ويكيبيديا

سيرپينس

سيرپينس ( Ancient Greek ) (الثعابين) كوكبة فى نصف الكرة السماوية الشمالى . واحدة من 48 كوكبة حطها عالم الفلك بطليموس فى القرن التانى ، ولسه واحدة من 88 كوكبة حديثة حددها الاتحاد الفلكى الدولى . هيا فريدة من نوعها بين الأبراج الحديثة فى كونها مقسمة لقسمين غير متجاورين، Serpens Caput (رأس الثعبان) للغرب و Serpens Cauda (ذيل الثعبان) للشرق. بين هذين النصفين كوكبة الحواء، "حامل الثعبان". فى التمثيلات التصويرية، يتم تمثيل جسد الثعبان على أنه يمر خلف Ophiuchus بين Mu Serpentis فى Serpens Caput و Nu Serpentis فى Serpens Cauda . ألمع نجم فى Serpens هو النجم العملاق الأحمر Alpha Serpentis ، أو Unukalhai، فى Serpens Caput، بقدرته الظاهرية 2.63. فيه كمان فى Serpens Caput العنقود الكروى للعين المجردة Messier 5 ومتغيرات العين المجردة R Serpentis و Tau 4 Serpentis . تشمل الأجسام البارزة بره المجرة سداسية سيفرت ، هيا واحدة من اكتر مجموعات المجرات كثافة المعروفة؛ Arp 220 ، المجرة النموذجية فائقة السطوع اللى تعمل بالأشعة تحت الحمراء ؛ و كائن هوغ ، أشهر فئة من المجرات النادرة اوى والمعروفة باسم المجرات الحلقية .

سيرپينس
(باللاتينى: Ser)  تعديل قيمة خاصية الاسم المختصر (P1813) في ويكي بيانات
 
بتشترك فى الحدود مع
المساحه
 
معرض صور سيرپينس  - ويكيميديا كومنز  تعديل قيمة خاصية معرض كومنز (P935) في ويكي بيانات
تعديل طالع توثيق القالب

يمر جزء من المستوى المجرى لمجرة درب اللبانه عبر Serpens Cauda، و هو بالتالى غنى بالأجسام المجرية الموجودة فى السماء العميقة ، زى سديم النسر (IC 4703) وعنقود النجوم المرتبط به ميسييه 16 . قياس السديم 70 سنة ضوئية فى 50 سنة ضوئية وفيه أعمدة الخلق ، هيا 3 سحب غبارية اشتهرت بالصورة اللى التقطها تلسكوب هابل الفضائى . تشمل الأجسام المدهشة التانيه سديم المربع الأحمر ، و هو واحد من الأجسام القليلة فى علم الفلك اللى تتخذ شكل مربع؛ وويسترهوت 40 ، هيا منطقة ضخمة قريبة لتشكل النجوم تتكون من سحابة جزيئية ومنطقة H II .

تاريخ

تعديل
 
الثعابين اللى يحملها الحواء، زى ما هو موضح فى مرآة أورانيا ، مجموعة من بطاقات الكوكبة المنشورة فى لندن ج. 1825. فيه فوق ذيل الثعبان كوكبة برج الثور Poniatovii اللى عفا عليها الزمن دلوقتى فى الوقت نفسه فيه تحتها كوكبة Scutum

فى الأساطير اليونانية ، يمثل الثعبان ثعبان يحمله المعالج أسكليبيوس . ممثلة فى السماء بكوكبة الحواء، قتل أسكليبيوس ثعبان ذات مرة، لكن تم إحياء الحيوان بعد كده بعد ما وضع ثعبان ثانى عليه عشب متجددًا قبل وفاته. علشان الثعابين تتخلى عن جلدها كل عام، فقد اتعرفت بأنها رمز الولادة الجديدة فى المجتمع اليونانى القديم، وتقول الأسطورة إن أسكليبيوس كان يحيى البشر الموتى باستخدام نفس التقنية اللى شهدها. رغم ان ده هو على الأرجح منطق وجود الثعابين مع Ophiuchus، لكن السبب الحقيقى لسه مش معروف تمامًا. فى بعض الأحيان، تم تصوير الثعابين على أنها تلتف حوالين Ophiuchus، لكن غالبية الأطالس أظهرت الثعابين هيا تمر إما خلف جسد Ophiuchus أو بين ساقيه.[1] فى بعض الأطالس القديمة، تم تصوير كوكبتى الثعبان والحواء ككوكبتين منفصلتين، رغم أنه تم عرضهما فى كثير من الأحيان ككوكبة واحدة. واحد من الشخصيات البارزة اللى صورت الثعابين بشكل منفصل كان يوهان باير ؛ وهكذا، تم تصنيف نجوم الثعبان بتسميات باير منفصلة عن تلك الخاصة بنجوم الحواء. لما أنشأ يوجين ديلبورت حدود الكوكبات الحديثة فى عشرينات القرن العشرين، اختار أن يصور الاثنين بشكل منفصل. بس، فقد طرح ده مشكلة كيفية فصل الكوكبتين، حيث قرر ديبورتى تقسيم الثعبان لمنطقتين - الرأس والذيل - يفصل بينهما الحواء المستمر. بقت هاتان المنطقتان معروفهان باسم Serpens Caput وSerpens Cauda، [1] caput هيا الكلمة اللاتينية اللى تعنى الرأس و cauda الكلمة اللاتينية اللى تعنى الذيل.[2]

