الحية (كوكبة)

الحية
Serpens CaputSerpens Cauda
الاسم اللاتيني Serpens
المطلع المستقيم 17
الميل −8
ربعية SQ3
المساحة 636.9 درجة مربعة. (23)
النجوم الرئسية 10
نجوم
باير/فلامستيد		 108
نجوم مع كواكب 15
نجوم ألمع من 3.00 قدر 11
النجوم ضمن
10.00 فرسخ فلكي
(32.62 سنة ضوئية)		 10
ألمع نجم رأس الحية 
(2.08قدر ظاهري)
أجرام مسييه 7
زخّات الشهب
  • اوميجا الحية
  • سيجما الحية
الكوكبات
الحدودية		 الجاثي

الحية
الميزان
العقرب
الرامي

العقاب
مرئي بين خطي العرض +80° و −80°.
تعديل مصدري - تعديل  طالع توثيق القالب

 

كوكبة الحية (باللاتينية:Serpens) هي كوكبة في نصف الكرة السماوية الشمالي. واحدة من 48 كوكبة مدرجة من قبل عالم الفلك بطليموس في القرن الثاني، وهي لا تزال واحدة من 88 كوكبة حديثة حددها الاتحاد الفلكي الدولي. إنها فريدة من نوعها بين الأبراج الحديثة في كونها مقسمة إلى جزأين غير متجاورين، (رأس الحية ) إلى الغرب و(ذيل الحية) إلى الشرق. بين هذين النصفين تقع كوكبة الحواء، «حامل الثعبان». في التمثيلات التصويرية، يتم تمثيل جسد الحية على أنه يمر خلف الحواء بين مو الحية في رأس الحية ونو الحية في رأس الحية.

ألمع نجم في كوكبة الحية هو النجم العملاق الأحمر عنق الحية، أو Unukalhai، في رأس الحية، مع قوته الظاهرة 2.63. يوجد أيضًا في رأس الحية الكتلة الكروية للعين المجردة مسييه 5 ومتغيرات العين المجردة الحية 4 والحية تاو4. تشمل الأجسام البارزة خارج المجرة سداسية زايفرت، وهي واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة كثافة ؛ أرب 220، مجرة الأشعة تحت الحمراء النموذجية فائقة السطوع؛ مجرة هوغ، أشهر فئة من المجرات النادرة جدًا والمعروفة باسم المجرات الحلقية .

يمر جزء من طائرة مجرة درب التبانة عبر رأس الحية، وهي بالتالي غنية بأجسام المجرة في أعماق السماء، مثل سديم النسر (IC 4703) والعنقود النجمي المرتبط به ميسييه 16. يقيس السديم 70 سنة ضوئية في 50 سنة ضوئية ويحتوي على أعمدة الخلق، وهي ثلاث غيوم غبارية اشتهرت بالصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. تشمل الأجسام الأخرى المدهشة سديم المربع الأحمر، وهو أحد الأجسام القليلة في علم الفلك التي تتخذ شكل مربع؛ وويسترهوت 40، وهي منطقة تشكل نجوم قريبة ضخمة تتكون من سحابة جزيئية ومنطقة هيدروجين II.

تاريخ

Serpens shown as a snake being held by Ophiuchus in Urania's Mirror.
الثعابين التي يحملها الحواء، كما هو موضح في مرآة يورانيا، وهي مجموعة من بطاقات الأبراج المنشورة في لندن ج. 1825. فوق ذيل الثعبان هو كوكبة الآن، عفا عليها الزمن الثور بوناتوفي في حين أدناه هو الترس الطبلي

في الأساطير اليونانية، يمثل كوكبة الحية ثعبانًا يحمله المعالج أسقليبيوس. يمثله في السماء كوكبة الحواء، قتل أسكليبيوس ثعبانًا مرة واحدة، ولكن تم إحياء الحيوان بعد أن وضع ثعبان ثان عشبة إحياء عليه قبل موته. عندما كانت الثعابين تتخلص من جلدها كل عام، كانت تُعرف كرمز للولادة الجديدة في المجتمع اليوناني القديم، وتقول الأسطورة إن أسكليبيوس كان يعيد إحياء البشر الأموات باستخدام نفس الأسلوب الذي شهده. على الرغم من أن هذا هو منطق وجود الحية مع الحواء، إلا أن السبب الحقيقي لا يزال غير معروف تمامًا. في بعض الأحيان، تم تصوير الحية على أنها تلتف حول الحواء، لكن غالبية الأطالس أظهرت أن كوكبة الحية يمر إما خلف جسد الحواء أو بين ساقيه.[1]

في بعض الأطالس القديمة، تم تصوير الأبراج السربينز والحواء على أنها مجموعتان منفصلتان من الأبراج، على الرغم من أنها كانت تظهر في كثير من الأحيان على أنها كوكبة واحدة. كان يوهان باير أحد الشخصيات البارزة التي تصور كوكبة الحية بشكل منفصل. وهكذا، تم تصنيف نجوم كوكبة الحية بتسميات باير منفصلة عن تلك الخاصة بـ الحواء. عندما أسس يوجين دلبورت حدود الكوكبة الحديثة في عشرينيات القرن الماضي، اختار تصوير الاثنين بشكل منفصل. ومع ذلك، فقد طرح هذا مشكلة كيفية فصل الكوكبين، حيث قرر ديبورتي تقسيم كوكبة الحية إلى منطقتين الرأس والذيل مفصولة عن كوكبة الحواء. أصبحت هاتان المنطقتان تعرفان باسم رأس الحية وذيل الحية[1] caput هي الكلمة اللاتينية للرأس وcauda الكلمة اللاتينية التي تعني الذيل.[2]

في علم الفلك الصيني، تمثل معظم نجوم كوكبة الحية جزءًا من جدار يحيط بسوق، يُعرف باسم تيانشي، كان موجودًا في الحواء وجزءًا من الاله هرقل. تحتوي كوكبة الحية أيضًا على عدد قليل من الأبراج الصينية. نجمتان في الذيل تمثلان جزءًا من شيلو، البرج مع مكتب السوق. نجمة أخرى في الذيل تمثل محلات المجوهرات ليزي. نجمة واحدة في الرأس تميز تيانرو، ممرضة ولي العهد، أو تمطر أحيانًا.[1]

كان هناك نوعان من الأبراج «الحية» في علم الفلك البابلي، والمعروفين باسم ميشيوسي وباشمو. يبدو أنه تم تصوير ميشيوسي على أنه مزيج من تنين وأسد وطائر، وكان يتوافق بشكل فضفاض مع الشجاع . كان باشمو أفعى ذات قرون (را نينجيشزيدا) ونحو يتوافق مع كوكبة من اوفيس إيودوكسوس من كنيدوس الذي يستند اوفيس (الحية) لبطليموس.[3]

مميزات

كوكبة الحية هي الوحيدة من بين 88 كوكبة حديثة يتم تقسيمها إلى منطقتين منفصلتين في السماء:رأس الحية (الرأس) وذيل الحية (الذيل). الكوكبة أيضًا غير عادية من حيث أنها تعتمد على كوكبة أخرى للسياق ؛ على وجه التحديد، يتم الاحتفاظ بها من قبل حامل الثعبان الحواء.[1]

يحد راس الحية برج الميزان من الجنوب، والعذراء والعواء من الغرب، والإكليل الشمالي من الشمال، والحواء والجاثي من الشرق؛ يحد ذيل الحية القوس من الجنوب، الترس والعقاب من الشرق، الحواء من الشمال والغرب. تبلغ مساحتها الإجمالية 636.9 درجة مربعة، وهي تحتل المرتبة 23 من أصل 88 كوكبة في الحجم. يظهر بشكل بارز في كل من السماء الشمالية والجنوبية خلال صيف نصف الكرة الشمالي.[4] تتكون نجمتها الرئيسية من 11 نجمة، وإجمالي 108 نجوم أكثر سطوعًا من قوتها 6.5 درجة، وهو الحد التقليدي للرؤية بالعين المجردة.[4]

يتم تحديد حدود راس الحية، كما حددها عالم الفلك البلجيكي يوجين جوزف ديلبورت في عام 1930، بواسطة مضلع من 10 جوانب، بينما يتم تحديد ذيل الحية بواسطة مضلع من 22 جانبًا. في نظام الإحداثيات الاستوائية، تقع إحداثيات الصعود الصحيحة لحدود راس الحية بين 15سا 10.4د و 16سا 22.5د،[5] اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) الاختصار المكون من ثلاثة أحرف "Ser" للكوكبة في عام 1922.[5][6]

سمات

النجوم

طالع أيضًا: List of stars in Serpens

 

نجوم الرأس

The pattern of stars in Serpens Caput seen with the naked eye, with a triangle marking the head and a line of stars extending down marking the upper body
كوكبة رأس الحية كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة

يميز قلب الثعبان النجم اللامع في الكوكبة، عنق الحية. يُطلق عليه تقليديًا اسم Unukalhai، وهو عملاق أحمر من النوع الطيفي K2III يقع على بعد حوالي 23 فرسخ فلكي مع حجم بصري قدره 2.630 ± 0.009،[7] مما يعني أنه يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة حتى في المناطق ذات التلوث الضوئي الكبير. رفيق خافت في مدار حول النجم العملاق الأحمر،[8] على الرغم من أنه غير مرئي للعين المجردة. يقع ثعبان لامدا بالقرب من الفا، حيث تبلغ قوته 4.42 ± 0.05 نجمة إلى حد ما تشبه الشمس[9] وتقع على بعد 12 فرسخ فلكي فقط.[10] نظير آخر للطاقة الشمسية في كوكبة الحية هو النجم الأساسي بسي الحية، وهو نجم ثنائي [11] يقع بعيدًا قليلاً في حوالي 14 فرسخ فلكي.[12]

بيتا، غاما، وايوتا سيربنتيس شكل شكل مثلث مميز بمناسبة رأس الثعبان، مع كابا سيربنتيس (الاسم الصحيح هو جودجا[13]) يجري تقريبا في منتصف الطريق بين غاما وذرة. ألمع الأربعة مع حجم ظاهري يبلغ حوالي 3.67 ، بيتا سيربنتيس هو نجم تسلسل رئيسي أبيض يبعد حوالي 160 فرسخ فلكي.[14] ومن المرجح أن نجم قريب 10 درجة[15] يرتبط جسديا مع بيتا، على الرغم من أنه ليس من المؤكد.[16] ال متغير ميرا آر سيربنتيس، تقع بين بيتا وغاما، مرئية للعين المجردة بحد أقصى 5 درجات، ولكن، نموذجية لمتغيرات ميرا، يمكن أن تتلاشى إلى أقل من 14 درجة.[17] غاما سيربنتيس نفسه هو نوع و العملاق يقع فقط 11 فرسخ فلكي بعيد وبالتالي فهو مشرق للغاية، حيث يبلغ حجمه 3.84 0 0.05.[18] من المعروف أن النجم يظهر التذبذبات الشبيهة بالطاقة الشمسية.[19]

