يُعد جبل أوليمبوس (Olympus Mons) أعظم البراكين وأعلى الجبال المعروفة في المجموعة الشمسية، ويقع في النصف الغربي من كوكب المريخ داخل منطقة ثارسيس البركانية. ويُعد هذا الجبل أحد أكثر المعالم الجيولوجية إثارة، إذ يفوق في حجمه أي بركان أو جبل موجود على الأرض، مما يجعله محورًا رئيسيًا لدراسة تاريخ المريخ الجيولوجي.

تشير القياسات إلى أن ارتفاع جبل أوليمبوس يبلغ نحو 22 كيلومترًا فوق السهول المحيطة به، أي ما يقارب ثلاثة أضعاف ارتفاع جبل إيفرست فوق مستوى سطح البحر. ويبلغ قطر قاعدته حوالي 600 كيلومتر، بينما تمتد حافته الخارجية لمسافات شاسعة تجعل الجبل يغطي مساحة تقارب مساحة دولة كاملة.

ينتمي أوليمبوس إلى فئة البراكين الدرعية، وهي براكين تتكون من تدفقات متكررة من الحمم البركانية قليلة اللزوجة، فتنتشر لمسافات بعيدة وتبني جبلًا واسعًا ذا منحدرات لطيفة. وعلى قمته توجد مجموعة من الفوهات البركانية المتداخلة، تعرف باسم الكالديرا، ويصل عرض بعضها إلى عشرات الكيلومترات، ما يدل على أن الجبل مر بمراحل متعددة من النشاط البركاني والانهيارات السطحية.

ويرجع الحجم الهائل لأوليمبوس إلى عدة عوامل، أهمها انخفاض جاذبية المريخ مقارنة بالأرض، وغياب حركة الصفائح التكتونية. فعلى الأرض تتحرك الصفائح القارية باستمرار، مما يمنع تراكم الحمم في نقطة واحدة لفترات طويلة، بينما بقيت البقعة الساخنة تحت أوليمبوس ثابتة ملايين السنين، فاستمرت الحمم في بناء الجبل حتى وصل إلى أبعاده العملاقة.

ورغم ضخامة أوليمبوس، فإن الوقوف على سطحه لن يمنح منظرًا يشبه الوقوف على قمة جبل حاد، لأن منحدراته شديدة الانبساط، إذ لا يتجاوز ميلها في معظم الأماكن بضع درجات فقط. ولذلك لو سار شخص على سطحه فلن يشعر غالبًا بأنه يصعد جبلًا عملاقًا، بل سيرى منحدرًا واسعًا يمتد حتى الأفق.

ويُعد جبل أوليمبوس اليوم شاهدًا على ماضٍ بركاني هائل لكوكب المريخ، كما يمثل أحد أهم الأهداف العلمية لدراسة تطور الكواكب الصخرية، وفهم كيفية تشكل البراكين العملاقة في بيئات تختلف عن بيئة الأرض. ويظل هذا الجبل وأحد من أكثر المعالم الطبيعية إثارة في النظام الشمسي.

مجرة المثلث*أو*مسييه 33*(بالإنجليزية: Triangulum Galaxy أو Messier 33 أو NGC 598) هي*مجرة حلزونية*تبعد نحو 3 ملايين*سنة ضوئية*عن الأرض، وتقع في كوكبة*المثلث. ويسميها بعض هواة الفلك*دولاب الهواء*إلا أن تلك التسمية تنطبق فقط على*مسييه 101.

تضم*المجموعة المحلية*ثلاث مجرات الكبيرة هي*مجرة المثلث*وأندروميدا*ومجرتنا*درب التبانة. تشغل المجموعة المحلية مكانا في الفضاء يبلغ نصف قطره 10 ملايين*سنة ضوئية*وتحتوي بالكامل على نحو 40 من*المجرات*معظمها*مجرات قزمة.

النَّسْر الوَاقِع (ومن صفته اشتقت اسمه الرومي Vega) أو الأثافي هو نيّر (ألمع نجم) في كوكبة القيثارة، وهو أيضاً خامس ألمع نجوم السماء كلها ، وثاني ألمع نجم في سماء نصف الكرة الشمالي بعد السماك الرامح (حارس السماء). والنسر الواقع نجم قريب منا نسبياً على بُعد 25 سنة ضوئية من الأرض وهو بذلك ينتمي إلى مجرتنا، مجرة درب التبانة .وكذلك السِّماك الرامح والشعرى اليمانية من أقرب النجوم المجاورة للمجموعة الشمسية ضياءً. وقد سُمّي بالنسر الواقع لأن العرب شبّهته بنسر قد ضمّ جناحيه إلى نفسه كأنّه قد وقع (أي كأنه نسر يضمّ جناحيه ليهبط)، حيث أنه مع نجمين قريبين منه (يُمثّلان الجناحين) يبدون كذلك. يبلغ كتلة النسر الواقع نحو 1و2 كتلة شمسية ، وشكله مفلطح حيث يبلغ نصف قطرة في اتجاه محور دورانه حول نفسه 2و2 وعند خط استوائه 7و2 بالمقارنة بنصف قطر الشمس.

قام الفلكيّون بدارسات شاملة لنجم*النسر الواقع*مما جعله يوصف أحياناً بأنه: «ثاني أهم نجم في السماء بعد الشمس - بشكل قابل للجدل -». أيضاً، كان النسر الواقع في الماضي*نجم الشمال*خلال الألفية الثانية عشرة ق.م، وسوف يعود كذلك مرة أخرى في 13,727م وحينها سوف يكون*ميله*+86°14.*كان النسر الواقع هو أول نجم - غير الشّمس - يتم تصويره وأول واحد يَتم*تحليل*طيفه*(باستثناء الشمس). و كان أيضا واحداً من النجوم الأولى التي تم تحديد*بُعدها*بطريقة قياس*التزيح النجمي. و كان يُستفاد من نجم النسر الواقع كخط أساس لتحديد*قياس لمعان النجوم، كما أنه من النجوم التي استخدمت لتعريف متوسط قيم «نظام ي.ب.ف*المضوائي».

يُعد HH 49/50 واحدًا من أكثر الأجسام الفلكية إثارة للاهتمام، ورغم أن شكله قد يوحي بأنه نجم أو سديم مستقل، فإنه في الحقيقة ليس نجمًا، بل ينتمي إلى فئة تُعرف باسم أجسام هيربيغ-هارو (Herbig–Haro Objects). تتكون هذه الأجسام عندما تطلق النجوم الفتية نفاثات هائلة من الغاز بسرعات تصل إلى مئات الكيلومترات في الثانية، وعندما تصطدم هذه النفاثات بالغاز والغبار المحيط بها، تتشكل موجات صدم تسخن المادة وتجعلها تتوهج، فتظهر بأشكال مذهلة يمكن رصدها بواسطة التلسكوبات.

يقع HH 49/50 على بعد يقارب 625 سنة ضوئية من الأرض داخل سحابة الحرباء الأولى (Chamaeleon I)، وهي إحدى أقرب مناطق تشكل النجوم إلى النظام الشمسي. وتحتوي هذه المنطقة على العديد من النجوم الفتية التي ما زالت في طور التكوين، مما يجعلها مختبرًا طبيعيًا مهمًا لدراسة المراحل الأولى من ولادة النجوم.