فى علم الفلك الصينى ، تمثل معظم نجوم الثعبان جزء من حيط يحيط بالسوق المعروف باسم تيانشى ، اللى كان فى الحواء وجزء من هرقل . تحتوى الثعبان كمان على عدد قليل من الأبراج الصينية . نجمتان فى الذيل تمثلان جزء من برج شيلو اللى يضم مكتب السوق. نجمة تانيه فى الذيل تمثل Liesi ، محلات المجوهرات. نجمة واحدة فى الرأس ( مو سيربنتيس ) اتميزت تيانرو ، مرضعة ولى العهد ، أو المطر فى بعض الأحيان.[1] كان فيه كوكبتان "ثعبان" فى علم الفلك البابلى ، تعرفان باسم Mušḫuššu وBašmu. يظهر ان Mušḫuššu اتصور على أنه هجين من تنين و أسد وطائر، ويتوافق بشكل فضفاض مع هيدرا . كان باشمو ثعبان ذو قرون (راجع نينجيشزيدا ) ويتوافق بالتقريب مع كوكبة Ὄφις الخاصة بـ Eudoxus فى Cnidus اللى تعتمد عليها Ὄφις ( الثعابين ) لبطليموس.

صفات

تعديل

الثعبان هو الكوكبة الوحيدة من 88 كوكبة حديثة تنقسم منطقتين منفصلتين فى السماء: الثعبان كابوت (الرأس) والثعبان كودا (الذيل). الكوكبة كمان غير عادية حسب أنها تعتمد على كوكبة تانيه فى السياق؛ على وجه التحديد، يتم الاحتفاظ به على ايد Serpent Bearer Ophiuchus.[1] يحدها Serpens Caput برج الميزان من الجنوب، وVirgo و Boötes من الغرب، وCorona Borealis من الشمال، وOphiuchus و Hercules من الشرق؛ يحدها Serpens Cauda القوس من الجنوب، وScutum و Aquila من الشرق، وOphiuchus من الشمال والغرب. مساحتها الإجمالية 636.9 درجة مربعة ، هيا تحتل المرتبة 23 من 88 كوكبة حسب الحجم. ويظهر بشكل بارز فى السماء الشمالية والجنوبية خلال فصل الصيف فى نصف الكرة الشمالي.[3] تتكون مجموعتها النجمية الرئيسية من 11 نجمًا، و 108 نجوم فى المجمل اكتر سطوع من القدر 6.5، و هو الحد التقليدى للرؤية بالعين المجردة.[3] تم تحديد حدود Serpens Caput، كما وضعها عالم الفلك البلجيكى يوجين ديلبورت سنة 1930، بواسطة مضلع ذو 10 جوانب، فى حين تم تعريف Serpens Cauda بواسطة مضلع ذو 22 ضلع. فى نظام الإحداثيات الاستوائية ، إحداثيات الصعود الصحيحة لحدود Serpens Caput بين 15ساعة 10.4 م و 16ساعة 22.5 م ، فى الوقت نفسه تتراوح إحداثيات الانحراف بين 25.66 و −03.72 . حدود Serpens Cauda بين الارتفاعات اليمنى البالغة 17ساعة و 16.9 متر و 18ساعة و 58.3 متر والانحرافات البالغة 06.42 و −16.14 .[4] اعتمد الاتحاد الفلكى الدولى (IAU) الاختصار المكون من 3 أحرف "Ser" للكوكبة سنة 1922.[4][5]