تشكل دلتا سيربنتيس جزءًا من جسم الثعبان بين القلب والرأس، وهي عبارة عن نظام متعدد النجوم [20] حوالي 70 فرسخ فلكي من الأرض. يتكون النظام من أربعة نجوم، ويبلغ الحجم الظاهري الإجمالي لهذا النظام 3.79 كما يُنظر إليه من الأرض، [21] على الرغم من أن اثنين من النجوم، مع الحجم الظاهري المشترك 3.80، يوفران كل الضوء تقريبًا. الأساسي،[22] العملاق الأبيض، هو متغير دلتا الترس بمتوسط حجم ظاهر يبلغ 4.23.[23] تم وضعه بالقرب من دلتا، سواء في سماء الليل ومن المحتمل في الفضاء الفعلي على مسافة تقدر بحوالي 70 فرسخ فلكي،[24] نجم الباريوم الحية 16.[25] نجم آخر متغير بارز يمكن رؤيته بالعين المجردة هو تشي الحية، وهو متغير نجوم ألفا كلاب الصيد يقع في منتصف الطريق بين دلتا وبيتا والذي يختلف عن متوسط سطوعه البالغ 5.33 × 0.03 درجة على مدى 1.5 يومًا تقريبًا.[26]

النجمان في رأس الحية اللذان يشكلان جزءًا من جسم الحية أسفل القلب هما ايبسيلون ومو الحية، وكلاهما من النجوم من النوع A. [27][28] كلاهما له خصوصية: إبسيلون هو نجم إيه ام، [29] بينما مو هو ثنائي.[30] تقع إلى الشمال الغربي قليلاً من Mu وهي الحية 36، وهي نجمة أخرى من النوع A الرئيسي. هذا النجم أيضا له خصوصية. إنه ثنائي مكونه الأساسي هو نجم لامدا بوتيس، مما يعني أنه يحتوي على كميات شبيهة بالطاقة الشمسية من الكربون والنيتروجين والأكسجين، بينما يحتوي على كميات منخفضة جدًا من عناصر ذروة الحديد.[31] الحية 25 ، الموجود على بعد درجات قليلة شمال شرق الحية مو، هو ثنائي طيفي[32] يتكون من عملاق ساخن من النوع B ونجم من النوع A. الأساسي هو نجم B ينبض ببطء، مما يتسبب في اختلاف النظام بمقدار 0.03 درجة.[33]

تحتوي كوكبة رأس الحية على العديد من متغيرات RR ليريا، على الرغم من أن معظمها خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بدون التصوير الفوتوغرافي الاحترافي. ألمع هو الحية في واي، فقط من الدرجة العاشرة. تتزايد فترة هذا النجم بنحو 1.2 ثانية في كل قرن.[34] نجم متغير من نوع مختلف هو الحية تاو4، عملاق أحمر بارد ينبض بين 5.89 و 7.07 في 87 يومًا.[35] تم العثور على هذا النجم لعرض ملف تعريف الدجاجة P معكوس، [36] حيث يؤدي تدفق الغاز البارد على النجم إلى إنشاء خطوط امتصاص هيدروجين منقولة إلى الأحمر بجوار خطوط الانبعاث العادية.[37]

تم العثور على العديد من النجوم في كوكبة الحية لها كواكب. ألمع نجم في الحية أوميغا، الواقعة بين إبسيلون ومو، هو عملاق برتقالي بكوكب لا يقل عن 1.7 كوكب المشتري.[38] الحية ان ان، وهو ثنائي خسوف لما بعد المغلف يتألف من قزم أبيض وقزم أحمر،[39] المحتمل جدًا أن يكون لهما كوكبان يسببان اختلافات في فترة الخسوف.[40] على الرغم من أنه لا يحتوي على كوكب، فقد وجد أن التناظرية الشمسية HD 137510 لها رفيق قزم بني داخل صحراء القزم البني .[41]

PSR B1534 + 11 عبارة عن نظام يتكون من نجمين نيوترونيين يدوران حول بعضهما البعض، أحدهما نجم نابض تبلغ مدته 37.9 مللي ثانية. يقع على بعد حوالي 1000 فرسخ فلكي، تم استخدام النظام لاختبار نظرية ألبرت أينشتاين للنسبية العامة، والتحقق من صحة المعلمات النسبية للنظام في حدود 0.2 ٪ من القيم التي تنبأت بها النظرية.[42] تم العثور على انبعاث الأشعة السينية من النظام موجود عندما يتقاطع النجم غير النابض مع الرياح النابضة الاستوائية للنجم النابض، ووجد أن مدار النظام يختلف قليلاً.[43]

نجوم الذيل

The pattern of stars in Serpens Cauda seen with the naked eye, with a line of stars marking the tail
كوكبة Serpens (Cauda) كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة

ألمع نجم في الذيل، ايتا الحية، يشبه النجم الأساسي الفا الحية من حيث أنه عملاق أحمر من الفئة الطيفية K. ومع ذلك، من المعروف أن هذا النجم يعرض تذبذبات شبيهة بالشمس على مدار 2.16 ساعة تقريبًا.[44] النجمان الآخران في ذيل الحية يشكلان نجمته هما ثيتا و Xi الحية، حيث تعبر النجوم إلى مو الحية في الرأس، هي نظام نجمي ثلاثي [8] يقع على بعد حوالي 105 فرسخ فلكي.[45] اثنان من النجوم، مع الحجم الظاهري مجتمعة حوالي 3.5، يشكلان ثنائيًا طيفيًا مع فصل زاوي يبلغ 2.2 ملي ثانية قوسية فقط، [46] وبالتالي لا يمكن حلها باستخدام المعدات الحديثة. الأساسي هو عملاق أبيض به فائض من السترونتيوم.[45] ثيتا، التي تشكل طرف الذيل، هي أيضًا نظام متعدد، يتكون من نجمين متسلسلين من النوع A مع حجم ظاهر مجتمعي يبلغ حوالي 4.1 مفصولة بنصف دقيقة قوسية تقريبًا.[8]

تقع بالقرب من الحدود مع الحواء هي زيتا ونو واوميكرون الحية . الثلاثة نجوم من الدرجة الرابعة من حيث التسلسل الرئيسي، مع كون نو وأوميكرون من النوع الطيفي A [47][48] وكون زيتا من النوع الطيفيF.[49] نو هو نجم واحد [8] مع حجم 9 رفيق بصري،[50] بينما أو ميكرون هو متغير دلتا شيلد مع تغيرات في السعة بمقدار 0.01.[51] في عام 1909، ظهر المستعر التكافلي [52] ار تي الحية بالقرب من اوميكرون، على الرغم من أنه وصل إلى الحد الأقصى فقط من 10.[53]

النظام النجمي الحية 59، المعروف أيضًا باسم الحية d، هو نظام نجمي ثلاثي[54] يتكون من ثنائي طيفي يحتوي على نجم من النوع A وعملاق برتقالي [55] وعملاق برتقالي ثانوي.[56] يُظهر النظام اختلافات غير منتظمة في السطوع بين القدر 5.17 و5.2.[57] في عام 1970 ، ظهر الحية الجديدFH شمال الحية 59 بقليل، ووصل سطوعه الأقصى إلى 4.5.[58] يوجد أيضًا بالقرب من الحية 59 في سحابة الحية العديد من متغيراتجبارMWC 297 هو أحد نجوم هيربيغ Ae/Be الذي أظهر في عام 1994 توهجًا كبيرًا للأشعة السينية وزاد في لمعان الأشعة السينية بمقدار خمس مرات قبل العودة إلى حالة الهدوء.[59] يبدو أيضًا أن النجم يمتلك قرصًا نجميًا.[60] متغير جبار آخر في المنطقة هو الحية في في، وهو نجم هيربيج أي تم العثور عليه لعرض نبضات دلتا شيلد.[61] تم العثور على الحية في في أيضًا، مثل MWC 297، به قرص مغبر يحيط به،[62] وهو أيضًا نجم اوريونيسUX،[63] مما يعني أنه يظهر اختلافات غير منتظمة في سطوعه.[64]

النجم HR 6958، المعروف أيضًا باسم الحية ام في، الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة.[65] إن وفرة المعدن للنجم أعلى بعشر مرات من الشمس لمعظم المعادن في ذروة الحديد وتصل إلى 1000 مرة أكثر للعناصر الثقيلة. كما وجد أنه يحتوي على فائض من السيليكون.[66] بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة هو HD 172365،[67] من المحتمل أن يكون شارًا ما بعد الأزرق في العنقود المفتوح IC 4756 الذي يحتوي على فائض كبير من الليثيوم.[68] HD 172189، الموجود أيضًا في IC 4756، هو ثنائي متغير من Algol [69] مع فترة 5.70 يومًا. النجم الأساسي في النظام هو أيضًا متغير Delta Scuti، ويخضع لترددات نبض متعددة، والتي تتسبب، جنبًا إلى جنب مع الكسوف، في تغيير النظام بحوالي عُشر الحجم.[70]

عندما تمر الطائرة المجرية عبرها، تحتوي ذيل الحية على العديد من نجوم OB الضخمة. العديد من هؤلاء مرئي للعين المجردة، مثل الحية NW، وهو نجم Be المبكر الذي وجد أنه متغير إلى حد ما. التباين مثير للاهتمام. وفقًا لإحدى الدراسات، يمكن أن يكون أحد أول الهجينة المكتشفة بين متغيرات بيتا سيفي والنجوم B النابضة ببطء.[71] على الرغم من عدم رؤيته للعين المجردة، فإن HD 167971 (الحيةMY ) عبارة عن نظام ثلاثي متغير بيتا ليرا يتكون من ثلاثة نجوم شديدة السخونة من النوع او. عضو في العنقود NGC 6604، [72] كلا النجمين الخسوفين هما عمالقة زرقاء، أحدهما من النوع الطيفي المبكر للغاية O7.5III. النجم المتبقي إما عملاق أزرق أو عملاق خارق من النوع الطيفي المتأخر أو أو النوع بي المبكر.[73] نظام HD 166734 هو أيضًا ثنائي [74]، ويتكون من عملاقين زرقاء عملاقة من النوع أو في مدار حول بعضهما البعض.[75] أقل تطرفًا من حيث الكتلة ودرجة الحرارة هو HD 161701 ، وهو ثنائي طيفي يتكون من النوع B الأساسي والثانوي Ap ، على الرغم من أنه الثنائي الطيفي الوحيد المعروف الذي يتكون من نجم به كمية زائدة من الزئبق والمنغنيز ونجم Ap .[76]

جنوب سديم النسر على الحدود مع القوس يوجد ثنائي الحية W الخسوف، والذي يتألف من عملاق أبيض يتفاعل مع الثانوي. تم العثور على النظام يحتوي على قرص تراكم ، وكان من أوائل الثعابين المكتشفة، والتي تحجب ثنائيات تحتوي على خطوط طيفية قوية للغاية فوق البنفسجية. [77] يُشتبه في أن مثل هذه الثعابين في مرحلة تطورية سابقة، وسوف تتطور أولاً إلى متغيرات دورية مزدوجة ثم متغيرات ألغول الكلاسيكية.[78] أيضا بالقرب من سديم النسر هو الكسوف وولف-رايت الثنائي الحية سي في، ويتألف من نجم Wolf-Rayet والعملاق الفرعي من النوع O الساخن. ويحيط النظام على شكل حلقة السديم، من المحتمل تشكلت خلال المرحلة ولف-رايت من الانتخابات التمهيدية.[79] يختلف خسوف النظام بشكل متقطع، وعلى الرغم من وجود نظريتين حول السبب، إلا أن أيًا منهما لا يتوافق تمامًا مع الفهم الحالي للنجوم.[80]