اكتسب الجسم شهرته العالمية بسبب شكله غير المعتاد، إذ أطلقت عليه وكالة ناسا لقب "الإعصار الكوني" (Cosmic Tornado) بعدما أظهرت صور تلسكوب سبيتزر مظهرًا حلزونيًا يوحي وكأنه إعصار يدور في الفضاء. إلا أن هذا الشكل ليس إعصارًا حقيقيًا، بل نتيجة لتفاعل النفاثات الغازية مع السحب المحيطة بها عبر آلاف السنين.

شهد عام 2025 تطورًا مهمًا في دراسة هذا الجسم عندما التقط تلسكوب جيمس ويب الفضائي صورًا فائقة الدقة كشفت تفاصيل لم تكن معروفة من قبل. وأظهرت هذه الصور أن الجسم الضبابي الذي كان يُرى عند طرف النفاثة، وظنه بعض الباحثين جزءًا من الإعصار الكوني، ليس كذلك، بل هو مجرة حلزونية بعيدة جدًا ظهرت في نفس خط الرؤية من الأرض بالصدفة، ولا تربطها أي علاقة فيزيائية بـ HH 49/50.

كما أظهرت صور جيمس ويب تفاصيل دقيقة لموجات الصدم والعقد الكثيفة داخل النفاثات، مما سمح للعلماء بدراسة كيفية انتقال الطاقة والمادة من النجوم الوليدة إلى الوسط المحيط بها. وتساعد هذه المشاهدات على فهم آليات تشكل النجوم وتطورها، وكيف تؤثر في البيئة التي تنشأ فيها الكواكب مستقبلًا.

يمثل HH 49/50 مثالًا رائعًا على العمليات العنيفة التي ترافق ولادة النجوم. فبدلًا من أن يكون نجمًا قائمًا بذاته، فهو أثر مرئي لنشاط نجم فتي لا يزال في مرحلة النمو، وتُعد دراسة هذا الجسم من أهم الوسائل التي يستخدمها الفلكيون لفهم بدايات حياة النجوم المشابهة للشمس، وكيفية تشكل الأنظمة النجمية في مجرتنا.

يُعد العيوق (كابيلا) أحد ألمع النجوم في السماء الليلية، ويحتل المرتبة السادسة من حيث اللمعان الظاهري، مما يجعله سهل الرؤية بالعين المجردة في الليالي الصافية. يقع في كوكبة ممسك الأعنة (Auriga)، ويُشاهد بوضوح في سماء المملكة العربية السعودية خلال فصلي الخريف والشتاء.

يبعد العيوق عن الأرض حوالي 42.9 سنة ضوئية، ويبلغ قدره الظاهري 0.08+. وعلى الرغم من أنه يبدو كنجم واحد، فإنه في الحقيقة نظام نجمي متعدد يتكون من نجمين عملاقين أصفرين يدوران حول بعضهما، إضافة إلى زوج من الأقزام الحمراء البعيدة.

يمتاز العيوق بلونه الأصفر المائل إلى الذهبي، ويبلغ لمعانه عشرات أضعاف لمعان الشمس، كما أن حجمه أكبر منها بعدة مرات. ويُستخدم منذ القدم في الملاحة الفلكية، ويُعد أحد نجوم سداسي الشتاء، وهو نمط نجمي يضم مجموعة من ألمع نجوم سماء الشتاء.

ورغم قربه النسبي وسطوعه الكبير، لم يُؤكد حتى الآن وجود كواكب تدور حوله. ويُعد العيوق من أهم النجوم التي يدرسها علماء الفلك لفهم تطور النجوم العملاقة، كما أنه من أجمل النجوم التي يمكن رصدها بالعين المجردة أو بالمناظير والتلسكوبات الصغيرة.

تُعد صورة شروق الأرض من أشهر الصور في تاريخ استكشاف الفضاء. التقطها رائد الفضاء ويليام أندرس في 24 ديسمبر 1968 خلال مهمة أبولو 8.
تُظهر الصورة كوكب الأرض وهو يعلو فوق أفق القمر كما يُرى من المركبة الفضائية. كانت هذه أول مرة يشاهد فيها البشر الأرض بهذا المنظر المهيب من مدار القمر، فأصبحت رمزًا لوحدة البشرية وهشاشة كوكبنا في اتساع الكون.

حقائق سريعة:
- تاريخ الالتقاط: 24 ديسمبر 1968.
- المصور: ويليام أندرس.
- مكان الالتقاط: مدار القمر.
- الكاميرا: Hasselblad 500 EL مع فيلم ملون.
- الجهة: وكالة ناسا.

ورغم اسمها "شروق الأرض"، فإن الأرض لا تشرق ولا تغرب على القمر بالطريقة التي نراها على الأرض؛ فقد ظهر هذا المنظر لأن مركبة أبولو 8 كانت تدور حول القمر، فبدت الأرض وكأنها تشرق فوق الأفق القمري.

تُصنف هذه الصورة باستمرار ضمن أكثر الصور تأثيرًا في القرن العشرين، لأنها غيّرت نظرة الكثيرين إلى الأرض باعتبارها عالمًا صغيرًا ومعزولًا في الفضاء.

وبينما تُعد صورة شروق الأرض من أشهر الصور في التاريخ، لا يزال البعض يتساءل: هل صعد الإنسان فعلًا إلى القمر، وهل هذه الصورة حقيقية كما تؤكد الرواية الرسمية، أم أن الجدل حولها سيستمر؟ يبقى الحكم النهائي للقارئ بعد الاطلاع على مختلف الأدلة ووجهات النظر

ألفا ذات الكرسي (α Cassiopeiae)، المعروف باسم شيدر (Schedar)، هو ألمع نجوم كوكبة ذات الكرسي، ويقع على مسافة تقارب 228 سنة ضوئية من الأرض.

الخصائص
- الاسم العربي: شيدر (ويُكتب أيضًا: صدر).
- التسمية الفلكية: Alpha Cassiopeiae (α Cas).
- القدر الظاهري: حوالي 2.2، لذلك يُرى بسهولة بالعين المجردة.
- النوع النجمي: عملاق برتقالي من التصنيف K0 IIIa.
- درجة حرارة السطح: نحو 4,500 كلفن.
- الكتلة: تقارب 4–5 أضعاف كتلة الشمس.
- نصف القطر: يقارب 40–45 ضعف نصف قطر الشمس.
- اللمعان: يزيد على 600 ضعف لمعان الشمس.

لماذا يحمل اسم "ألفا" رغم أنه ليس دائمًا الأشد سطوعًا؟
في كثير من الكوكبات، لا تعني تسمية ألفا بالضرورة أنه ألمع نجم حاليًا، بل إنها تعود إلى تسميات تاريخية وضعها الفلكيون، وقد تتأثر أيضًا بطرق التصنيف القديمة.

الرؤية
يمكن رؤية شيدر بالعين المجردة بسهولة عند ظهور كوكبة ذات الكرسي، وهو يمثل أحد طرفي شكل W الشهير الذي يميز الكوكبة، ويُعد من أبرز نجوم سماء نصف الكرة الشمالي.