سمات

تعديل

النجوم

تعديل

نجوم الرأس

تعديل
 
كوكبة الثعبان (كابوت) كما ممكن رؤيتها بالعين المجردة

ما يميز قلب الثعبان هو ألمع نجم الكوكبة، ألفا سيربنتيس. يتسما تقليدى اسم أونوكالهاي، و هو عملاق أحمر من النوع الطيفى K2III على بعد 23 فرسخ فلكى بقدر بصرى قدره 2.630 ± 0.009، [6] ده معناه أنه ممكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة لحد فى المناطق ذات التلوث الضوئى الكبير. ويتواجد رفيق خافت فى مدار حوالين النجم العملاق الأحمر، [7] رغم أنه غير مرئى بالعين المجردة. يقع قرب ألفا لامدا سيربنتيس ، اللى حجمه 4.42 ± 0.05 نجم يشبه لحد ما الشمس [8] و على بعد 12 فرسخ فلكى بس.[9] عندها كوكب خارجى يدور حولها.[10] نظير شمسى آخر فى الثعابين هو النجم الأساسى لـ Psi Serpentis ، و هو نجم ثنائى [11] يقع بعيد قليل على مسافة 14 فرسخ فلكى بالتقريب .[12] تشكل بيتا وغاما و أيوتا سيربنتيس شكل مثلث مميز يميز رأس الثعبان، كابا سيربنتيس (الاسم الصحيح هو جودجا [13] ) فى نص الطريق بالتقريب بين غاما و أيوتا. بيتا سيربنتيس هو ألمع النجوم ال 4 بقدر ظاهرى حوالى 3.67، و هو نجم أبيض من النسق الرئيسى يبعد حوالى 160 فرسخ فلكي.[14] من المحتمل أن يكون هناك نجم قريب بقوة 10 درجات [15] مرتبط فعلى ببيتا، رغم ان ده غير مؤكد.[16] ممكن رؤية متغير ميرا R سيربنتيس ، الواقع بين بيتا وغاما، بالعين المجردة عند أقصى قوة قدرها 5 درجات، ولكن، زى ما هو الحال فى متغيرات ميرا، ممكن أن يتلاشى لأقل من 14 درجة [17] غاما سيربنتيس نفسها هيا عملاق فرعى من النوع F على بعد 11 فرسخ فلكى بس، و علشان كده فهى مشرقة جدًا، قوتها 3.84 ± 0.05.[18] ومعروف أن النجم يُظهر تذبذبات شبيهة بالشمس .[19] Iota Serpentis هو نظام نجمى ثنائي.[20]

دلتا سيربنتيس ، اللى تشكل جزء من جسم الثعبان بين القلب والرأس، هيا نظام متعدد النجوم [21] على بعد حوالى 70 فرسخ فلكى من الأرض. يتكون النظام من 4 نجوم، و القدر الظاهرى الإجمالى 3.79 كما يُرى من الأرض، [22] رغم ان اثنين من النجوم، مع القدر الظاهرى المشترك 3.80، يوفران كل الضوء بالتقريب .[23] العملاق الأساسي، و هو عملاق أبيض فرعي، هو متغير دلتا سكوتى بمتوسط حجم ظاهرى قدره 4.23.[24] يقع قرب دلتا، سواء فى سماء الليل أو على الأرجح فى الفضاء الفعلى على مسافة تقدر بحوالى 70 فرسخ فلكى، [25] هو نجم الباريوم 16 سيربنتيس .[26] نجم متغير ملحوظ آخر ممكن رؤيته بالعين المجردة هو تشى سيربنتيس ، و هو متغير ألفا ² كانوم فيناتيكوروم فى نص الطريق بين دلتا وبيتا اللى يختلف من متوسط سطوعه البالغ 5.33 بمقدار 0.03 على مدى فترة 1.5 يوم بالتقريب .[27] تشى سيربنتيس هو نجم غريب كيميائيا .[28] النجمان فى Serpens Caput اللى يشكلان جزء من جسم الثعبان أسفل القلب هما Epsilon و Mu Serpentis، والاتنين من نجوم التسلسل الرئيسى من النوع A من الدرجة التالتة.[29][30] الاتنين لهما خصوصية: إبسيلون هو نجم آم ، [31] فى الوقت نفسه مو هو نجم ثنائي.[32] يقع شمال غرب Mu قليلاً، و هو 36 Serpentis ، و هو نجم آخر من نجوم التسلسل الرئيسى من النوع A. ولده النجم كمان خصوصية؛ إنه ثنائى مكونه الأساسى هو نجم لامدا بوتيس ، ده معناه أنه فيه كميات تشبه الطاقة الشمسية من الكربون والنيتروجين والأكسجين ، فى الوقت نفسه فيه كميات منخفضة اوى من عناصر ذروة الحديد .[33] كان النجم الثانوى كمان مصدر لانبعاثات الأشعة السينية.[34] 25 Serpentis ، المتوضع على بعد درجات قليلة شمال شرق Mu Serpentis، هو نجم ثنائى طيفى [35] يتكون من نجم عملاق ساخن من النوع B ونجم تسلسل رئيسى من النوع A. النجم الأساسى هو نجم B ينبض ببطء ،و ده يتسبب فى اختلاف النظام بمقدار 0.03 درجة.[36]