يحتوي ذيل الحية على عدد قليل من ثنائيات الأشعة السينية. واحد من هؤلاء، GX 17 + 2، هو ثنائي منخفض الكتلة للأشعة السينية يتكون من نجم نيوتروني ، وكما هو الحال في جميع ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ، نجم منخفض الكتلة. تم تصنيف النظام على أنه مصدر Z يشبه Sco، مما يعني أن تراكمه قريب من حد إدنجتون.[81] تم العثور على النظام أيضًا كل 3 أيام تقريبًا أكثر سطوعًا بحوالي 3.5 قدر ظاهري، ربما بسبب وجود نفاث السنكروترون .[82] جهاز ثنائي آخر للأشعة السينية منخفض الكتلة ، Serpens X-1 ، يخضع أحيانًا لموجات من الأشعة السينية. استمرت إحداها على وجه الخصوص ما يقرب من أربع ساعات ، وربما يفسر ذلك احتراق الكربون في «محيط ذي عنصر ثقيل».[83]

كائنات السماء العميقة

أجسام الرأس

Messier 5's central dense core of stars, containing a large number of stars packed into a small area
مسية 5 ، كتلة كروية يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظروف جيدة

نظرًا لأن المستوى المجري لا يمر عبر هذا الجزء من كوكبة الحية، فمن الممكن رؤية العديد من المجرات وراء ذلك. ومع ذلك ، توجد بعض هياكل مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، مثل مسية 5 ، وهو تجمع كروي يقع على بعد 8 درجات تقريبًا جنوب غرب الحية الفا، بجوار النجم الحية 5 . بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة في ظل ظروف جيدة ، [84] ويقع ما يقرب من 25000 لاي بعيد.[85] يحتوي مسية 5 على عدد كبير من النجوم المتغيرة لايارRR المعروفة،[86] ويتراجع عنا عند أكثر من 50 كم / ثانية.[87] يحتوي العنقود على نجمين نابضين من ميلي ثانية، أحدهما في شكل ثنائي، مما يسمح بقياس الحركة المناسبة للعنقود. يمكن أن يساعد الثنائي في فهمنا للمادة المتحللة من النيوترونات؛ الكتلة المتوسطة الحالية، إذا تم تأكيدها، ستستبعد أي معادلة «ناعمة» للحالة لمثل هذه المادة.[88] تم استخدام الكتلة لاختبار لحظات ثنائي القطب المغناطيسي في النيوترينوات، والتي يمكن أن تلقي الضوء على بعض الجسيمات الافتراضية مثل الأكسيون.[89] كتلة كروية أخرى هي بالومار5 ، وتقع جنوب مسية 5. تترك العديد من النجوم هذه الكتلة الكروية بسبب جاذبية مجرة درب التبانة ، وتشكل ذيلًا مدّيًا يبلغ طوله 30000 سنة ضوئية.[90]

L134 / L183 عبارة عن مجمع سديم مظلم من المحتمل أن يتكون مع سحابة ثالثة من شظايا سحابة أصلية واحدة تقع على بعد 36 درجة من المستوى المجري ، وهي مسافة كبيرة للسدم المظلمة.[91] يُعتقد أن المجمع بأكمله يقع على بعد حوالي 140 فرسخ فلكي.[92] يُشار إلى L183 أيضًا باسم L134N، وهو موطن للعديد من مصادر الأشعة تحت الحمراء ، مما يشير إلى مصادر ما قبل النجوم [93] يُعتقد أنها تقدم أول ملاحظة معروفة لمرحلة الانكماش بين نوى السحب ونوى ما قبل النجم.[94] ينقسم اللب إلى ثلاث مناطق،[95] بكتلة مجمعة تبلغ حوالي 25 كتلة شمسية.[96]

خارج مجرة درب التبانة، لا توجد أجسام لامعة في أعماق السماء لعلماء الفلك الهواة في ذيل الحية، ولا يوجد شيء آخر فوق 10 درجات. ألمعها هي NGC 5962، وهي مجرة حلزونية تقع على بعد حوالي 28 ميغا فرسخ [97] مع حجم واضح 11.34.[98] أكثر خفوتًا هي NGC 5921، وهي مجرة حلزونية ضلعية مع نواة مجرية نشطة من نوع LINER تقع على مسافة قريبة إلى حد ما على مسافة 21 ميغا فرسخ.[99] تمت ملاحظة مستعر أعظم من النوع الثاني في هذه المجرة في عام 2001 وتم تسميته SN 2001X.[100] ومازال الخافت هو الحلزون NGC 5964 [101] و NGC 6118، حيث يستضيف الأخير المستعر الأعظم SN 2004dk.[102]

The yellow nucleus of Hoag's Object surrounded by a blue ring of stars
مجرة هوغ، مجرة في كوكبة الحية وعضو من فئة نادرة جدًا تُعرف باسم المجرات الحلقية .

مجرة هوغ، الذي يقع على بعد 600 مليون سنة ضوئية من الأرض، هو عضو في فئة نادرة جدًا من المجرات المعروفة باسم المجرات الحلقية. تتكون الحلقة الخارجية إلى حد كبير من نجوم زرقاء فتية بينما يتكون اللب من نجوم صفراء أقدم. النظرية السائدة فيما يتعلق بتكوينها هي أن المجرة السلفية كانت مجرة حلزونية ضيقة وذراعها سرعات أكبر من أن تحافظ على تماسك المجرة وبالتالي منفصلة.[103] أرب 220 هي مجرة أخرى غير عادية في كوكبة الحية. مجرة الأشعة تحت الحمراء النموذجية فائقة السطوع، Arp 220 أقرب إلى حد ما من مجرة هوغ على بعد 250 مليون سنة ضوئية من الأرض. وهي تتألف من مجرتين حلزونيتين كبيرتين في طور الاصطدام بنواتهما التي تدور على مسافة 1200 سنة ضوئية، مما يتسبب في تكوين نجمي واسع النطاق في كلا المكونين. تمتلك مجموعة كبيرة من أكثر من مليار نجم ، مغطاة جزئيًا بسحب كثيفة من الغبار بالقرب من أحد نواة المجرات.[103] يتألف زوج مجرات آخر متفاعل ، وإن كان في مرحلة مبكرة ، من المجرتين NGC 5953 وNGC 5954. في هذه الحالة، كلاهما مجرتان نشطتان ، الأولى مجرة زايفرت والأخيرة مجرة من نوع LINER. كلاهما يخضع لانفجار من تشكيل النجوم الناتج عن التفاعل.[104]

سداسية زايفرت هي مجموعة من ست مجرات، أربعة منها تتفاعل بقوة الجاذبية واثنتان منها تبدو ببساطة وكأنها جزء من المجموعة على الرغم من المسافة الأكبر بينهما. يقع العنقود المرتبط بالجاذبية على مسافة 190 مليون سنة ضوئية من الأرض ويبلغ عرضه حوالي 100000 سنة ضوئية، مما يجعل مجموعة سداسية زايفرت واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة كثافة. يتوقع علماء الفلك أن المجرات الأربع المتفاعلة ستندمج في النهاية لتشكل مجرة إهليلجية كبيرة.[103] كان مصدر الراديو 3C 326 في الأصل منبثقًا من مجرة إهليلجية عملاقة. ومع ذلك، في عام 1990 ، تبين أن المصدر هو بدلاً من ذلك مجرة أصغر حجمًا وأكثر إشراقًا على بعد بضع ثوانٍ قوسية شمالًا.[105] يحتوي هذا الجسم، المسمى 3C 326 N، على غاز كافٍ لتشكيل النجوم، ولكن يتم تثبيطه بسبب الطاقة من نواة المجرة الراديوية.[106]

العنقود المجري الأكبر بكثير هو الانزياح الأحمر -0.0354 أبيل 2063 .[107] يُعتقد أن العنقود يتفاعل مع مجموعة المجرات القريبة MKW 3s ، بناءً على قياسات السرعة الشعاعية للمجرات وتحديد موقع مجرة القرص المضغوط في مركز أبيل 2063.[108] تظهر المجرة النشطة في مركز MKW 3s - NGC 5920 - أنها تخلق فقاعة من الغاز الساخن من نشاطها الراديوي.[109] بالقرب من النجم الخامس Pi Serpentis يقع AWM 4 ، وهو كتلة تحتوي على فائض من المعادن في وسط داخل العنقود. المجرة المركزية NGC 6051 هي مجرة راديوية مسؤولة على الأرجح عن هذا التخصيب.[110] على غرار AWM 4 ، تحتوي مجموعة Abell 2052 على مجرة راديو cD مركزية ، 3C 317 . يُعتقد أن هذه المجرة الراديوية قد أعيد تشغيلها بعد فترة من الخمول أقل من 200 عام.[111] تحتوي المجرة على أكثر من 40000 عناقيد كروية معروفة ، وهو أعلى مجموع معروف لأي مجرة اعتبارًا من عام 2002.[112]

A brilliant red galaxy on the left interacts with a blue galaxy on the right, forming the merging active galaxy pair 3C 321.
صورة مركبة من 3C 321، زوج مجرة مدمج نشط

يتكون زوج الكوازارات 4C 11.50 من اثنين من الكوازارات بفاصل أقل من 5 ثوانٍ قوسية ، وهو أحد أزواج الكوازارات الأقرب بصريًا في السماء. ومع ذلك ، فإن كلاهما لهما انزياحات حمراء مختلفة بشكل ملحوظ ، وبالتالي لا علاقة لهما.[113] لا يمتلك العضو الأمامي للزوج (4C 11.50 A) كتلة كافية لكسر الضوء من مكون الخلفية (4C 11.50 B) بما يكفي لإنتاج صورة بعدسة، على الرغم من أنه يحتوي على رفيق حقيقي خاص به.[114] زوج المجرات الأكثر غرابة هو 3C 321. على عكس الزوج السابق ، تتفاعل المجرتان اللتان تشكلان 3C 321 مع بعضهما البعض وهما في طور الاندماج. يبدو أن كلا العضوين عبارة عن مجرات نشطة ؛ قد تكون المجرة الراديوية الأولية مسؤولة عن النشاط في المرحلة الثانوية عن طريق مادة القيادة النفاثة الأولى على الثقب الأسود الهائل للأخير.[115]