تُعد هذه الصورة المجمعة من أجمل الصور التي التقطها تلسكوب جيمس ويب الفضائي لكوكب زحل، وقد نُشرت عام 2023 بعد رصد الكوكب باستخدام كاميرا NIRCam العاملة في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة. تجمع الصورة عدة مشاهد تُبرز زحل وحلقاته الواسعة وأبرز أقماره في إطار واحد، لتوفر رؤية شاملة لأحد أكثر كواكب المجموعة الشمسية تميزًا.

وعلى عكس الصور التقليدية الملتقطة بالضوء المرئي، تظهر هذه الصورة زحل بلون داكن لأن غاز الميثان في غلافه الجوي يمتص معظم الأشعة تحت الحمراء عند الأطوال الموجية التي استخدمها جيمس ويب، بينما تبدو الحلقات شديدة السطوع لأنها تعكس هذه الأشعة بكفاءة عالية. كما تظهر في الصورة عدة أقمار، أبرزها تيتان، أكبر أقمار زحل، إلى جانب أقمار أخرى أصغر تبدو كنقاط مضيئة حول الكوكب.

وتكشف الصورة أيضًا تفاصيل دقيقة في بنية الحلقات، بما في ذلك الفجوات والتقسيمات التي يصعب ملاحظتها في كثير من الصور السابقة. وقد استفاد العلماء من هذه البيانات لدراسة تركيب الحلقات، وتوزيع الجسيمات الجليدية داخلها، وتأثير الجاذبية المتبادلة بينها وبين الأقمار القريبة.

ولا تقتصر أهمية هذه الصورة على جمالها، بل تمثل إنجازًا علميًا مهمًا يؤكد أن تلسكوب جيمس ويب لا يقتصر دوره على دراسة المجرات البعيدة والكون المبكر، بل يمتلك أيضًا قدرة استثنائية على رصد كواكب المجموعة الشمسية بتفاصيل غير مسبوقة، مما يفتح آفاقًا جديدة لفهم تطور الكواكب وأقمارها وحلقاتها.

تقاطع آينشتاين (الإنجليزية: Einstein Cross)} يُرمز له بالرمز Q2237+030 أو QSO 2237+0305 هو عدسة جاذبية النَّجم الزائف يشتمل هذا التقاطع على أربعة صور متماثلة لنفس النجم الزائف بالإضافة إلى واحد في الوسط ولكنه خافت اللون، يتواجد حول مقدمة المجرَّة بسبب قوة العدسة التجاذبية.

يُرى النجم الزائف نجم زائف QSO 2237 + 0305 من الأرض خلف قلب مجرة على بعد 400 مليون سنة ضوئية ، والتي تعمل كعدسة جاذبية وتعرف باسم عدسة "Huchra " (على اسم مكتشفها [جون هوشرا]). تـٌنتج عدسة الجاذبية أربع صور ساطعة متشابهة على شكل تقاطع مع نواة المجرة في المركز. يبعد الكوازار (النجم الزائف) المُصوَّر حوالي ثمانية بلايين سنة ضوئية من الأرض. الصور المنعكسة لصليب أينشتاين عن طريق الكوازار لها مسافة ظاهرة (حلقة أينشتاين) تبلغ 1.6 ثانية قوسية .

الأجرام الكونية من هذا النوع نادرة ولا يمكن اكتشافها في البداية إلا من خلال مراقبة الأشياء الفردية بعناية. منذ اكتشاف هذا الجرم الكوني تم العثور على حوالي 50 جرم آخر من هذا النوع. في 7 أبريل 2021 تم إصدار تقرير باثني عشر جسمًا آخر تم الكشف عنها بواسطة مهمة جايا وأكدتها مشاهدات أخرى باستخدام التلسكوبات. باستخدام الفهارس من غايا ، سيكون من الممكن العثور على مئات أخرى من هذه الأجرام باستخدام الذكاء الاصطناعي من المعلومات حول الأطياف. تعد هذه اللأجرام بتقديم مزيد من المعلومات حول المادة المظلمة.

تُعد مجرة سومبريرو، المعروفة أيضاً بالأسماء مسييه 104 (M104) وNGC 4594، واحدة من أكثر المجرات تميزاً في السماء بفضل شكلها الفريد الذي يشبه قبعة «السومبريرو» المكسيكية. تقع هذه المجرة على حدود كوكبتي العذراء والغراب، وتبعد عن الأرض نحو 31.1 مليون سنة ضوئية (9.55 مليون فرسخ فلكي)، ويبلغ قطرها قرابة 49 ألف سنة ضوئية، أي ما يعادل نحو 30% من قطر مجرة درب التبانة.

اشتهرت مجرة سومبريرو بانتفاخها المركزي الضخم شديد اللمعان، إلى جانب الحزام الغباري الداكن الذي يحيط بقرصها المائل، وهو ما يمنحها مظهراً استثنائياً جعلها من أكثر المجرات تصويراً ودراسةً. ويضم مركزها أيضاً ثقباً أسود فائق الكتلة، الأمر الذي زاد من أهميتها لدى علماء الفلك وجعلها هدفاً دائماً للرصد والدراسة.

لفترة طويلة اعتقد الفلكيون أن مجرة سومبريرو تنتمي إلى المجرات الحلزونية، إذ بدت هالتها صغيرة نسبياً مقارنةً بالمجرات الإهليلجية. إلا أن الصور والبيانات التي جمعها تلسكوب سبيتزر الفضائي كشفت أن الحلقة الغبارية المحيطة بها أكبر وأكثر ضخامة مما كان يُعتقد، ما دفع العديد من الباحثين إلى اعتبارها أقرب إلى مجرة إهليلجية عملاقة ذات خصائص غير مألوفة، تجمع بين صفات المجرات الحلزونية والإهليلجية في آن واحد.

ويبلغ قدرها الظاهري 8.0، لذلك يمكن رصدها بسهولة بواسطة التلسكوبات المتوسطة والهواة، بينما يراها بعض الباحثين واحدة من أكثر المجرات سطوعاً من حيث القدر المطلق ضمن نطاق يبلغ نحو عشرة ملايين فرسخ فلكي حول مجرة درب التبانة.

تاريخ اكتشافها ورصدها

بدأت قصة اكتشاف مجرة سومبريرو في 11 مايو 1781م عندما رصدها الفلكي الفرنسي بيير ميتشين، ثم وصفها لاحقاً في رسالة بعث بها عام 1783م إلى الفلكي جاي برنولي، ونُشرت فيما بعد في مجلة برلين السنوية لعلم الفلك. ورغم أن تشارلز ميسييه سجّلها بخط يده ضمن مجموعة من الأجرام التي أصبحت تُعرف لاحقاً بالأرقام من M104 إلى M109، فإنها لم تُدرج رسمياً في فهرس ميسييه إلا عام 1921م.

وفي عام 1784م رصدها الفلكي ويليام هيرشل بشكل مستقل، ولاحظ وجود شريط مظلم يعبر قرصها، وهو ما نعرفه اليوم باسم حزام الغبار، الذي يُعد أبرز سماتها وأكثرها شهرة. ومع تطور علم الفلك تأكد العلماء أن ملاحظات ميشين وهيرشل كانت تصف الجرم نفسه، لتصبح مجرة سومبريرو لاحقاً واحدة من أشهر المجرات المعروفة وأكثرها تميزاً في الكون.