يحتوى Serpens Caput على متغيرات RR Lyrae كتير ، رغم ان معظمها خافت اوى بحيث مش ممكن رؤيته بدون تصوير احترافي. ألمعها هو VY Serpentis ، بقوة 10 بس. وتتزايد فترة ده النجم بحوالى 1.2 ثانية فى القرن.[37] النجم المتغير من نوع مختلف هو Tau 4 Serpentis ، و هو عملاق أحمر بارد ينبض بين 5.89 و 7.07 فى 87 يوم.[38] اتلقا على ده النجم لعرض صورة معكوسة لـ P Cygni ، [39] حيث يخلق الغاز البارد المتساقط على النجم خطوط امتصاص هيدروجين منزاحة نحو الأحمر بجوار خطوط الانبعاث العادية.[40] اتلقا على كتير من النجوم فى الثعابين عندها كواكب . ألمعها هو أوميغا سيربنتيس ، اللى يقع بين إبسيلون ومو، و هو عملاق برتقالى مع كوكب لا يقل عن 1.7 كتلة المشترى .[41] NN Serpentis ، و هو ثنائى مغلف بعد الكسوف يتكون من قزم أبيض وقزم أحمر ، [42] من المحتمل اوى أن يكون له كوكبان يسببان اختلافات فى فترة الخسوف.[43] رغم عدم وجود كوكب، فقد وجد أن التناظرية الشمسية HD 137510 ليها رفيق قزم بنى جوه صحراء القزم البنى .[44]

PSR B1534+11 هو نظام يتكون من نجمين نيوترونيين يدوران حوالين بعضهما البعض، أحدهما نجم نابض دوره الزمنى 37.9 مللى ثانية. يقع ده النظام على بعد حوالى 1000 فرسخ فلكي، و تم استخدامه لاختبار نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين ، و دخلق من صحة المعلمات النسبية للنظام فى حدود 0.2% من القيم اللى تنبأت بيها النظرية.[45] وجد أن انبعاث الأشعة السينية من النظام يكون موجودًا لما يتقاطع النجم غير النابض مع رياح النجم النابض الاستوائية، و وجد أن مدار النظام يختلف قليلاً.[46]

نجوم الذيل

تعديل
 
كوكبة الثعبان (Cauda) كما ممكن رؤيتها بالعين المجردة

ألمع نجم فى الذيل، إيتا سيربنتيس ، يشبه النجم الأساسى لـ ألفا سيربنتيس حسب أنه عملاق أحمر من الفئة الطيفية K. بس، معروف أن ده النجم يظهر تذبذبات شبيهة بالشمس على مدى 2.16 ساعة بالتقريب .[47][48] النجمان الآخران فى Serpens Cauda اللى يشكلان مجموعتها النجمية هما Theta و Xi Serpentis . Xi، حيث تتقاطع النجمة النجمية مع Mu Serpentis فى الرأس، هو نظام نجمى ثلاثى [7] على بعد 105 فرسخ فلكى بالتقريب .[49][50] اثنان من النجوم، مع قدر ظاهرى مشترك حوالى 3.5، يشكلان ثنائى طيفى مع فصل زاوى 2.2 ملى ثانية قوسية بس، [51] و علشان كده مش ممكن حلها بالمعدات الحديثة. الأساسى هو عملاق أبيض فيه فائض من السترونتيوم .[49] ثيتا، اللى تشكل طرف الذيل، هيا كمان نظام متعدد، يتكون من نجمين من نجوم التسلسل الرئيسى من النوع A مع قدر ظاهرى مشترك حوالى 4.1 يفصل بينهما يقارب من نصف دقيقة قوسية.[7] هناك كمان نجم تالت من النوع G له كتلة ونصف قطر مماثلين لكتلة الشمس.[52] قرب الحدود مع Ophiuchus زيتا ونو و أوميكرون سيربنتيس . النجوم التلاته جميعها من نجوم التسلسل الرئيسى ذات القدر الرابع، حيث يكون Nu وOmicron من النوع الطيفى A [53] وزيتا من النوع الطيفى F.[54] Nu هو نجم واحد [7] ذو القدر التاسع الرفيق البصري، [55] Omicron هو متغير Delta Scuti مع اختلافات فى السعة 0.01.[56] سنة 1909، ظهر المستعر التكافلى [57] RT Serpentis قرب أوميكرون، رغم ان قوته القصوى 10 بس [58] النظام النجمى 59 Serpentis ، المعروف كمان باسم d Serpentis، هو نظام نجمى ثلاثى [59] يتكون من ثنائى طيفى فيه نجم من النوع A وعملاق برتقالى [60] وعملاق برتقالى ثانوي.[61] يُظهر النظام اختلافات غير منتظمة فى السطوع بين 5.17 و 5.2.[62] سنة 1970، ظهر سوبرنوڤا FH Serpentis للشمال قليل من 59 Serpentis، ووصل لأقصى سطوع قدره 4.5.[63] فيه كمان قرب 59 Serpentis فى Serpens Cloud الكتير من متغيرات Orion . MWC 297 هو نجم Herbig Be اللى أظهر سنة 1994 توهج كبير للأشعة السينية وزاد لمعان الأشعة السينية بمقدار خمس مرات قبل الرجوع لالحالة الهادئة.[64] يبدو كمان أن النجم يمتلك قرص محيط بالنجم .[65] متغير أوريون آخر فى المنطقة هو VV Serpentis ، و هو نجم Herbig Ae اللى وجد أنه يُظهر نبضات دلتا سكوتي.[66] اتلقا على VV Serpentis كمان ، زى MWC 297، فيه قرص غبار يحيط به، [67] و هو كمان نجم UX Orionis ، [68] ده معناه أنه يظهر اختلافات غير منتظمة فى سطوعه.