تم العثور على مثال على عدسة الجاذبية في المجرة الراديوية 3C 324 . كان يعتقد في البداية أنها مجرة راديوية مفردة متداخلة مع انزياح أحمر لـ z = 1.206 ، تم العثور عليها في عام 1987 على أنها في الواقع مجرتان ، مع المجرة الراديوية عند الانزياح الأحمر المذكور أعلاه والتي تم التقاطها بواسطة مجرة أخرى عند الانزياح الأحمر z = 0.845. تم اكتشاف أول مثال لمجرة راديوية متعددة الصور ، [116] يبدو أن المصدر مجرة بيضاوية ذات حارة غبار تحجب رؤيتنا للانبعاثات المرئية والأشعة فوق البنفسجية من النواة.[117] حتى في الأطوال الموجية الأقصر ، فإن جرم بل لاسرتا PG 1553 + 113 هو باعث ثقيل لأشعة جاما. هذا الكائن هو الأبعد الذي تم اكتشافه لإصدار فوتونات ذات طاقات في نطاق TeV اعتبارًا من عام 2007.[118] الطيف فريد من نوعه ، مع انبعاث قوي في بعض نطاقات طيف أشعة جاما في تناقض صارخ مع الانبعاث الناعم في نطاقات أخرى.[119] في عام 2012، اندلع الجسم في طيف أشعة جاما ، وتضاعف لمعانه ثلاث مرات لمدة ليلتين، مما سمح بقياس الانزياح الأحمر بدقة على شكل z = 0.49 [120]

لوحظ العديد من رشقات أشعة جاما (GRBs) في ذيل الحية، مثل GRB 970111، أحد ألمع GRBs التي لوحظت. لم يتم العثور على حدث عابر بصري مرتبط بهذا GRB، على الرغم من شدته. أثبتت المجرة المضيفة في البداية أيضًا أنها بعيدة المنال ، ولكن يبدو الآن أن المضيف هو مجرة زايفرت تقع في redshift z = 0.657.[121] كما كان الوهج اللاحق للأشعة السينية لـ GRB أكثر خفوتًا من نظيره في GRBs الأخرى باهتة.[122] الأبعد هو GRB 060526 (الانزياح الأحمر z = 3.221)، والتي تم من خلالها الكشف عن الأشعة السينية والتوهجات البصرية. كانت GRB باهتة جدًا لفترة طويلة من GRB.[123]

مجرات الذيل

Three pillars of opaque gas stand tall in a green nebulous background
أعمدة الخلق، منطقة تشكل النجوم معروفة في سديم النسر، اشتهرت بهذه الصورة التي التقطتها هابل.

يمر جزء من الطائرة المجرية عبر الذيل، وبالتالي فإن ذيل الحية غني بأجسام السماء العميقة داخل مجرتنا. يقع سديم النسر ومجموعة النجوم المرتبطة به، ميسية 16 على بعد 7000 سنة ضوئية من الأرض في اتجاه مركز المجرة. يقيس السديم 70 سنة ضوئية في 50 سنة ضوئية ويحتوي على أعمدة الخلق، وهي ثلاث غيوم غبارية اشتهرت بالصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. النجوم التي ولدت في سديم النسر والتي تمت إضافتها إلى تلك التي يبلغ عمرها التقريبي 5 ملايين سنة، يبلغ متوسط درجة الحرارة فيها 45000 درجة كلفن وتنتج كميات هائلة من الإشعاع الذي سيؤدي في النهاية إلى تدمير أعمدة الغبار.[103] على الرغم من شهرته، إلا أن سديم النسر خافت إلى حد ما، حيث يبلغ حجمه المتكامل حوالي 6.0. غالبًا ما تكون مناطق تشكل النجوم في السديم عبارة عن كريات غازية تتبخر. على عكس كريات بوك، فإنها تحمل نجمًا أوليًا واحدًا فقط.[124]

شمال ميسيه 16، على مسافة 2000 فرسخ فلكي تقريبًا ، توجد رابطة OB الحية OB2، التي تحتوي على أكثر من 100 نجمة OB. منذ حوالي 5 ملايين سنة، يبدو أن الارتباط لا يزال يحتوي على مناطق تشكل النجوم، ويضيء الضوء المنبعث من منطقة هيدروجين II.[125] داخل المنطقة هذه توجد المجموعة المفتوحة NGC 6604، والتي هي نفس عمر رابطة OB المحيطة، [126] ويعتقد الآن أن الكتلة هي ببساطة الجزء الأكثر كثافة فيها.[127] يبدو أن الكتلة تنتج مدخنة حرارية من الغاز المتأين ، بسبب تفاعل الغاز من قرص المجرة مع الهالة المجرية.[125]

العنقود المفتوح الآخر في ذيل الحية هو IC 4756، الذي يحتوي على الأقل على نجمة واحدة بالعين المجردة، HD 172365 [128] (نجم آخر يرى بالعين المجردة في المنطقة المجاورة، HD 171586، هو على الأرجح غير ذي صلة). تم وضعه على بعد حوالي 440 فرسخ فلكي،[129] يقدر عمر المجموعة بحوالي 800 مليون سنة، وهي قديمة جدًا بالنسبة للعنقود المفتوح.[130] على الرغم من وجود مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، يمكن العثور على مجموعة كروية واحدة: NGC 6535، على الرغم من أنها غير مرئية للعين المجردة ، يمكن صنعها في تلسكوبات صغيرة شمال زيتا سيربنتيس. لا تحتوي هذه المجموعة على متغيرات ليرا RR المعروفة، وهي صغيرة جدًا ومتناثرة بالنسبة للعنقود الكروي،[131][132]

MWC 922 هو نجم محاط بسديم كوكبي. يُطلق على السديم الكوكبي اسم سديم المربع الأحمر نظرًا لتشابهه مع سديم المستطيل الأحمر، ويبدو أنه مربع كامل تقريبًا مع شريط مظلم حول المناطق الاستوائية. يحتوي السديم على حلقات متحدة المركز تشبه تلك الموجودة في المستعر الأعظم SN 1987A [133] MWC 922 بحد ذاته هو

متغير الكلبية الكبرى اف اس،[134] مما يعني أنه نجم Be يحتوي على خطوط انبعاث هيدروجين ساطعة بشكل استثنائي بالإضافة إلى خطوط محظورة محددة، ويرجع ذلك على الأرجح إلى وجود ثنائي قريب.[135] شرق الحيةXi هو سديم كوكبي آخر، أبيل 41 ، يحتوي على النجم الثنائي الحية ام تي في مركزه. يبدو أن السديم له هيكل ثنائي القطب ، وقد وجد أن محور تناظر السديم يقع ضمن 5 درجات من الخط العمودي على المستوى المداري للنجوم ، مما يعزز الارتباط بين النجوم الثنائية والسدم الكوكبية ثنائية القطب.[136] على الطرف الآخر من طيف العمر النجمي يوجد L483، وهو سديم مظلم يحتوي على النجم الأولي IRAS 18418-0440 . على الرغم من تصنيفه على أنه نجم أولي من الفئة 0، إلا أنه يحتوي على بعض الميزات غير العادية لمثل هذا الكائن، مثل عدم وجود رياح نجمية عالية السرعة، وقد تم اقتراح أن هذا الكائن يمر بمرحلة انتقالية بين الفئة 0 والفئة الأولى.[137] يوجد سديم متغير حول النجم الأولي، على الرغم من أنه مرئي فقط في ضوء الأشعة تحت الحمراء.[138]

Bright blue stars in a large gold cloud of gas
ويسترهوت 40، أحد أقرب المواقع لتكوين النجوم الضخم

سحابة الحية عبارة عن سحابة جزيئية ضخمة تتكون من النجوم وتقع في الجزء الجنوبي من ذيل الحية. على بعد مليوني سنة فقط [139] و420 فرسخ فلكي، [140] من المعروف أن السحابة تحتوي على العديد من النجوم الأولية مثل الحية FIRS 1 [141] والحية SVS 20 .[142] تم الكشف عن عنقود سربنز الجنوبي الأولي بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا في الجزء الجنوبي من السحابة، [143] ويبدو أن تشكل النجوم لا يزال مستمراً في المنطقة.[144] موقع آخر لتشكيل النجوم هو مجمع ويستر هوت 40، والذي يتكون من منطقة HII بارزة مجاورة لسحابة جزيئية.[145] تقع على بعد حوالي 500 فرسخ فلكي، [146] وهي واحدة من أقرب المناطق الضخمة لتكوين النجوم، ولكن نظرًا لأن السحابة الجزيئية تحجب منطقة HII ، مما يجعل من الصعب رؤيتها والمجموعة المدمجة فيها بشكل مرئي، لم تتم دراستها جيدًا مثل الآخرين.[147] من المحتمل أن تحتوي المجموعة المدمجة على أكثر من 600 نجم فوق 0.1 كتلة شمسية،[148] مع العديد من النجوم الضخمة ، بما في ذلك نجم واحد على الأقل من النوع O، وهو مسؤول عن إضاءة منطقة HII وإنتاج فقاعة.[146]

على الرغم من وجود مجرة درب التبانة ، تظهر العديد من المجرات النشطة في ذيل الحية أيضًا، مثل PDS 456، الموجودة بالقرب من الحية اكس أي. المجرة النشطة القريبة الأكثر إضاءة من حيث الجوهر، [149] تم العثور على هذا المجرة النشطة متغيرة للغاية في طيف الأشعة السينية. وقد سمح ذلك بإلقاء الضوء على طبيعة الثقب الأسود الهائل في المركز، والذي يُحتمل أن يكون ثقبًا أسودًا من نوع كير.[150] من المحتمل أن الكوازار يمر بمرحلة انتقالية من مجرة تحت حمراء فائقة السطوع إلى كوازار كلاسيكي هادئ الإشعاع ، ولكن هناك مشاكل مع هذه النظرية ، ويبدو أن الجسم كائن استثنائي لا يقع تمامًا ضمن أنظمة التصنيف الحالية.[149] يوجد بالقرب من NRAO 530، وهو بلازار معروف أنه يشتعل في الأشعة السينية من حين لآخر. كان أحد هذه التوهجات أقل من 2000 ثانية، مما يجعله أقصر توهج لوحظ في بلازار اعتبارًا من عام 2004.[151] يبدو أن بلزار يظهر أيضًا تباينًا دوريًا في خرج الموجة الراديوية على مدى فترتين مختلفتين من ست وعشر سنوات.[152]

زخات الشهب

هناك نوعان من زخات الشهب خلال النهار التي تشع من كوكبة الحية، أوميغا الحية وسيجما الحية. ذروتهما بين 18 ديسمبر و25 ديسمبر.[153]

