سي؛ وانغ، جيه واي؛ آن، تي؛ لين، جيه إم؛ تشيو، إتش بي (2012). "التغيرات الراديوية الدورية في NRAO 530: تحليل تقليل تشتت الطور". بحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية . 12 (6): 643. arXiv : 1202.3873 . Bibcode : 2012RAA....12..643L . doi : 10.1088/1674-4527/12/6/004 . S2CID 55847749 . 
  176. ↑ جينيسكينز، بيتر (سبتمبر 2012). "رسم خرائط مدارات النيازك: اكتشاف زخات شهب جديدة". سكاي آند تلسكوب : 24.