النجم HR 6958 ، المعروف كمان باسم MV Serpentis، هو متغير من نوع Alpha 2 Canum Venaticorum ممكن رؤيته بشكل خافت بالعين المجردة.[69] إن وفرة المعادن فى النجم أعلى بعشر مرات من الشمس بالنسبة لمعظم المعادن عند ذروة الحديد، وتصل ل1000 مرة اكتر بالنسبة للعناصر الأثقل. كما وجد أنه فيه كمية زائدة من السيليكون .[70] HD 172365 يا دوبك مرئى بالعين المجردة، [71] من المحتمل أن يكون نجم شارد بعد اللون الأزرق فى المجموعة المفتوحة IC 4756 اللى فيها فائض كبير من الليثيوم .[72] HD 172189 ، الموجود كمان فى IC 4756، هو متغير Algol يتفوق على الثنائى [73] مع فترة 5.70 يوم. النجم الأساسى فى النظام هو كمان متغير دلتا سكوتي، ويخضع لترددات نبضية متعددة، والتي، مع الكسوف، تتسبب فى اختلاف النظام بحوالى عُشر المقدار.[74]

كائنات الذيل

تعديل
 
أعمدة الخلق ، هيا منطقة معروفة لتشكل النجوم فى سديم النسر اللى اشتهرت بهذه الصورة اللى التقطها هابل

يمر جزء من المستوى المجرى عبر الذيل، و علشان كده ذيل الثعبان غنى بأجسام السماء العميقة جوه مجرة درب اللبانه. يقع سديم النسر وعنقود النجوم المرتبط به ميسييه 16 على بعد حوالى 5700 [75] سنة ضوئية من الأرض فى اتجاه مركز المجرة . قياس السديم 70 سنة ضوئية فى 50 سنة ضوئية وفيه أعمدة الخلق، هيا 3 سحب غبارية اشتهرت بالصورة اللى التقطها تلسكوب هابل الفضائى . النجوم اللى تولد فى سديم النسر، و تلك اللى عمرها التقريبى 5 ملايين سنة، متوسط درجة حرارتها 45000 كلفن وتنتج كميات هائلة من الإشعاع اللى سيؤدى فى النهاية لتدمير أعمدة الغبار. رغم شهرته، لكن سديم النسر خافت لحد ما، حيث حجمه المتكامل حوالى 6.0. فى الغالب تكون مناطق تشكل النجوم فى السديم كريات غازية متبخرة ؛ على عكس كريات بوك، فهى فيها نجم أولى واحد بس.

شمال ميسييه 16، على مسافة حوالى 2000 فرسخ فلكي، توجد جمعية OB Serpens OB2 ، اللى فيها اكتر من 100 نجم OB. يظهر ان ده التجمع اللى عمره حوالى 5 ملايين سنة لسه فيه مناطق تشكل النجوم، ويضيء الضوء المنبعث من نجومه منطقة HII S 54 .[76] فيه جوه منطقة HII دى المجموعة المفتوحة NGC 6604 ، هيا فى نفس عمر رابطة OB المحيطة بها، [77] ويُعتقد دلوقتى أن الكتلة هيا الجزء الاكتر كثافة فيها.[78] يظهر ان العنقود ينتج مدخنة حرارية من الغاز المتأين، الناتج عن تفاعل الغاز من القرص المجرى مع الهالة المجرية .[76]