المراجع

  1. ^ ا ب ج د Ridpath، Ian. "Serpens". Star Tales. self-published. مؤرشف من الأصل في 2021-05-14. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-15.
  2. ^ Arnold، Maurice (Toby). "Arnold's Glossary of Anatomy". Anatomy & Histology - Online Learning. The University of Sydney. مؤرشف من الأصل في 2015-09-02. اطلع عليه بتاريخ 2015-08-08.
  3. ^ White، Gavin (2007). Babylonian Star-Lore: An Illustrated Guide to the Star-lore and Constellations of Ancient Babylonia. Solaria Publications. ص. 180. ISBN:978-0-9559037-0-0.
  4. ^ ا ب Ridpath، Ian. "Constellations: Andromeda–Indus". Star Tales. self-published. مؤرشف من الأصل في 2021-12-20. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-01.
  5. ^ ا ب "Caelum, Constellation Boundary". International Astronomical Union. مؤرشف من الأصل في 2021-12-15. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-20.
  6. ^ Russell، H. N. (1922). "The New International Symbols for the Constellations". Popular Astronomy  [لغات أخرى]‏. ج. 30: 469–71. Bibcode:1922PA.....30..469R. مؤرشف من الأصل في 2022-06-09.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: علامات ترقيم زائدة (link)
  7. ^ "* Alpha Serpentis – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-08-31. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-18.
  8. ^ ا ب ج د Eggleton، P. P.؛ Tokovinin، A. A. (2008). "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 389 ع. 2: 869. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  9. ^ Da Silva، R.؛ Porto De Mello، G. F.؛ Milone، A. C.؛ Da Silva، L.؛ Ribeiro، L. S.؛ Rocha-Pinto، H. J. (2012). "Accurate and homogeneous abundance patterns in solar-type stars of the solar neighbourhood: A chemo-chronological analysis". Astronomy & Astrophysics. ج. 542: A84. arXiv:1204.4433. Bibcode:2012A&A...542A..84D. DOI:10.1051/0004-6361/201118751.
  10. ^ "* Lambda Serpentis – Star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-11-05. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-20.
  11. ^ Hall، J. C.؛ Henry، G. W.؛ Lockwood، G. W.؛ Skiff، B. A.؛ Saar، S. H. (2009). "The Activity and Variability of the Sun and Sun-Like Stars. Ii. Contemporaneous Photometry and Spectroscopy of Bright Solar Analogs". The Astronomical Journal. ج. 138 ع. 1: 312. Bibcode:2009AJ....138..312H. DOI:10.1088/0004-6256/138/1/312.
  12. ^ "* Psi Serpentis – Double or multiple star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-08-31. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-21.
  13. ^ "IAU Catalog of Star Names". الاتحاد الفلكي الدولي. مؤرشف من الأصل في 2021-12-08. اطلع عليه بتاريخ 2018-09-17.
  14. ^ "* Beta Serpentis – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-10-31. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-12.
  15. ^ "* Beta Serpentis B – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-10-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-12.
  16. ^ Shaya، E. J.؛ Olling، R. P. (2011). "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of The Hipparcos Catalogue". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 192 ع. 1: 2. arXiv:1007.0425. Bibcode:2011ApJS..192....2S. DOI:10.1088/0067-0049/192/1/2.
  17. ^ VSX (4 يناير 2010). "R Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-05-16. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-22.
  18. ^ "* Gamma Serpentis – Variable star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-11-05. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-22.
  19. ^ Bi، S. ‐L.؛ Basu، S.؛ Li، L. ‐H. (2008). "Seismological Analysis of the Stars γ Serpentis and ι Leonis: Stellar Parameters and Evolution". The Astrophysical Journal. ج. 673 ع. 2: 1093–1105. Bibcode:2008ApJ...673.1093B. DOI:10.1086/521575.
  20. ^ Malkov، O. Y.؛ Tamazian، V. S.؛ Docobo، J. A.؛ Chulkov، D. A. (2012). "Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries". Astronomy & Astrophysics. ج. 546: A69. Bibcode:2012A&A...546A..69M. DOI:10.1051/0004-6361/201219774.
  21. ^ "* Delta Serpentis – Double or multiple star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-08-31. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  22. ^ "* Delta Serpentis B – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-10-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  23. ^ VSX (4 يناير 2010). "Delta Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  24. ^ "* 16 Serpentis – Star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-11-07. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-24.
  25. ^ Tomkin، J.؛ Lambert، D. L. (1986). "Heavy-element abundances in the mild barium stars Omicron Virginis and 16 Serpentis". The Astrophysical Journal. ج. 311: 819. Bibcode:1986ApJ...311..819T. DOI:10.1086/164821.
  26. ^ VSX (4 يناير 2010). "Chi Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  27. ^ "* Epsilon Serpentis – Star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-09-09. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  28. ^ "* Mu Serpentis – Star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-08-16. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  29. ^ Adelman، S. J.؛ Albayrak، B. (1998). "Elemental abundance analyses with DAO spectrograms -- XX. The early a stars epsilon Serpentis, 29 Vulpeculae and sigma Aquarii". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 300 ع. 2: 359. Bibcode:1998MNRAS.300..359A. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x.
  30. ^ Gontcharov، G. A.؛ Kiyaeva، O. V. (2010). "Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries". New Astronomy. ج. 15 ع. 3: 324–331. arXiv:1606.08182. Bibcode:2010NewA...15..324G. DOI:10.1016/j.newast.2009.09.006.
  31. ^ Nikolov، G.؛ Atanasova، E.؛ Iliev، I. K.؛ Paunzen، E.؛ Barzova، I. S. (أبريل 2008). "Spectroscopic orbit determination of two metal-weak dwarf stars: HD64491 and HD141851". Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso. ج. 38 ع. 2: 433–434. Bibcode:2008CoSka..38..433N.
  32. ^ Petrie، R. M.؛ Phibbs، Edgar (1950). "Redetermination of the Spectrographic Orbits of Iota Pegasi and 25 Serpentis". Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria. ج. 8: 225–234. Bibcode:1950PDAO....8..225P.
  33. ^ VSX؛ Otero، S. A (10 فبراير 2012). "PT Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  34. ^ Wunder، E. (أكتوبر 1991). "Period Changes of Bright RR Lyrae Stars SU Dra and VY Ser". Information Bulletin on Variable Stars. ج. 3669 ع. 1: IBVS Homepage. Bibcode:1991IBVS.3669....1W.
  35. ^ VSX؛ Otero، S. A (28 يونيو 2012). "Tau4 Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-24.
  36. ^ Kolotilov، E. A.؛ Russev، R. M. (يناير 1980). "Inverse P Cyg Profile of Halpha in the Spectrum of the Red Giant HD 139216 = tau4 Ser". Information Bulletin on Variable Stars. ج. 1730: 1. Bibcode:1980IBVS.1730....1K.
  37. ^ Galactic Star and Planet Formation Research Group. "Lecture 7: The Collapse of Cores and Infall" (PDF). Department of Physics and Astronomy, University of Toledo. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2021-09-20. اطلع عليه بتاريخ 2015-07-17.
  38. ^ Sato، B.؛ Omiya، M.؛ Harakawa، H.؛ Liu، Y. -J.؛ Izumiura، H.؛ Kambe، E.؛ Takeda، Y.؛ Yoshida، M.؛ Itoh، Y. (2013). "Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952, HD 120084, and ω Serpentis". Publications of the Astronomical Society of Japan. ج. 65 ع. 4: 85. arXiv:1304.4328. Bibcode:2013PASJ...65...85S. DOI:10.1093/pasj/65.4.85.
  39. ^ Parsons، S. G.؛ Marsh، T. R.؛ Copperwheat، C. M.؛ Dhillon، V. S.؛ Littlefair، S. P.؛ Gänsicke، B. T.؛ Hickman، R. (2010). "Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 402 ع. 4: 2591. arXiv:0909.4307. Bibcode:2010MNRAS.402.2591P. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x.
  40. ^ Marsh، T. R.؛ Parsons، S. G.؛ Bours، M. C. P.؛ Littlefair، S. P.؛ Copperwheat، C. M.؛ Dhillon، V. S.؛ Breedt، E.؛ Caceres، C.؛ Schreiber، M. R. (2013). "The planets around NN Serpentis: Still there" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 437 ع. 1: 475. arXiv:1310.1391. Bibcode:2014MNRAS.437..475M. DOI:10.1093/mnras/stt1903. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2021-09-20.
  41. ^ Endl، Michael؛ Hatzes، Artie P.؛ Cochran، William D.؛ McArthur، Barbara؛ Prieto، Carlos Allende؛ Paulson، Diane B.؛ Guenther، Eike؛ Bedalov، Ana (2004). "HD 137510: An Oasis in the Brown Dwarf Desert". The Astrophysical Journal. ج. 611 ع. 2: 1121–1124. arXiv:astro-ph/0404584. Bibcode:2004ApJ...611.1121E. DOI:10.1086/422310.
  42. ^ Fonseca، E.؛ Stairs، I. H.؛ Thorsett، S. E. (2014). "A Comprehensive Study of Relativistic Gravity Using PSR B1534+12". The Astrophysical Journal. ج. 787 ع. 1: 82. arXiv:1402.4836. Bibcode:2014ApJ...787...82F. DOI:10.1088/0004-637X/787/1/82.
  43. ^ Durant، M.؛ Kargaltsev، O.؛ Volkov، I.؛ Pavlov، G. G. (2011). "Orbital Variation of the X-Ray Emission from the Double Neutron Star Binary J1537+1155". The Astrophysical Journal. ج. 741 ع. 1: 65. arXiv:1108.3330. Bibcode:2011ApJ...741...65D. DOI:10.1088/0004-637X/741/1/65.