الجبل الغامض (Mystic Mountain) هو أحد أشهر التكوينات الكونية التي صورها تلسكوب هابل، ويقع داخل سديم كارينا، على بعد نحو 7,500 سنة ضوئية من الأرض.
ليست هذه "الجبل" صخرة أو تضاريس صلبة كما تبدو في الصورة، بل هو عمود هائل من الغاز البارد والغبار الكوني. ويبدو كقمة جبل شاهقة بسبب الإضاءة والظلال التي تصنعها النجوم القريبة، وهو مثال رائع على كيف يمكن للكون أن يرسم أشكالًا تشبه المناظر الطبيعية على الأرض.

يبلغ ارتفاع هذا العمود نحو 3 سنوات ضوئية، أي ما يعادل حوالي 20 تريليون ميل (32 تريليون كيلومتر). ولو استبدلناه بجبل على الأرض لكان أعلى من جبل إيفرست بمئات الآلاف من المرات.

التقط تلسكوب هابل هذه الصورة عام 2010 احتفالًا بالذكرى العشرين لإطلاقه إلى الفضاء. وأظهرت الصورة تفاصيل دقيقة لسحب الغاز والغبار التي كانت مخفية في الصور السابقة.

ومع مرور ملايين السنين، ستؤدي الرياح النجمية والإشعاعات القوية الصادرة من النجوم الضخمة المجاورة إلى نحت هذا العمود تدريجيًا ثم تبديده، لتنكشف النجوم التي كانت تتشكل داخله.

تُعد صورة الجبل الغامض من أكثر صور هابل شهرة، لأنها تجمع بين الجمال الفني والقيمة العلمية، وتُظهر بوضوح إحدى أهم مناطق ولادة النجوم في مجرتنا.

يُعد جسم هاني من أغرب الأجسام الفلكية التي اكتُشفت في العصر الحديث. اكتشفته عام 2007 المعلمة الهولندية هاني فان أركل أثناء مشاركتها في مشروع علمي تطوعي لتصنيف المجرات. يقع هذا الجسم على بُعد نحو 650 مليون سنة ضوئية من الأرض، بالقرب من مجرة IC 2497.

يظهر جسم هاني على هيئة سحابة هائلة من الغاز تتوهج بلون أخضر نتيجة تأين غاز الأكسجين. ويعتقد العلماء أن هذا التوهج هو أثر لضوء شديد صدر في الماضي من الثقب الأسود الهائل في مركز المجرة المجاورة، ثم خفت نشاطه لاحقًا، بينما لا يزال الضوء القديم يضيء السحابة بسبب المسافات الكونية الشاسعة، وهو ما يشبه "الصدى الضوئي".

التقطت أشهر صور جسم هاني بواسطة تلسكوب هابل الفضائي (Hubble Space Telescope)، الذي كشف تفاصيل السحابة المتوهجة والمجرة المجاورة بدقة عالية. كما شاركت مراصد أخرى، مثل مرصد جيميني (Gemini Observatory) وتلسكوب وليام هيرشل (William Herschel Telescope)، في دراسة الجسم وتحليل تركيبه وخصائصه، بينما ساعدت المراصد الراديوية مثل شبكة التلسكوبات الراديوية الأوروبية (e-EVN) على فهم نشاط الثقب الأسود في المجرة القريبة.

أثار هذا الجسم اهتمام علماء الفلك لأنه يقدم دليلًا نادرًا على أن نشاط الثقوب السوداء فائقة الكتلة يمكن أن يتغير خلال فترات زمنية قصيرة نسبيًا وفقًا للمقاييس الفلكية. ولا يزال جسم هاني يُعد من أكثر الأجسام غرابةً وإثارةً للدراسة، إذ يساعد العلماء على فهم تطور المجرات وسلوك الثقوب السوداء العملاقة.

يُعد آيو (Io)، المعروف أيضًا باسم المشتري I، أحد أشهر أقمار كوكب المشتري وأحد الأقمار الجاليلية الأربعة التي اكتشفها العالم غاليليو غاليلي عام 1610. ويُعد القمر الرابع من حيث الحجم بين أقمار المشتري، إلا أنه يتميز بأعلى كثافة بينها، كما أنه يحتوي على أقل كمية من الماء مقارنة بأي جرم فلكي كبير في المجموعة الشمسية. وقد استُمد اسمه من الشخصية الأسطورية الإغريقية "آيو"، وهي كاهنة للإلهة هيرا أصبحت إحدى حبيبات زيوس.

يبلغ قطر آيو نحو 3,643 كيلومترًا، ويدور حول المشتري على مسافة تقارب 421,700 كيلومتر، ويكمل دورة كاملة حول الكوكب خلال 1.769 يوم أرضي فقط. ومن على سطحه يبدو كوكب المشتري مشهدًا هائلًا يملأ السماء بقطر ظاهري يبلغ نحو 19.5 درجة، أي ما يعادل 39 ضعف الحجم الظاهري للقمر كما يُرى من الأرض، وهو منظر لا مثيل له في النظام الشمسي.

يُعرف آيو بأنه أكثر الأجرام نشاطًا بركانيًا في النظام الشمسي، إذ يضم أكثر من 400 بركان نشط، ولا تزال ثوراته مستمرة حتى اليوم. ويعود هذا النشاط الجيولوجي الاستثنائي إلى ظاهرة تُعرف باسم التسخين المدي، حيث تؤدي قوى الجاذبية الهائلة للمشتري، إلى جانب تأثيرات أقماره الجاليلية الأخرى: أوروبا وغانيميد وكاليستو، إلى شدّ آيو وضغطه باستمرار، مما يولد احتكاكًا هائلًا داخل باطنه يرفع درجات الحرارة إلى مستويات كافية لإذابة الصخور وإطلاق النشاط البركاني بشكل دائم.

وتقذف العديد من براكين آيو أعمدة ضخمة من الكبريت وثاني أكسيد الكبريت يصل ارتفاعها إلى 500 كيلومتر فوق سطحه، بينما تمتد تدفقات الحمم البركانية لمسافات قد تبلغ 500 كيلومتر أيضًا، لتُعيد تشكيل السطح بصورة مستمرة. ولهذا السبب يكاد سطح آيو يخلو من الفوهات الناتجة عن اصطدام النيازك، إذ إن الحمم البركانية تغطيها بسرعة وتُنشئ تضاريس جديدة باستمرار.

ولا يقتصر تميز آيو على براكينه فحسب، بل يضم أيضًا أكثر من 100 جبل تشكلت نتيجة الضغوط الهائلة داخل قشرته الصخرية، ويصل ارتفاع بعض هذه الجبال إلى مستويات تتجاوز ارتفاع جبل إيفرست، أعلى قمة على كوكب الأرض. وعلى خلاف معظم الأقمار الخارجية في النظام الشمسي التي تتكون أساسًا من جليد الماء، يتكون آيو في معظمه من صخور السيليكات التي تحيط بنواة من الحديد المنصهر أو خليط من الحديد والكبريت، وهو تركيب يجعله أقرب في بنيته إلى الكواكب الصخرية.

ويُعد النشاط البركاني المسؤول الأول عن الألوان المدهشة التي تغطي سطح آيو، حيث تمنحه مركبات الكبريت وثاني أكسيد الكبريت درجات متنوعة من الأصفر والأحمر والأبيض والأسود والأخضر، مما يجعله واحدًا من أكثر الأجرام الفلكية تميزًا من حيث المظهر. كما تُكوّن الغازات المنبعثة من البراكين غلافًا جويًا رقيقًا للغاية يتكون في معظمه من ثاني أكسيد الكبريت، ويتغير باستمرار تبعًا للنشاط البركاني.