هناك عنقود مفتوح آخر فى Serpens Cauda و هو IC 4756 ، اللى فيه نجم واحد على الأقل ممكن رؤيته بالعين المجردة، HD 172365 [79] (هناك نجم آخر ممكن رؤيته بالعين المجردة فى المنطقة المجاورة، HD 171586 ، على الأرجح غير مرتبط). يقع ده العنقود على بعد حوالى 440 فرسخ فلكى، [80] ويقدر عمره بحوالى 800 مليون سنة، و هو قديم اوى بالنسبة لعنقود مفتوح.[81] رغم وجود مجرة درب اللبانه فى Serpens Cauda، ممكن العثور على عنقود كروى واحد: NGC 6535 ، رغم أنه غير مرئى للعين المجردة، إلا أنه ممكن رؤيته فى التلسكوبات الصغيرة شمال زيتا سيربنتيس. صغيرة اوى ومتناثرة بالنسبة لمجموعة كروية، [82] لا تحتوى دى المجموعة على متغيرات RR Lyrae المعروفة، و هو أمر غير معتاد بالنسبة لمجموعة كروية.[83]

MWC 922 هو نجم محاط بسديم كوكبى . يُطلق على السديم الكوكبى اسم سديم المربع الأحمر بسبب تشابهه مع سديم المستطيل الأحمر ، ويبدو أنه مربع مثالى بالتقريب مع شريط داكن حوالين المناطق الاستوائية. يحتوى السديم على حلقات متحدة المركز، تشبه تلك اللى شوهدت فى سوبرنوڤا SN 1987A .[84] MWC 922 نفسه متغير FS Canis Majoris ، [85] ده معناه أنه نجم Be فيه خطوط انبعاث هيدروجين ساطعة بشكل استثنائى و خطوط محظورة مختارة، على الأرجح بسبب وجود ثنائى قريب.[86] شرق Xi Serpentis فيه سديم كوكبى آخر، Abell 41 ، فيه النجم الثنائى MT Serpentis فى مركزه. ويظهر ان السديم عنده بنية ثبعيده القطب، و وجد أن محور تماثل السديم يقع ضمن 5 درجات من الخط العمودى على المستوى المدارى للنجوم،و ده يعزز الارتباط بين النجوم الثبعيده والسدم الكوكبية ثبعيده القطب.[87] على الطرف التانى من طيف العمر النجمى فيه L483 ، و هو سديم مظلم فيه النجم الأولى IRAS 18418-0440 . رغم تصنيفه على أنه نجم أولى من الدرجة 0 ، إلا أنه فيه بعض الميزات اللى مش عاديه لمثل ده الجسم، زى عدم وجود رياح نجمية عالية السرعة، و تم اقتراح أن ده الكائن يمر بمرحلة انتقالية بين الفئة 0 والفئة الأولى .[88] فيه سديم متغير حوالين النجم الأولي، رغم أنه مش ممكن رؤيته إلا فى ضوء الأشعة تحت الحمراء.[89]

 
Westerhout 40 ، واحد من أقرب مواقع تشكل النجوم الضخمة

سحابة الثعبان هيا سحابة جزيئية ضخمة مكونة للنجوم فى الجزء الجنوبى من ذيل الثعبان. عمرها مليونى سنة بس [90] وعلى بعد 420 فرسخ فلكي، [91] ومعروف أن السحابة فيها الكتير من النجوم الأولية زى Serpens FIRS 1 [92] و Serpens SVS 20 .[93] تم اكتشاف مجموعة Serpens South الأولية بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائى التبع ناسا فى الجزء الجنوبى من السحابة، [94] ويظهر ان تكوين النجوم لسه مستمر فى المنطقة.[95] موقع آخر لتكوين النجوم هو مجمع Westerhout 40، اللى يتكون من منطقة HII بارزة مجاورة لسحابة جزيئية.[96] على بعد حوالى 500 فرسخ فلكي، [97] هيا واحدة من أقرب المناطق الضخمة لتشكل النجوم، لكن علشان السحابة الجزيئية تحجب منطقة HII، ده يخللى رؤيتها وعنقودها المدمجين صعبين بشكل واضح، فهى لم تتم دراستها كويس زى تانيين .[98] من المحتمل أن يحتوى العنقود المدمج على اكتر من 600 نجم تزيد كتلته عن 0.1 كتلة شمسية، [99] مع الكتير من النجوم الضخمة، بما فيها نجم واحد على الأقل من النوع O، و هو المسؤول عن إضاءة منطقة HII و إنتاج الفقاعة .[97] 