  44. ^ Hekker، S.؛ Aerts، C. (2010). "Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars". Astronomy and Astrophysics. ج. 515: A43. arXiv:1002.2212. Bibcode:2010A&A...515A..43H. DOI:10.1051/0004-6361/200912777.
  45. ^ ا ب "Xi Serpentis – Spectroscopic binary". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-11-05. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-21.
  46. ^ Halbwachs، J. L. (1981). "List of Estimated Angular Separations of Spectroscopic Binaries". Astronomy and Astrophysics Supplement. ج. 44: 47. Bibcode:1981A&AS...44...47H.
  47. ^ "Nu Serpentis – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-10-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  48. ^ "Omicron Serpentis – Variable Star of delta Sct type". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-09-09. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  49. ^ "Zeta Serpentis – Star". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-11-05. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  50. ^ "BD-12 4724 – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-10-17. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  51. ^ VSX (4 يناير 2010). "Omicron Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  52. ^ 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. ج. 39 ع. 1: 15–19. Bibcode:1996Ap.....39...15P. DOI:10.1007/BF02044949.
  53. ^ VSX؛ Osborne، W. (1 أبريل 2014). "RT Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  54. ^ Tilley، E. C. (1943). "A Spectrographic Study of the Triple System in 59 D Serpentis". The Astrophysical Journal. ج. 98: 347. Bibcode:1943ApJ....98..347T. DOI:10.1086/144577.
  55. ^ Abt، H. A. (2009). "MK Classifications of Spectroscopic Binaries". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 180 ع. 1: 117–118. Bibcode:2009ApJS..180..117A. DOI:10.1088/0067-0049/180/1/117.
  56. ^ "HD 169986 – Star in double system". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2020-09-15. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  57. ^ VSX (4 يناير 2010). "d Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  58. ^ VSX (28 أبريل 2010). "FH Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-23.
  59. ^ Hamaguchi، K.؛ Terada، H.؛ Bamba، A.؛ Koyama، K. (2000). "Large X‐Ray Flare from the Herbig Be Star MWC 297". The Astrophysical Journal. ج. 532 ع. 2: 1111. arXiv:astro-ph/9911120. Bibcode:2000ApJ...532.1111H. DOI:10.1086/308607.
  60. ^ Acke، B.؛ Verhoelst، T.؛ van den Ancker، M. E.؛ Deroo، P.؛ Waelkens، C.؛ Chesneau، O.؛ Tatulli، E.؛ Benisty، M.؛ Puga، E. (2008). "MWC 297: A young high-mass star rotating at critical velocity". Astronomy and Astrophysics. ج. 485 ع. 1: 209–221. arXiv:0804.1212. Bibcode:2008A&A...485..209A. DOI:10.1051/0004-6361:200809654.
  61. ^ Ripepi، V.؛ Bernabei، S.؛ Marconi، M.؛ Ruoppo، A.؛ Palla، F.؛ Monteiro، M. J. P. F. G.؛ Marques، J. P.؛ Ferrara، P.؛ Marinoni، S. (2007). "Discovery of δ Scuti pulsation in the Herbig Ae star VV Serpentis". Astronomy and Astrophysics. ج. 462 ع. 3: 1023. arXiv:astro-ph/0610194. Bibcode:2007A&A...462.1023R. DOI:10.1051/0004-6361:20065728.
  62. ^ Alonso‐Albi، T.؛ Fuente، A.؛ Bachiller، R.؛ Neri، R.؛ Planesas، P.؛ Testi، L. (2008). "The Dusty Disk around VV Serpens". The Astrophysical Journal. ج. 680 ع. 2: 1289–1294. arXiv:0802.4152. Bibcode:2008ApJ...680.1289A. DOI:10.1086/587935.
  63. ^ VSX؛ Otero، S. A. (23 نوفمبر 2011). "VV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  64. ^ Ridpath، Ian، المحرر (2012). "UX Orionis star". A dictionary of astronomy (ط. 2). Oxford: Oxford University Press. DOI:10.1093/acref/9780199609055.001.0001. ISBN:9780191739439. اطلع عليه بتاريخ 2015-08-08.
  65. ^ VSX (4 يناير 2010). "MV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  66. ^ López-García، Z.؛ Adelman، S. J.؛ Pintado، O. I. (2001). "Elemental abundance studies of CP stars". Astronomy and Astrophysics. ج. 367 ع. 3: 859–864. Bibcode:2001A&A...367..859L. DOI:10.1051/0004-6361:20000438.
  67. ^ "HR 7008 – Star in Cluster". سيمباد. مؤرشف من الأصل في 2021-11-23. اطلع عليه بتاريخ 2014-12-14.
  68. ^ Andrievsky، S. M.؛ Gorlova، N. I.؛ Klochkova، V. G.؛ Kovtyuch، V. V.؛ Panchuk، V. E. (1999). "The Lithium-rich supergiant HD172365". Astronomische Nachrichten. ج. 320 ع. 1: 35–41. Bibcode:1999AN....320...35A. DOI:10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f.
  69. ^ Ibanoǧlu، C.؛ Evren، S.؛ Taş، G.؛ Çakırlı، Ö.؛ Bozkurt، Z.؛ Afşar، M.؛ Sipahi، E.؛ Dal، H. A.؛ Özdarcan، O. (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. ج. 392 ع. 2: 757. Bibcode:2009MNRAS.392..757I. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x.
  70. ^ Costa، J. E. S.؛ Michel، E.؛ Peña، J.؛ Creevey، O.؛ Li، Z. P.؛ Chevreton، M.؛ Belmonte، J. A.؛ Alvarez، M.؛ Fox Machado، L. (2007). "Pulsational frequencies of the eclipsing δ Scuti star HD 172189. Results of the STEPHI XIII campaign". Astronomy and Astrophysics. ج. 468 ع. 2: 637–642. arXiv:0706.4083. Bibcode:2007A&A...468..637C. DOI:10.1051/0004-6361:20065784.
  71. ^ Gutiérrez-Soto، J.؛ Fabregat، J.؛ Suso، J.؛ Suárez، J. C.؛ Moya، A.؛ Garrido، R.؛ Hubert، A. -M.؛ Floquet، M.؛ Neiner، C. (2007). "Multiperiodic pulsations in the Be stars NW Serpentis and V1446 Aquilae". Astronomy and Astrophysics. ج. 472 ع. 2: 565–570. Bibcode:2007A&A...472..565G. DOI:10.1051/0004-6361:20077414.
  72. ^ De Becker، M.؛ Rauw، G.؛ Blomme، R.؛ Pittard، J. M.؛ Stevens، I. R.؛ Runacres، M. C. (2005). "An XMM-Newton observation of the multiple system HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) and the young open cluster NGC 6604". Astronomy and Astrophysics. ج. 437 ع. 3: 1029–1046. arXiv:astro-ph/0503471. Bibcode:2005A&A...437.1029D. DOI:10.1051/0004-6361:20052810.
  73. ^ Ibanoglu، C.؛ Cakirli، O.؛ Sipahi، E. (2013). "MY Serpentis: A high-mass triple system in the Ser OB2 association". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 436 ع. 1: 750–758. arXiv:1308.4971. Bibcode:2013MNRAS.436..750I. DOI:10.1093/mnras/stt1616.
  74. ^ VSX (4 يناير 2010). "V411 Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  75. ^ Conti، P. S.؛ Ebbets، D.؛ Massey، P.؛ Niemela، V. S. (1980). "Spectroscopic studies of O-type binaries. V - the Of System HD 166734". The Astrophysical Journal. ج. 238: 184. Bibcode:1980ApJ...238..184C. DOI:10.1086/157971.
  76. ^ Hubrig، S.؛ Carroll، T. A.؛ Gonzalez، J. F.؛ Scholler، M.؛ Ilyin، I.؛ Saffe، C.؛ Castelli، F.؛ Leone، F.؛ Giarrusso، M. (2014). "The magnetic field in HD 161701, the only binary system identified to consist of an Hg Mn primary and an Ap secondary". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 440: L6. Bibcode:2014MNRAS.440L...6H. DOI:10.1093/mnrasl/slu012.
  77. ^ Weiland، J. L.؛ Shore، S. N.؛ Beaver، E. A.؛ Lyons، R. W.؛ Rosenblatt، E. I. (1995). "Goddard High-Resolution Spectrograph Observations of the Interacting Binary System W Serpentis". The Astrophysical Journal. ج. 447: 401. Bibcode:1995ApJ...447..401W. DOI:10.1086/175883.
  78. ^ Mennickent، R. E.؛ Kolaczkowski، Z. (2009). "Interacting Binary Star Environments and the W Ser - DPV - Algol Connection". The Interferometric View on Hot Stars. ج. 38: 23–26. arXiv:0904.1539. Bibcode:2010RMxAC..38...23M.
  79. ^ Cappa، C. E. (2002). "VLA Radio Continuum and IRAS Observations of the Ring Nebulae around WR 101 and WR 113". The Astronomical Journal. ج. 123 ع. 6: 3348–3355. Bibcode:2002AJ....123.3348C. DOI:10.1086/340725.
  80. ^ David-Uraz، Alexandre (2012). "Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 426 ع. 3: 1720–1730. arXiv:1207.6032. Bibcode:2012MNRAS.426.1720D. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x.
  81. ^ Lin، Dacheng (2012). "The Spectral Evolution Along the Z Track of the Bright Neutron Star X-Ray Binary GX 17+2". The Astrophysical Journal. ج. 756 ع. 1: 34. arXiv:1207.1107. Bibcode:2012ApJ...756...34L. DOI:10.1088/0004-637X/756/1/34.
  82. ^ Bornak، Jillian (2009). "A Possible Period for the K-Band Brightening Episodes of GX 17+2". The Astrophysical Journal. ج. 701 ع. 2: L110–L113. arXiv:0907.4348. Bibcode:2009ApJ...701L.110B. DOI:10.1088/0004-637X/701/2/L110.
  83. ^ Cornelisse، R. (2002). "A four-hours long burst from Serpens X-1". Astronomy and Astrophysics. ج. 382 ع. 1: 174–177. arXiv:astro-ph/0111263. Bibcode:2002A&A...382..174C. DOI:10.1051/0004-6361:20011591.
  84. ^ Frommert، H.؛ Kronberg، C. (21 أغسطس 2007). "Messier 5". SEDS. مؤرشف من الأصل في 2021-12-20. اطلع عليه بتاريخ 2014-12-16.
  85. ^ Paust، N. E. Q.؛ Reid، I. N.؛ Piotto، G.؛ Aparicio، A.؛ Anderson، J.؛ Sarajedini، A.؛ Bedin، L. R.؛ Chaboyer، B.؛ Dotter، A. (2010). "The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. Viii. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions". The Astronomical Journal. ج. 139 ع. 2: 476. Bibcode:2010AJ....139..476P. DOI:10.1088/0004-6256/139/2/476. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  86. ^ 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. ج. 411 ع. 3: 1744–1762. arXiv:1010.1115. Bibcode:2011MNRAS.411.1744S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x.
  87. ^ Harris، William E. (1996). "A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way". The Astronomical Journal. ج. 112: 1487. Bibcode:1996AJ....112.1487H. DOI:10.1086/118116.