كان لاكتشاف آيو أثر بالغ في تاريخ علم الفلك، فقد ساهم مع اكتشاف بقية الأقمار الجاليلية في تعزيز قبول نموذج نيكولاس كوبرنيكوس الذي يضع الشمس في مركز النظام الشمسي، كما استُخدمت حركة آيو لاحقًا في تطوير قوانين الحركة الكوكبية للعالم يوهانس كبلر، واعتمد الفلكي أولي رومر على توقيت كسوفاته لإجراء أول قياس ناجح لسرعة الضوء في القرن السابع عشر.

وظل آيو يظهر من الأرض كنقطة ضوئية صغيرة حتى أواخر القرن التاسع عشر وبداية القرن العشرين، عندما سمحت التلسكوبات الكبيرة برؤية بعض تفاصيل سطحه، مثل البقعة الحمراء الداكنة قرب أحد قطبيه. أما النقلة الحقيقية في معرفتنا بهذا العالم فجاءت عام 1979 عندما حلقت مركبتا فوياجر 1 وفوياجر 2 بالقرب منه، لتكشفا لأول مرة عن عالم تغطيه البراكين النشطة والجبال الشاهقة وسطح يخلو تقريبًا من الفوهات الصدمية.

وفي تسعينيات القرن الماضي وبداية القرن الحادي والعشرين، أجرت مركبة غاليلو عدة تحليقات قريبة من آيو، جمعت خلالها بيانات مفصلة عن تركيبه الداخلي، ومجاله المغناطيسي، وطبيعة سطحه، ونشاطه البركاني. كما رصدته لاحقًا مركبة كاسيني أثناء مرورها بالمشتري عام 2000، ثم مركبة نيو هورايزنز عام 2007، بالإضافة إلى مشاهدات مستمرة بواسطة تلسكوب هابل الفضائي، التي وثقت تغيرات مستمرة في براكينه وسطحه.

واليوم يُعد آيو مختبرًا طبيعيًا فريدًا لدراسة النشاط البركاني خارج كوكب الأرض، ويواصل جذب اهتمام العلماء بفضل جيولوجيته العنيفة وتغيراته السريعة، مما يجعله واحدًا من أكثر عوالم النظام الشمسي إثارة وغموضًا، ومفتاحًا لفهم كيفية تشكل وتطور الأجرام الصخرية تحت تأثير الجاذبية الهائلة للكواكب العملاقة.

NGC 1600 هي مجرة إهليلجية عملاقة تقع في كوكبة إريدانوس (النهر)، وتبعد عن الأرض نحو 200 مليون سنة ضوئية. اكتشفها الفلكي ويليام هيرشل عام 1786، وتضم مئات المليارات من النجوم، معظمها نجوم قديمة، بينما يكاد ينعدم فيها تكوّن النجوم الجديدة بسبب قلة الغاز والغبار.

تكمن شهرة هذه المجرة في احتوائها على ثقب أسود فائق الكتلة تبلغ كتلته نحو 17 مليار مرة كتلة الشمس، وهو من أكبر الثقوب السوداء التي جرى قياسها مباشرة. وللمقارنة، فإن الثقب الأسود في مركز مجرتنا درب التبانة تبلغ كتلته نحو 4.3 ملايين كتلة شمسية فقط.

تمكن العلماء من تقدير هذه الكتلة الهائلة من خلال دراسة حركة النجوم حول مركز المجرة، إذ كشفت تأثيرات الجاذبية عن وجود هذا الجسم العملاق.

ويُعد اكتشاف NGC 1600 مهمًا لأنه أظهر أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة يمكن أن توجد حتى في المجموعات المجرية الصغيرة، وليس فقط في العناقيد المجرية الضخمة كما كان يُعتقد سابقًا، مما ساعد على تطوير فهم العلماء لكيفية نمو الثقوب السوداء وتطور المجرات عبر مليارات السنين.

خماسية ستيفان (Stephan's Quintet) هي مجموعة شهيرة تتكون من خمس مجرات تقع في اتجاه كوكبة الفرس الأعظم، وتعد أول مجموعة مجرات مدمجة تُكتشف في تاريخ علم الفلك. اكتشفها عالم الفلك الفرنسي إدوارد ستيفان عام 1877 أثناء عمله في مرصد مرسيليا بفرنسا، وأصبحت منذ ذلك الحين من أكثر مجموعات المجرات دراسةً ورصدًا.

ورغم أن المجموعة تبدو وكأنها تضم خمس مجرات متجاورة، فإن الدراسات الحديثة أظهرت أن أربع مجرات فقط مترابطة فعليًا وتتفاعل مع بعضها بفعل الجاذبية، بينما تقع المجرة إن جي سي 7320 (NGC 7320) في المقدمة، وهي أقرب إلى الأرض بكثير، ويبدو وجودها ضمن المجموعة بسبب الاصطفاف من منظورنا.

وتُعد هذه المجموعة مختبرًا طبيعيًا لدراسة تصادمات المجرات، إذ تؤدي التفاعلات العنيفة بين المجرات الأربع إلى تشكل موجات صدم هائلة وضغط سحب الغاز، مما يحفز ولادة أعداد كبيرة من النجوم الجديدة. أما المجرة NGC 7320 فهي مجرة حلزونية لامعة تتميز بمناطق كثيفة من الهيدروجين المتأين (H II)، والتي تظهر كبقع حمراء ساطعة تمثل مناطق نشطة لتكوين النجوم.

وقد التقط تلسكوب جيمس ويب الفضائي عام 2022 واحدة من أدق الصور لخماسية ستيفان، كاشفًا تفاصيل مذهلة لسحب الغبار والغاز ومناطق تشكل النجوم، إضافة إلى الثقب الأسود الهائل في مركز إحدى المجرات، مما جعل الصورة من أبرز وأجمل الصور الفلكية في العصر الحديث.

إيرندل (Earendel)، المعروف علميًا باسم WHL0137-LS، هو أبعد نجم منفرد اكتشفه الإنسان حتى الآن. أعلن عن اكتشافه في 30 مارس 2022 باستخدام تلسكوب هابل الفضائي، وأصبح مرئيًا بفضل ظاهرة عدسة الجاذبية، حيث عمل عنقود المجرات WHL0137-08 كعدسة طبيعية ضخمة كبّرت ضوء النجم بشكل هائل، مما أتاح رصده رغم بعده الشديد.

انبعث الضوء الذي وصل إلى الأرض من إيرندل عندما كان عمر الكون نحو 900 مليون سنة فقط بعد الانفجار العظيم، واستغرق 12.9 مليار سنة ليصل إلينا. أما اليوم، وبسبب توسع الكون، فيُقدّر أن موقع النجم يبعد عن الأرض بنحو 28 مليار سنة ضوئية.

تشير التقديرات إلى أن إيرندل تزيد كتلته على 50 ضعف كتلة الشمس، ولذلك يُعتقد أنه عاش عمرًا قصيرًا نسبيًا قبل أن ينفجر كمستعر أعظم. كما يعتقد العلماء أنه قد يكون من نجوم الجمهرة الثالثة (Population III)، وهي أول جيل من النجوم التي تشكلت في الكون، والمكوّنة في الغالب من الهيدروجين والهيليوم فقط.