رغم وجود مجرة درب اللبانه، لكن الكتير من المجرات النشطة مرئية فى Serpens Cauda  كمان ، زى PDS 456 ، الموجودة  قرب  Xi Serpentis. المجرة النشطة القريبة الاكتر لمعان، [100] و وجد أن دى المجرة النشطة متغيرة اوى فى طيف الأشعة السينية . و سمح ده بتسليط الضوء على طبيعة الثقب الأسود الهائل الموجود فى المركز،  اللى من المحتمل أن يكون ثقب كير الأسود .[101] من الممكن أن يمر الكوازار بمرحلة انتقالية من مجرة تعمل بالأشعة تحت الحمراء فائقة السطوع لكوازار كلاسيكى هادئ راديوى، لكن هناك مشاكل فى دى النظرية، ويظهر ان الكائن كائن استثنائى لا يقع تمام ضمن أنظمة التصنيف دلوقتى .[100] فيه بالجوار NRAO 530 ، و هو نجم معروف أنه يتوهج بالأشعة السينية فى بعض الأحيان. استمرت  واحده من دى التوهجات لمدة تقل عن 2000 ثانية، ده يخلليها أقصر توهج تمت ملاحظته   فى بلزار  من سنة 2004 [102] يظهر ان البلازار يُظهر كمان تباين دورى فى خرج موجات الراديو على مدى فترتين مختلفتين مدتهما ست وعشر سنين .[103]

زخات الشهب

تعديل

هناك نوعان من زخات الشهب وقت النهار تشع من الثعابين، أوميغا Serpentids و Sigma Serpentids . يوصلالدشين لذروتهما بين 18 و 25 ديسمبر.[104]