  88. ^ 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. ج. 679 ع. 2: 1433–1442. arXiv:0712.3826. Bibcode:2008ApJ...679.1433F. DOI:10.1086/587832.
  89. ^ 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. ج. 558: A12. arXiv:1308.4627. Bibcode:2013A&A...558A..12V. DOI:10.1051/0004-6361/201322004.
  90. ^ Ibata، R.؛ Gibson، B. (2007). "The Ghosts of Galaxies Past". Scientific American. ج. 296 ع. 4: 40–5. Bibcode:2007SciAm.296d..40I. DOI:10.1038/scientificamerican0407-40. PMID:17479629. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11.
  91. ^ Clark، F. O.؛ Johnson، D. R. (1981). "The L134-L183-L1778 system of interstellar clouds". Astrophysical Journal, Part 1. ج. 247: 104–111. Bibcode:1981ApJ...247..104C. DOI:10.1086/159014.
  92. ^ Cernis، K.؛ Straizys، V. (1992). "On the distance of the high latitude dark cloud LYNDS 134 in Serpens". Baltic Astronomy. ج. 1 ع. 2: 163. Bibcode:1992BaltA...1..163C. DOI:10.1515/astro-1992-0204.
  93. ^ Lehtinen، K.؛ Mattila، K.؛ Lemke، D.؛ Juvela، M.؛ Prusti، T.؛ Laureijs، R. (2003). "Faar infrared observations of pre-protostellar sources in Lynds 183". Astronomy and Astrophysics. ج. 398 ع. 2: 571–581. arXiv:astro-ph/0209617. Bibcode:2003A&A...398..571L. DOI:10.1051/0004-6361:20021411. ISSN:0004-6361.
  94. ^ Pagani، L.؛ Bacmann، A.؛ Motte، F.؛ Cambrésy، L.؛ Fich، M.؛ Lagache، G.؛ Miville-Deschênes، M.-A.؛ Pardo، J.-R.؛ Apponi، A. J. (2004). "L183 (L134N) Revisited". Astronomy and Astrophysics. ج. 417 ع. 2: 605–613. Bibcode:2004A&A...417..605P. DOI:10.1051/0004-6361:20034087. ISSN:0004-6361.
  95. ^ Kirk، Jason M.؛ Crutcher، Richard M.؛ Ward-Thompson، Derek (2009). "BIMA N2H+1-0 Mapping Observations of L183: Fragmentation and Spin-up in a Collapsing, Magnetized, Rotating, Prestellar Core". The Astrophysical Journal. ج. 701 ع. 2: 1044–1052. arXiv:0906.3632. Bibcode:2009ApJ...701.1044K. DOI:10.1088/0004-637X/701/2/1044. ISSN:0004-637X.
  96. ^ Juvela، M.؛ Mattila، K.؛ Lehtinen، K.؛ Lemke، D.؛ Laureijs، R.؛ Prusti، T. (2002). "Far-infrared and molecular line observations of Lynds 183 – Studies of cold gas and dust". Astronomy and Astrophysics. ج. 382 ع. 2: 583–599. arXiv:astro-ph/0111216. Bibcode:2002A&A...382..583J. DOI:10.1051/0004-6361:20011539. ISSN:0004-6361.
  97. ^ "NED results for object NGC 5962". قاعدة بيانات خارج المجرى ناسا/ديسك. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2015-06-03.
  98. ^ Gil De Paz، Armando؛ Boissier، Samuel؛ Madore، Barry F.؛ Seibert، Mark؛ Joe، Young H.؛ Boselli، Alessandro؛ Wyder، Ted K.؛ Thilker، David؛ Bianchi، Luciana (2007). "The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 173 ع. 2: 185–255. arXiv:astro-ph/0606440. Bibcode:2007ApJS..173..185G. DOI:10.1086/516636. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  99. ^ "NED results for object NGC 5921". قاعدة بيانات خارج المجرى ناسا/ديسك. مؤرشف من الأصل في 2021-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2015-06-03.
  100. ^ Gal-Yam، A.؛ Shemmer، O.؛ Dann، J. (2001). "Supernova 2001X in NGC 5921". IAU Circular. ج. 7602: 2. Bibcode:2001IAUC.7602....2G.
  101. ^ Hernández-Toledo، H. M.؛ Zendejas-Domínguez، J.؛ Avila-Reese، V. (2007). "BVRISurface Photometry of Isolated Spiral Galaxies". The Astronomical Journal. ج. 134 ع. 6: 2286–2307. arXiv:0705.2041. Bibcode:2007AJ....134.2286H. DOI:10.1086/521358.
  102. ^ Stockdale، C. J.؛ Heim، M. S.؛ Vandrevala، C. M.؛ Bauer، F. E.؛ van Dyk، S. D.؛ Weiler، K. W.؛ Pooley، D.؛ Immler، S.؛ Dwarkadas، V. (2009). "Supernovae 1996aq and 2004dk". Central Bureau for Electronic Telegrams. ج. 1714: 1. Bibcode:2009CBET.1714....1S.
  103. ^ ا ب ج د Wilkins، Jamie؛ Dunn، Robert (2006). 300 Astronomical Objects: A Visual Reference to the Universe (ط. 1st). Buffalo, New York: Firefly Books. ISBN:978-1-55407-175-3. مؤرشف من الأصل في 2022-03-16.
  104. ^ Gonzalez Delgado، Rosa M.؛ Perez، Enrique (أغسطس 1996). "The circumnuclear region in the Seyfert 2 galaxy NGC 5953". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 281 ع. 3: 781–798. Bibcode:1996MNRAS.281..781G. DOI:10.1093/mnras/281.3.781.
  105. ^ Rawlings، S.؛ Saunders، R؛ Miller، P.؛ Jones، M. E.؛ Eales، S. A. (1990). "A New Identification for the Giant Radiosource 3C326". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 246 ع. 3: 21. Bibcode:1990MNRAS.246P..21R.
  106. ^ Guillard، P.؛ Boulanger، F.؛ Lehnert، M. D.؛ Pineau de Forêts، G.؛ Combes، F.؛ Falgarone، E.؛ Bernard-Salas، J. (2015). "Exceptional AGN-driven turbulence inhibits star formation in the 3C 326N radio galaxy". Astronomy & Astrophysics. ج. 574: 15. arXiv:1410.6155. Bibcode:2015A&A...574A..32G. DOI:10.1051/0004-6361/201423612.
  107. ^ Kanov، Kalin N.؛ Sarazin، Craig L.؛ Hicks، Amalia K. (2006). "Chandra Observation of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063". The Astrophysical Journal. ج. 653 ع. 1: 184–192. arXiv:astro-ph/0609037. Bibcode:2006ApJ...653..184K. DOI:10.1086/508862.
  108. ^ Krempec-Krygier، J.؛ Krygier، B. (1999). "Interaction of Abell Cluster 2063 and the Group of Galaxies MKW3s". Acta Astronomica. ج. 49: 403. Bibcode:1999AcA....49..403K.
  109. ^ Giacintucci، S.؛ Mazzotta، P.؛ Brunetti، G.؛ Venturi، T.؛ Bardelli، S. (2006). "Evidence of gas heating by the central AGN in MKW 3s". Astronomische Nachrichten. ج. 327 ع. 5–6: 573–574. Bibcode:2006AN....327..573G. DOI:10.1002/asna.200610594.
  110. ^ O’Sullivan، Ewan؛ Giacintucci، Simona؛ David، Laurence P.؛ Vrtilek، Jan M.؛ Raychaudhury، Somak (2011). "A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - II. The role of the radio jets in enriching the intracluster medium". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 411 ع. 3: 1833–1842. arXiv:1010.0610. Bibcode:2011MNRAS.411.1833O. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x.
  111. ^ Venturi، T.؛ Dallacasa، D.؛ Stefanachi، F. (2004). "Radio galaxies in cooling core clusters. Renewed activity in the nucleus of 3C 317?". Astronomy and Astrophysics. ج. 422 ع. 2: 515–522. arXiv:astro-ph/0404571. Bibcode:2004A&A...422..515V. DOI:10.1051/0004-6361:20040089.
  112. ^ Lee، Myung Gyoon؛ Kim، Eunhyeuk؛ Geisler، Doug؛ Bridges، Terry؛ Ashman، Keith (2002). "A Comparative Study of Globular Cluster Systems in UGC 9799 and NGC 1129". Extragalactic Star Clusters. ج. 207: 330. arXiv:astro-ph/0109248. Bibcode:2002IAUS..207..330L.
  113. ^ Shaver، P. A.؛ Robertson، J. G. (1985). "The close QSO pair Q1548 + 114A, B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 212: 15P–20P. Bibcode:1985MNRAS.212P..15S. DOI:10.1093/mnras/212.1.15p.
  114. ^ Claeskens، J.-F.؛ Lee، D.-W.؛ Remy، M.؛ Sluse، D.؛ Surdej، J. (2000). "QSO mass constraints from gravitational lensing studies of quasar pairs. The cases of Q1548+114 A & B and Q1148+0055 A & B". Astronomy and Astrophysics. ج. 356: 840. Bibcode:2000A&A...356..840C.
  115. ^ Evans، Daniel A.؛ Fong، Wen‐Fai؛ Hardcastle، Martin J.؛ Kraft، Ralph P.؛ Lee، Julia C.؛ Worrall، Diana M.؛ Birkinshaw، Mark؛ Croston، Judith H.؛ Muxlow، Tom W. B. (2008). "A Radio through X‐Ray Study of the Jet/Companion‐Galaxy Interaction in 3C 321". The Astrophysical Journal. ج. 675 ع. 2: 1057–1066. arXiv:0712.2669. Bibcode:2008ApJ...675.1057E. DOI:10.1086/527410.
  116. ^ Fèvre، O. Le؛ Hammer، F.؛ Nottale، L.؛ Mathez، G. (25 مارس 1987). "Is 3C324 the first gravitationally lensed giant galaxy?". Nature. ج. 326 ع. 6110: 268–269. Bibcode:1987Natur.326..268L. DOI:10.1038/326268a0.
  117. ^ Yamada، Toru؛ Kajisawa، Masaru؛ Tanaka، Ichi؛ Maihara، Toshinori؛ Iwamuro، Fumihide؛ Terada، Hiroshi؛ Goto، Miwa؛ Motohara، Kentaro؛ Tanabe، Hirohisa (2000). "High-Resolution Near-Infrared Imaging of the Powerful Radio Galaxy 3C 324 at z = 1.21 with the Subaru Telescope". Publications of the Astronomical Society of Japan. ج. 52 ع. 1: 43–51. arXiv:astro-ph/0002390. Bibcode:2000PASJ...52...43Y. DOI:10.1093/pasj/52.1.43. ISSN:0004-6264.
  118. ^ Treves، A.؛ Falomo، R.؛ Uslenghi، M. (2007). "On the distance of PG 1553+11". Astronomy and Astrophysics. ج. 473 ع. 3: L17–L19. arXiv:0709.1271. Bibcode:2007A&A...473L..17T. DOI:10.1051/0004-6361:20078290. ISSN:0004-6361.