لاحقًا، أجرى تلسكوب جيمس ويب الفضائي مشاهدات أكثر دقة للنجم، مؤكّدًا أنه نجم منفرد ومقدمًا معلومات إضافية عن خصائصه. ويُعد اكتشاف إيرندل إنجازًا علميًا مهمًا، لأنه يتيح للباحثين دراسة النجوم التي وُلدت في المراحل الأولى من تاريخ الكون.

في الصور العميقة التي يلتقطها تلسكوب جيمس ويب الفضائي، تظهر آلاف النقاط الحمراء الصغيرة متناثرة في أرجاء السماء. ورغم أن العلماء يرجحون أن معظمها مجرات بعيدة جدًا، فإن كثيرًا منها لا يزال يحيط به الغموض، ولم تُكشف جميع أسراره بعد.

تبدو هذه الأجرام باللون الأحمر لأن ضوءها قطع مسافات شاسعة عبر الفضاء، فأصبح يُرصد في نطاق الأشعة تحت الحمراء، وهو النطاق الذي صُمم تلسكوب جيمس ويب لدراسته بدقة غير مسبوقة.

ولا تقتصر أهمية هذه النقاط على كونها أجسامًا بعيدة، بل إنها تمثل أهدافًا علمية رئيسية لفهم طبيعتها وخصائصها. فما زال الباحثون يعملون على تحديد أحجامها، وكتلتها، وتركيبها، ومعدل تكوّن النجوم فيها، وما إذا كانت تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة أو ظواهر كونية أخرى.

وبسبب بعدها الهائل وخفوتها الشديد، يصعب تحليل كثير من هذه الأجرام بشكل كامل، لذلك تبقى معلوماتها محدودة حتى مع أقوى التلسكوبات المتاحة اليوم. وقد تكشف الدراسات المستقبلية أن بعضها يختلف عما يعتقده العلماء حاليًا، مما يجعل كل نقطة حمراء موضوعًا محتملًا لاكتشافات جديدة.

ولهذا، لا تُعد هذه النقاط مجرد تفاصيل في صور فلكية، بل هي عوالم بعيدة لا تزال تحمل كثيرًا من الأسرار، ويواصل العلماء رصدها ودراستها على أمل فهمها بصورة أدق في السنوات القادمة.

مجرة عجلة العربة وتسمى أيضا ESO 350-40 (بالإنجليزية: Cartwheel Galaxy) هي مجرة عدسية تبعد عنا حوالى 500 مليون سنة ضوئية وتوجد المجرة في كوكبة معمل النحات ويبلغ قطر المجرة نحو 150 ألف سنة ضوئية أي أنها أكبر بقليل من مجرتنا درب التبانة، تم إكتشاف المجرة من قبل فريتز زفيكي في عام 1941، منذ إكتشافها تعتبر من الهياكل الأكثر تعقيدا التي تم رصدها، المجرة تحتوى على الكثير من النجوم النيترونية والثقوب السوداء مما يتسبب في إصدار الكثير من الاشعة السينية.

يُعد Boomerang Nebula واحدًا من أكثر الأجرام السماوية غرابة وإثارة التي اكتشفها علماء الفلك. فهذا السديم البعيد لا يتميز بجمال شكله فحسب، بل يحمل رقمًا قياسيًا فريدًا، إذ يُعد أبرد مكان طبيعي معروف في الكون. وقد أصبح هدفًا مهمًا للدراسة لأنه يمثل مرحلة نادرة جدًا في حياة النجوم، كما أنه يكشف عن ظواهر فيزيائية لا تُشاهد إلا في أماكن قليلة جدًا في الفضاء.

يقع السديم في كوكبة القنطور في السماء الجنوبية، على مسافة تقارب 5000 سنة ضوئية من الأرض، أي أن الضوء الذي نراه منه اليوم بدأ رحلته قبل نحو خمسة آلاف عام. وقد اكتُشف في أواخر القرن العشرين، ثم كشفت عمليات الرصد بواسطة تلسكوب هابل ومرصد ألما عن تفاصيله المدهشة.

سديم البوميرانغ هو سديم ما قبل كوكبي، وهي مرحلة انتقالية قصيرة يعيشها النجم بعد انتهاء معظم وقوده النووي. في هذه المرحلة يتمدد النجم ليصبح عملاقًا أحمر، ثم يبدأ بقذف طبقاته الخارجية إلى الفضاء بسرعات هائلة، بينما يبقى في مركز السديم نجم ساخن يتجه تدريجيًا إلى التحول إلى قزم أبيض. وتستمر هذه المرحلة لبضعة آلاف من السنين فقط، وهي فترة قصيرة جدًا مقارنة بعمر النجوم الذي يمتد إلى مليارات السنين.

ورغم أن السديم يبدو صغيرًا في الصور، فإن حجمه الحقيقي هائل. إذ يبلغ امتداده من طرف إلى آخر حوالي سنتين ضوئيتين، أي ما يعادل نحو 19 تريليون كيلومتر. ويصل عرضه إلى قرابة سنة ضوئية واحدة، بينما تمتد سحب الغاز والغبار لمسافات شاسعة حول النجم المركزي. ولو وُضع هذا السديم مكان الشمس لامتد إلى مسافات تتجاوز حدود المجموعة الشمسية بأضعاف كثيرة.

وقد سُمّي "سديم البوميرانغ" لأن الصور الأولى أظهرت شكله مشابهًا لأداة البوميرانغ الأسترالية، لكن الصور الحديثة عالية الدقة أوضحت أنه يتكون من فصين ضخمين من الغاز والغبار يخرجان في اتجاهين متعاكسين، فيظهر كأنه ساعة رملية أو جناحا فراشة عملاقة.

ما يجعل هذا السديم فريدًا حقًا هو درجة حرارته المذهلة. فقد تمكن العلماء من قياس حرارة غازه ووجدوا أنها تبلغ حوالي 1 كلفن فقط، أي ما يعادل -272.15 درجة مئوية، وهي أقل من درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية البالغة نحو 2.7 كلفن. ولهذا السبب يُعد أبرد مكان طبيعي معروف في الكون حتى الآن.

ويعود هذا البرود الشديد إلى أن النجم المركزي يقذف الغاز بسرعات تصل إلى نحو 600 كيلومتر في الثانية. وعندما يتمدد الغاز بهذه السرعة الكبيرة يفقد طاقته الحرارية بسرعة هائلة فيما يُعرف بظاهرة التبريد التمددي، فتصل حرارته إلى مستوى أقل من حرارة معظم الفضاء المحيط به.

يتكون السديم أساسًا من غازات الهيدروجين والهيليوم، إضافة إلى أول أكسيد الكربون وكميات كبيرة من الغبار الكوني والجزيئات التي صنعها النجم خلال حياته. وهذه المواد ستنتشر لاحقًا في الفضاء، وقد تدخل يومًا ما في تكوين نجوم وكواكب جديدة، لذلك فإن السدم مثل البوميرانغ تؤدي دورًا مهمًا في دورة حياة المادة داخل المجرات.