مجرات

تعديل

شوف كمان

تعديل

مصادر

تعديل
  1. ↑ أ ب ت ث Ridpath، Ian. "Serpens". Star Tales. self-published. 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. ↑ أ ب Ridpath، Ian. "Constellations: Andromeda–Indus". Star Tales. self-published. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-01.
  4. ↑ أ ب "Serpens, Constellation Boundary". The Constellations. International Astronomical Union. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-20.
  5. ↑ Russell، H. N. (1922). "The New International Symbols for the Constellations". Popular Astronomy. ج. 30: 469–71. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  6. ↑ "* Alpha Serpentis – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-04-18.
  7. ↑ أ ب ت ث 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. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Eggleton" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ "* Lambda Serpentis – Star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-20.
  10. ↑ Rosenthal، Lee J.؛ Fulton، Benjamin J.؛ Hirsch، Lea A.؛ Isaacson، Howard T.؛ Howard، Andrew W.؛ Dedrick، Cayla M.؛ Sherstyuk، Ilya A.؛ Blunt، Sarah C.؛ Petigura، Erik A. (2021)، "The California Legacy Survey. I. A Catalog of 178 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades"، The Astrophysical Journal Supplement Series، ج. 255 ع. 1: 8، arXiv:2105.11583، Bibcode:2021ApJS..255....8R، DOI:10.3847/1538-4365/abe23c {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  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". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-21.
  13. ↑ "IAU Catalog of Star Names". International Astronomical Union. اطلع عليه بتاريخ 2018-09-17.
  14. ↑ "* Beta Serpentis – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-12.
  15. ↑ "* Beta Serpentis B – Star in double system". SIMBAD. 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. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-22.
  18. ↑ "* Gamma Serpentis – Variable star". SIMBAD. 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. ↑ Muterspaugh، Matthew W.؛ وآخرون (2010). "The Phases Differential Astrometry Data Archive. II. Updated Binary Star Orbits and a Long Period Eclipsing Binary". The Astronomical Journal. ج. 140 ع. 6: 1623–1630. arXiv:1010.4043. Bibcode:2010AJ....140.1623M. DOI:10.1088/0004-6256/140/6/1623.
  21. ↑ 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.
  22. ↑ "* Delta Serpentis – Double or multiple star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  23. ↑ "* Delta Serpentis B – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  24. ↑ VSX (4 يناير 2010). "Delta Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-18.
  25. ↑ "* 16 Serpentis – Star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-24.
  26. ↑ 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.
  27. ↑ VSX (4 يناير 2010). "Chi Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  28. ↑ Loden، L. O. (يوليو 1983)، "A physical study of the Ursa Major cluster (with special attention to the peculiar A stars)"، Astronomy and Astrophysics Supplement Series، ج. 53: 33–42، Bibcode:1983A&AS...53...33L. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  29. ↑ "* Epsilon Serpentis – Star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  30. ↑ "* Mu Serpentis – Star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-26.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ 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.
  34. ↑ Mason، Brian D.؛ وآخرون (سبتمبر 2010). "Binary Star Orbits. IV. Orbits of 18 Southern Interferometric Pairs". The Astronomical Journal. ج. 140 ع. 3: 735–743. Bibcode:2010AJ....140..735M. DOI:10.1088/0004-6256/140/3/735.
  35. ↑ 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.
  36. ↑ VSX؛ Otero، S. A (10 فبراير 2012). "PT Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  37. ↑ 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.
  38. ↑ VSX؛ Otero، S. A (28 يونيو 2012). "Tau4 Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-24.
  39. ↑ 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.
  40. ↑ Galactic Star and Planet Formation Research Group. "Lecture 7: The Collapse of Cores and Infall" (PDF). Department of Physics and Astronomy, University of Toledo. اطلع عليه بتاريخ 2015-07-17.
  41. ↑ 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.
  42. ↑ 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.
  43. ↑ 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.
  44. ↑ 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.
  45. ↑ 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.
  46. ↑ 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.
  47. ↑ 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.
  48. ↑ Tabur، V.؛ وآخرون (ديسمبر 2010)، "Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds"، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. 409 ع. 2: 777–788، arXiv:1007.2974، Bibcode:2010MNRAS.409..777T، DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17341.x {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  49. ↑ أ ب "Xi Serpentis – Spectroscopic binary". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-21.
  50. ↑ Gray، R. O.؛ وآخرون (يوليو 2006)، "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample"، The Astronomical Journal، ج. 132 ع. 1: 161–170، arXiv:astro-ph/0603770، Bibcode:2006AJ....132..161G، DOI:10.1086/504637. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  51. ↑ Halbwachs، J. L. (1981). "List of Estimated Angular Separations of Spectroscopic Binaries". Astronomy and Astrophysics Supplement. ج. 44: 47. Bibcode:1981A&AS...44...47H.
  52. ↑ Boyajian، Tabetha S.؛ وآخرون (يوليو 2013). "Stellar Diameters and Temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K Stars: Additional High-precision Measurements and Empirical Relations". The Astrophysical Journal. ج. 771 ع. 1: 31. arXiv:1306.2974. Bibcode:2013ApJ...771...40B. DOI:10.1088/0004-637X/771/1/40. 40. See Table 3.
  53. ↑ "Nu Serpentis – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  54. ↑ "Zeta Serpentis – Star". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  55. ↑ "BD-12 4724 – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  56. ↑ VSX (4 يناير 2010). "Omicron Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-20.
  57. ↑ 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.
  58. ↑ VSX؛ Osborne، W. (1 أبريل 2014). "RT Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  59. ↑ 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.
  60. ↑ 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.
  61. ↑ "HD 169986 – Star in double system". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  62. ↑ VSX (4 يناير 2010). "d Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  63. ↑ VSX (28 أبريل 2010). "FH Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-06-23.
  64. ↑ 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.
  65. ↑ 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.
  66. ↑ 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.
  67. ↑ 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.
  68. ↑ VSX؛ Otero، S. A. (23 نوفمبر 2011). "VV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-28.
  69. ↑ VSX (4 يناير 2010). "MV Serpentis". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-25.
  70. ↑ 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.
  71. ↑ "HR 7008 – Star in Cluster". SIMBAD. اطلع عليه بتاريخ 2014-12-14.
  72. ↑ 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.
  73. ↑ 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.
  74. ↑ 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.
  75. ↑ Kuhn، Michael A.؛ Hillenbrand، Lynne A.؛ Sills، Alison؛ Feigelson، Eric D.؛ Getman، Konstantin V. (2018). "Kinematics in Young Star Clusters and Associations with Gaia DR2". The Astrophysical Journal. ج. 870 ع. 1: 32. arXiv:1807.02115. Bibcode:2019ApJ...870...32K. DOI:10.3847/1538-4357/aaef8c.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  76. ↑ أ 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.
  77. ↑ 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.
  78. ↑ 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.
  79. ↑ 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.
  80. ↑ 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.
  81. ↑ 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.
  82. ↑ 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.
  83. ↑ 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.
  84. ↑ 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.
  85. ↑ Plummer، A.؛ Otero، S. A. (27 مارس 2013). "MWC 922". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-11.
  86. ↑ Otero، S. A.؛ Watson، C.؛ Wils، P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2014-05-11.
  87. ↑ 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 |display-authors=9 غير صالح (مساعدة)
  88. ↑ 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.
  89. ↑ 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.
  90. ↑ 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.
  91. ↑ 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.
  92. ↑ 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.
  93. ↑ 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.
  94. ↑ 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 |display-authors=9 غير صالح (مساعدة)
  95. ↑ 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 |display-authors=9 غير صالح (مساعدة)
  96. ↑ 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.
  97. ↑ أ 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.
  98. ↑ 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.
  99. ↑ 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.
  100. ↑ أ 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.
  101. ↑ 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.
  102. ↑ 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.
  103. ↑ 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.
  104. ↑ Jenniskens، Peter (سبتمبر 2012). "Mapping Meteoroid Orbits: New Meteor Showers Discovered". Sky & Telescope: 24.

لينكات برانيه

تعديل

قالب:Stars of Serpens

اتجابت من "https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=سيرپينس&oldid=10862260"