  119. ^ Abdo، A. A.؛ Ackermann، M.؛ Ajello، M.؛ Atwood، W. B.؛ Axelsson، M.؛ Baldini، L.؛ Ballet، J.؛ Barbiellini، G.؛ Bastieri، D. (2010). "Fermi Observations of the Very Hard Gamma-Ray Blazar PG 1553+113". The Astrophysical Journal. ج. 708 ع. 2: 1310–1320. arXiv:0911.4252. Bibcode:2010ApJ...708.1310A. DOI:10.1088/0004-637X/708/2/1310. ISSN:0004-637X. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  120. ^ Abramowski، A.؛ Aharonian، F.؛ Benkhali، F. Ait؛ Akhperjanian، A. G.؛ Angüner، E. O.؛ Backes، M.؛ Balenderan، S.؛ Balzer، A.؛ Barnacka، A. (2015). "The 2012 Flare of PG 1553+113 Seen with H.E.S.S. and Fermi-LAT". The Astrophysical Journal. ج. 802 ع. 1: 65. arXiv:1501.05087. Bibcode:2015ApJ...802...65A. DOI:10.1088/0004-637X/802/1/65. ISSN:1538-4357. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  121. ^ Gorosabel، J.؛ Castro-Tirado، A. J.؛ Wolf، C.؛ Heidt، J.؛ Seitz، T.؛ Thommes، E.؛ Bartolini، C.؛ Guarnieri، A.؛ Masetti، N. (1998). "An optical study of the GRB 970111 field beginning 19 hours after the gamma-ray burst". Astronomy and Astrophysics. ج. 339: 719–728. arXiv:astro-ph/9809034. Bibcode:1998A&A...339..719G. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  122. ^ Feroci، M.؛ Antonelli، L. A.؛ Guainazzi، M.؛ Muller، J. M.؛ Costa، E.؛ Piro، L.؛ In 't Zand، J. J. M.؛ Frontera، F.؛ Dal Fiume، D. (1998). "BeppoSAX follow-up search for the X-ray afterglow of GRB970111". Astronomy and Astrophysics. ج. 332: L29. arXiv:astro-ph/9803015. Bibcode:1998A&A...332L..29F. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  123. ^ Thöne، C. C.؛ Kann، D. A.؛ Jóhannesson، G.؛ Selj، J. H.؛ Jaunsen، A. O.؛ Fynbo، J. P. U.؛ Akerlof، C. W.؛ Baliyan، K. S.؛ Bartolini، C. (2010). "Photometry and spectroscopy of GRB 060526: A detailed study of the afterglow and host galaxy of az = 3.2 gamma-ray burst". Astronomy & Astrophysics. ج. 523: A70. arXiv:0806.1182. Bibcode:2010A&A...523A..70T. DOI:10.1051/0004-6361/200810340. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  124. ^ Levy، David H. (2005). Deep Sky Objects. Prometheus Books. ص. 112–113. ISBN:1-59102-361-0. مؤرشف من الأصل في 2020-10-04.
  125. ^ ا ب Forbes، D. (2000). "The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney"". The Astronomical Journal. ج. 120 ع. 5: 2594–2608. Bibcode:2000AJ....120.2594F. DOI:10.1086/316822.
  126. ^ Barbon، R.؛ Carraro، G.؛ Munari، U.؛ Zwitter، T.؛ Tomasella، L. (2000). "Spectroscopy and BVIC photometry of the young open cluster NGC 6604". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. ج. 144 ع. 3: 451. arXiv:astro-ph/0004012. Bibcode:2000A&AS..144..451B. DOI:10.1051/aas:2000193.
  127. ^ Reipurth، B. (2008). "The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association". Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. ج. 5: 590. Bibcode:2008hsf2.book..590R.
  128. ^ Herzog، A. D.؛ Sanders، W. L.؛ Seggewiss، W. (1975). "Membership and photometry of the open cluster IC 4756". Astronomy and Astrophysics. ج. 19: 211–234. Bibcode:1975A&AS...19..211H.
  129. ^ Alcaino، G. (1965). "A photoelectric investigation of the galactic clusters IC 4665 and IC 4756". Bulletin / Lowell Observatory. ج. 6 ع. 7: 167–172. Bibcode:1965LowOB...6..167A.
  130. ^ Phelps، R. L.؛ Janes، K. A.؛ Montgomery، K. A. (1994). "Development of the Galactic disk: A search for the oldest open clusters". The Astronomical Journal. ج. 107: 1079. Bibcode:1994AJ....107.1079P. DOI:10.1086/116920.
  131. ^ Testa، Vincenzo؛ Corsi، Carlo E.؛ Andreuzzi، Gloria؛ Iannicola، Giacinto؛ Marconi، Gianni؛ Piersimoni، Anna Marina؛ Buonanno، Roberto (2001). "Horizontal-Branch Morphology and Dense Environments: Hubble Space Telescope Observations of Globular Clusters NGC 2298, 5897, 6535, and 6626". The Astronomical Journal. ج. 121 ع. 2: 916–934. Bibcode:2001AJ....121..916T. DOI:10.1086/318752.
  132. ^ Sarajedini، Ata (1994). "CCD Photometry of the Galactic globular cluster NGC 6535 in the B and V Passbands". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 106: 404. Bibcode:1994PASP..106..404S. DOI:10.1086/133392.
  133. ^ Tuthill، P. G.؛ Lloyd، J. P. (2007). "A Symmetric Bipolar Nebula Around MWC 922". Science. ج. 316 ع. 5822: 247. Bibcode:2007Sci...316..247T. DOI:10.1126/science.1135950. PMID:17431173. مؤرشف من الأصل في 2021-09-12.
  134. ^ Plummer، A.؛ Otero، S. A. (27 مارس 2013). "MWC 922". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-09-12. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-11.
  135. ^ Otero، S. A.؛ Watson، C.؛ Wils، P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. مؤرشف من الأصل في 2021-12-08. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-11.
  136. ^ Jones، D.؛ Lloyd، M.؛ Santander-García، M.؛ López، J. A.؛ Meaburn، J.؛ Mitchell، D. L.؛ O'Brien، T. J.؛ Pollacco، D.؛ Rubio-Díez، M. M. (2010). "Abell 41: Shaping of a planetary nebula by a binary central star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 408 ع. 4: 2312. arXiv:1006.5873. Bibcode:2010MNRAS.408.2312J. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  137. ^ Tafalla، M.؛ Myers، P. C.؛ Mardones، D.؛ Bachiller، R. (2000). "L483: A protostar in transition from Class 0 to Class I". Astronomy and Astrophysics. ج. 359: 967. arXiv:astro-ph/0005525. Bibcode:2000A&A...359..967T.
  138. ^ Connelley، M. S.؛ Hodapp، K. W.؛ Fuller، G. A. (2009). "A Photometrically and Morphologically Variable Infrared Nebula in L483". The Astronomical Journal. ج. 137 ع. 3: 3494. arXiv:0811.1232. Bibcode:2009AJ....137.3494C. DOI:10.1088/0004-6256/137/3/3494.
  139. ^ Oliveira، I.؛ Merín، B.؛ Pontoppidan، K. M.؛ van Dishoeck، E. F. (2013). "The Physical Structure of Protoplanetary Disks: The Serpens Cluster Compared with Other Regions". The Astrophysical Journal. ج. 762 ع. 2: 128. arXiv:1212.3340. Bibcode:2013ApJ...762..128O. DOI:10.1088/0004-637X/762/2/128.
  140. ^ Dzib، S.؛ Loinard، L.؛ Mioduszewski، A. J.؛ Boden، A. F.؛ Rodríguez، L. F.؛ Torres، R. M. (2010). "VLBA Determination of the Distance to Nearby Star-Forming Regions. IV. A Preliminary Distance to the Proto-Herbig Ae Be Star EC 95 in the Serpens Core". The Astrophysical Journal. ج. 718 ع. 2: 610. arXiv:1003.5900. Bibcode:2010ApJ...718..610D. DOI:10.1088/0004-637X/718/2/610.
  141. ^ Dionatos، O.؛ Jørgensen، J. K.؛ Teixeira، P. S.؛ Güdel، M.؛ Bergin، E. (2014). "Atomic jet from SMM1 (FIRS1) in Serpens uncovers protobinary companion". Astronomy & Astrophysics. ج. 563: A28. arXiv:1401.3249. Bibcode:2014A&A...563A..28D. DOI:10.1051/0004-6361/201322799.
  142. ^ Ciardi، D. R.؛ Telesco، C. M.؛ Packham، C.؛ Gomez Martin، C.؛ Radomski، J. T.؛ De Buizer، J. M.؛ Phillips، C. J.؛ Harker، D. E. (2005). "Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens SVS 20". The Astrophysical Journal. ج. 629 ع. 2: 897–902. arXiv:astro-ph/0504665. Bibcode:2005ApJ...629..897C. DOI:10.1086/431548.
  143. ^ Gutermuth، R. A.؛ Bourke، T. L.؛ Allen، L. E.؛ Myers، P. C.؛ Megeath، S. T.؛ Matthews، B. C.؛ Jørgensen، J. K.؛ Di Francesco، J.؛ Ward-Thompson، D. (2008). "The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift". The Astrophysical Journal. ج. 673 ع. 2: L151. arXiv:0712.3303. Bibcode:2008ApJ...673L.151G. DOI:10.1086/528710. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  144. ^ Nakamura، F.؛ Sugitani، K.؛ Shimajiri، Y.؛ Tsukagoshi، T.؛ Higuchi، A.؛ Nishiyama، S.؛ Kawabe، R.؛ Takami، M.؛ Karr، J. L. (2011). "Molecular Outflows from the Protocluster Serpens South". The Astrophysical Journal. ج. 737 ع. 2: 56. arXiv:1105.4481. Bibcode:2011ApJ...737...56N. DOI:10.1088/0004-637X/737/2/56. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |إظهار المؤلفين=9 غير صالح (مساعدة)
  145. ^ Zeilik II، M.؛ Lada، C.J. (1978). "Near-infrared and CO observations of W40 and W48". Astrophysical Journal, Part 1. ج. 222: 896–901. Bibcode:1978ApJ...222..896Z. DOI:10.1086/156207.
  146. ^ ا ب Shuping، R. Y.؛ Vacca، W. D.؛ Kassis، M.؛ Yu، K. C. (2012). "Spectral Classification of the Brightest Objects in the Galactic Star-forming Region W40". The Astronomical Journal. ج. 144 ع. 4: 12. arXiv:1208.4648. Bibcode:2012AJ....144..116S. DOI:10.1088/0004-6256/144/4/116.
  147. ^ Rodney، S. A.؛ Reipurth، B. (2008). "The W40 Cloud Complex". Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. ج. 5: 683. Bibcode:2008hsf2.book..683R.
  148. ^ Kuhn، M. A.؛ Getman، K. V.؛ Feigelson، E. D.؛ Reipurth، B.؛ Rodney، S. A.؛ Garmire، G. P. (2010). "A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40". The Astrophysical Journal. ج. 275 ع. 2: 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. DOI:10.1088/0004-637X/725/2/2485.
  149. ^ ا ب Yun، M. S.؛ Reddy، N. A.؛ Scoville، N. Z.؛ Frayer، D. T.؛ Robson، E. I.؛ Tilanus، R. P. J. (2004). "Multiwavelength Observations of the Gas‐rich Host Galaxy of PDS 456: A New Challenge for the ULIRG‐to‐QSO Transition Scenario". The Astrophysical Journal. ج. 601 ع. 2: 723–734. arXiv:astro-ph/0310340. Bibcode:2004ApJ...601..723Y. DOI:10.1086/380559.
  150. ^ Reeves، J. N.؛ Wynn، G.؛ O'Brien، P. T.؛ Pounds، K. A. (2002). "Extreme X-ray variability in the luminous quasar PDS 456". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 336 ع. 3: L56. arXiv:astro-ph/0209120. Bibcode:2002MNRAS.336L..56R. DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x.
  151. ^ Foschini، L.؛ Pian، E.؛ Maraschi، L.؛ Raiteri، C. M.؛ Tavecchio، F.؛ Ghisellini، G.؛ Tosti، G.؛ Malaguti، G.؛ Di Cocco، G. (2006). "A short hard X-ray flare from the blazar NRAO 530 observed by INTEGRAL". Astronomy and Astrophysics. ج. 450 ع. 1: 77–81. arXiv:astro-ph/0601101. Bibcode:2006A&A...450...77F. DOI:10.1051/0004-6361:20064804.
  152. ^ Lu، J. C.؛ Wang، J. Y.؛ An، T.؛ Lin، J. M.؛ Qiu، H. B. (2012). "Periodic radio variability in NRAO 530: Phase dispersion minimization analysis". Research in Astronomy and Astrophysics. ج. 12 ع. 6: 643. arXiv:1202.3873. Bibcode:2012RAA....12..643L. DOI:10.1088/1674-4527/12/6/004.
  153. ^ Jenniskens، Peter (سبتمبر 2012). "Mapping Meteoroid Orbits: New Meteor Showers Discovered". Sky & Telescope: 24.

روابط خارجية