أما النجم الموجود في قلب السديم فهو نجم يحتضر، وكان في الماضي يشبه الشمس إلى حد كبير. وبعد أن استنفد معظم وقوده النووي، بدأ يقذف طبقاته الخارجية بعنف، لتتشكل السحب الغازية العملاقة التي نراها اليوم. وبعد مرور آلاف السنين سيتحول هذا السديم إلى سديم كوكبي أكثر إشراقًا، بينما يصبح النجم نفسه قزمًا أبيض صغيرًا شديد الكثافة.

وقد تبدو ألوان السديم في الصور مبهرة بدرجات البنفسجي والأحمر والأزرق، لكن هذه ليست الألوان التي ستراها العين البشرية لو كانت هناك. فالصور التي تلتقطها التلسكوبات العلمية تُعالج رقميًا، وتُستخدم فيها ألوان مختلفة لإظهار توزيع الغازات والغبار ودرجات الحرارة والكثافة، مما يساعد العلماء على دراسة تركيب السديم وفهم حركته.

وتُظهر أرصاد مرصد ألما أن السديم يحتوي على تدفقات غازية عنيفة وسريعة جدًا، بينما كشفت صور تلسكوب هابل عن البنية الدقيقة للفصين والغبار المحيط بالنجم. وقد ساعدت هذه المشاهدات العلماء على فهم كيفية فقدان النجوم لكتلتها في المراحل الأخيرة من حياتها.

ولا يمكن رؤية سديم البوميرانغ بالعين المجردة، كما يصعب رصده حتى بالتلسكوبات الصغيرة، بسبب بعده الكبير وخفوت ضوئه. أما الصور التفصيلية التي يشاهدها العالم اليوم فقد التقطتها مراصد فضائية وأرضية متطورة تمتلك حساسية عالية جدًا.

يبقى سديم البوميرانغ واحدًا من أعجب الأجرام في الكون؛ فهو يجمع بين البرودة القياسية، والحجم الهائل، والشكل الفريد، ويمثل نافذة نادرة لفهم المراحل الأخيرة من حياة النجوم. ورغم أن العلماء اكتشفوا الكثير من أسراره، فإنه ما يزال يخفي تفاصيل قد تكشفها الأجيال القادمة من التلسكوبات، ليظل شاهدًا على التنوع المذهل الذي يملأ الكون الفسيح.

في أعماق الكون، وعلى مسافة تقارب 600 مليون سنة ضوئية من الأرض، توجد واحدة من أغرب المجرات التي اكتشفها الإنسان، وهي مجرة هوج (Hoag's Object). فمنذ اكتشافها في منتصف القرن العشرين، ما زالت تثير دهشة علماء الفلك بسبب شكلها الفريد الذي يكاد يكون مثاليًا، حتى أصبحت رمزًا للأجسام الكونية الغامضة.

اكتشف عالم الفلك الأمريكي آرثر هوج هذه المجرة عام 1950 أثناء دراسته للأجرام البعيدة، ولاحظ أنها لا تشبه المجرات الحلزونية أو الإهليلجية أو غير المنتظمة المعروفة، بل تتكون من نواة مركزية مستديرة تحيط بها حلقة زرقاء لامعة، يفصل بينهما فراغ واسع يبدو خاليًا تقريبًا من النجوم. ولهذا حملت المجرة اسمه، وأصبحت تعرف باسم مجرة هوج.

يبلغ قطر المجرة نحو 120 ألف سنة ضوئية، أي أنها أكبر قليلًا من مجرة درب التبانة. وتتكون من ثلاثة أجزاء رئيسية: نواة صفراء مكونة من نجوم قديمة، وفراغ دائري واسع، ثم حلقة خارجية زرقاء تضم عددًا هائلًا من النجوم الفتية والغازات والسحب الكونية التي ما زالت تشهد ولادة نجوم جديدة.

اللون الأصفر للنواة يدل على أن معظم نجومها قديمة وباردة نسبيًا، أما اللون الأزرق للحلقة فيشير إلى وجود نجوم حديثة التكوين ذات درجات حرارة مرتفعة ولمعان شديد. ويعكس هذا الاختلاف في الألوان تفاوتًا كبيرًا في أعمار النجوم داخل المجرة.

ومن أكثر ما يلفت الانتباه في مجرة هوج هو الفراغ الكبير بين النواة والحلقة. فعلى الرغم من أنه يبدو خاليًا في الصور، إلا أنه ليس فراغًا تامًا، بل يحتوي على كميات قليلة جدًا من النجوم والغازات مقارنة ببقية أجزاء المجرة، مما يزيد من غرابة بنيتها.

وقد اقترح العلماء عدة تفسيرات لتشكل هذه المجرة، إلا أنه لا يوجد حتى اليوم تفسير مؤكد. وتتمثل أبرز الفرضيات في أن مجرة أصغر مرت عبر مركزها قبل مليارات السنين، فأحدثت موجة جاذبية دفعت الغاز والنجوم إلى الخارج، مكوّنة الحلقة الدائرية. وهناك فرضية أخرى ترى أن المجرة تطورت تدريجيًا بفعل عمليات داخلية دون الحاجة إلى اصطدام، بينما يعتقد بعض الباحثين أن تفاعلات جاذبية طويلة الأمد مع مجرات مجاورة ربما ساهمت في تشكيلها.

ومن المصادفات المدهشة التي تظهر في صور مجرة هوج وجود مجرة حلقية أخرى أصغر تبدو داخل الفراغ بين النواة والحلقة. وقد يظن البعض أنها جزء من المجرة نفسها، لكنها في الحقيقة تقع خلفها على مسافة أبعد بكثير، ويعود ظهورها في هذا الموضع إلى اصطفاف نادر على خط النظر من الأرض.

تُعد مجرة هوج من أندر المجرات المعروفة، إذ إن المجرات الحلقية لا تمثل سوى نسبة ضئيلة جدًا من مجموع المجرات في الكون. كما أن انتظام شكلها الدائري يكاد يكون مثاليًا، وهو ما يجعلها من أكثر الأجرام الفلكية التي يحرص العلماء على دراستها لفهم كيفية تشكل المجرات وتطورها عبر مليارات السنين.

ورغم التقدم الكبير في علم الفلك واستخدام التلسكوبات الحديثة، مثل تلسكوب هابل وتلسكوب جيمس ويب، لا تزال مجرة هوج تحتفظ بجزء من أسرارها. فهي تذكرنا بأن الكون ما زال مليئًا بالأجسام التي تتحدى التفسيرات الحالية، وأن كل اكتشاف جديد قد يفتح بابًا لفهم أعمق لتاريخ الكون وبنيته.

إن مجرة هوج ليست مجرد مجرة جميلة المنظر، بل هي دليل على أن الكون يحتوي على تكوينات تفوق الخيال، وأن أسراره لا تزال أكبر بكثير مما عرفه الإنسان حتى اليوم.

تُعد قنطورس A (NGC 5128) واحدة من أكثر المجرات غرابةً ودراسةً في الكون، وتقع في كوكبة قنطورس على بعد يقارب 12 إلى 13 مليون سنة ضوئية من الأرض، وهي من أقرب المجرات النشطة إلينا.

تبدو المجرة للوهلة الأولى إهليلجية الشكل، لكن يقطع مركزها شريط عريض من الغبار والغاز يمنحها مظهرًا فريدًا. ويرجح العلماء أن هذا الشريط تشكل نتيجة اندماجها مع مجرة حلزونية قبل مئات الملايين من السنين، ولا تزال آثار ذلك الاندماج واضحة حتى اليوم.

في قلب قنطورس A يوجد ثقب أسود فائق الكتلة تبلغ كتلته نحو 55 مليون مرة كتلة الشمس، ويحيط به قرص من الغاز والغبار يسقط تدريجيًا نحوه، مولدًا طاقة هائلة. ومن هذه المنطقة تنطلق نفاثتان عملاقتان من الجسيمات المشحونة بسرعات تقترب من سرعة الضوء، وتمتدان لمسافات شاسعة تُرصد بوضوح في موجات الراديو والأشعة السينية، مما يجعل المجرة من أقوى مصادر الإشعاع الراديوي في السماء.

ورغم النشاط العنيف في مركزها، لا تزال قنطورس A تشهد ولادة نجوم جديدة داخل سحبها الكثيفة من الغاز والغبار. وتُرصد المجرة بأطوال موجية مختلفة؛ ففي الضوء المرئي يظهر الشريط الغباري الداكن، بينما تكشف الأشعة تحت الحمراء تفاصيل مركزها، وتُظهر الأشعة السينية والراديوية النفاثات والفصوص العملاقة المحيطة بها.

بفضل قربها النسبي وطبيعتها الفريدة، تُعد قنطورس A مختبرًا كونيًا مهمًا لفهم اندماج المجرات، ونشاط الثقوب السوداء فائقة الكتلة، وتأثيرها في تطور المجرات عبر مليارات السنين.

يُعد سور هرقل–الإكليل الشمالي العظيم (Hercules–Corona Borealis Great Wall) أحد أكبر التراكيب الكونية المعروفة حتى الآن، وهو تجمع هائل من المجرات والعناقيد المجرية يمتد في اتجاه كوكبتي هرقل والإكليل الشمالي، ومن هنا جاءت تسميته. ورغم أن كلمة "سور" توحي بجدار متصل، فإنه في الحقيقة ليس جدارًا صلبًا، بل منطقة واسعة يزداد فيها تركّز المجرات مقارنةً بالمناطق المحيطة، وتتخللها فراغات كونية شاسعة.

أُعلن عن اكتشاف هذه البنية عام 2013 بعد أن لاحظ علماء الفلك تجمعًا غير معتاد لانفجارات أشعة غاما، وهي انفجارات هائلة تصدر عند موت بعض النجوم الضخمة أو اندماج الأجسام فائقة الكثافة. وقد استخدم العلماء مواقع هذه الانفجارات لتحديد أماكن المجرات البعيدة، فظهر نمط يشير إلى وجود بنية كونية ضخمة للغاية.

تشير التقديرات إلى أن طول سور هرقل–الإكليل الشمالي العظيم قد يصل إلى نحو 10 مليارات سنة ضوئية، بينما يقع على مسافة تقارب 10 مليارات سنة ضوئية من الأرض، أي أننا نراه كما كان قبل نحو عشرة مليارات سنة. ويجعله هذا من أضخم التراكيب المعروفة في الكون، متجاوزًا في حجمه معظم العناقيد الفائقة والخيوط الكونية المكتشفة.

أثار هذا الاكتشاف اهتمامًا كبيرًا بين علماء الفلك، لأن وجود بنية بهذا الحجم قد يمثل تحديًا لبعض النماذج الكونية التي تتوقع أن تكون المادة موزعة بصورة أكثر تجانسًا على المقاييس الكونية الكبرى. ومع ذلك، لا يوجد إجماع كامل على طبيعته، إذ يرى بعض الباحثين أنه قد يكون بنية حقيقية مترابطة، بينما يرى آخرون أن حجمه الظاهر ربما يعود إلى محدودية البيانات أو لطريقة توزيع انفجارات أشعة غاما المستخدمة في الدراسة.

ورغم مرور سنوات على اكتشافه، لا يزال سور هرقل–الإكليل الشمالي العظيم موضع أبحاث ودراسات مستمرة، إذ يسعى العلماء إلى فهم تكوينه الحقيقي، ومدى توافقه مع النظريات الحديثة لتشكل الكون وتطوره. ويظل هذا التركيب أحد أكثر الأجسام الكونية إثارةً وغموضًا، ودليلًا على أن الكون ما زال يخفي الكثير من الأسرار التي لم تُكشف بعد.

هذه صورة علمية مُعالجة؛ إذ تجمع بيانات التلسكوب (مثل الأشعة تحت الحمراء أو المرئية) ثم تُضبط الألوان والسطوع لإظهار التفاصيل الخافتة. وهذا إجراء طبيعي تتبعه ناسا والوكالات الفلكية، ولا يعني أن الصورة مزيفة.

فهي ليست صورة للسور بالكامل، لأن السور أكبر بكثير من أن يُصوَّر في لقطة واحدة. بل قد تكون صورة لجزء صغير من المجرات التي تقع ضمن تلك المنطقة أو لتجمع مجري آخر.

سديم الخفاش المظلم (LDN 43) هو سحابة كونية مظلمة تقع في اتجاه كوكبة الحواء (Ophiuchus)، وتتميز بمظهرها الغريب الذي يشبه خفاشًا ضخمًا ناشرًا جناحيه في الفضاء.
يتكون السديم أساسًا من غاز بارد وغبار كوني كثيف يحجب ضوء النجوم الموجودة خلفه، ولذلك يبدو في الصور كمنطقة سوداء وسط حقل مليء بالنجوم. وتُعرف هذه الأجرام باسم السدم المظلمة لأنها لا تصدر ضوءًا مرئيًا قويًا، بل تظهر أساسًا بسبب حجبها للضوء.
ولا يعني مظهره المظلم أنه منطقة فارغة؛ فعلى العكس، يُعد منطقة نشطة لتكوين النجوم. ففي أعماقه توجد مواد كثيفة تنهار بفعل الجاذبية، مكوِّنة نجومًا فتية، وتوجد أيضًا مناطق مضيئة تنتج عن انعكاس ضوء النجوم الحديثة على الغبار.
يمتد LDN 43 على عدة سنوات ضوئية، وتختلف تقديرات المسافة إليه بين المصادر، لذلك ينبغي التعامل مع الأرقام المتداولة بحذر. وتكشف الصور الفلكية الحديثة تفاصيل دقيقة في الغبار والغاز لا تستطيع العين البشرية رؤيتها مباشرة.
وهكذا فإن سديم الخفاش يجمع بين الغموض والجمال؛ فما يبدو لنا كظل أسود عملاق هو في الحقيقة مهد نجمي تختبئ داخله عمليات ولادة نجوم جديدة، في مشهد يوضح كيف يمكن للغبار والغاز في الفضاء أن يشكلا أشكالًا مذهلة.

V838 Monocerotis أو V838 وحيد القرن هو نجم متغير غريب يقع في كوكبة وحيد القرن (Monoceros)، على مسافة تُقدّر بنحو 20 ألف سنة ضوئية من الأرض. اشتهر عالميًا بسبب حدث نجمي استثنائي وقع عام 2002، عندما ازداد سطوعه بصورة هائلة خلال فترة قصيرة.

في بداية عام 2002 شهد النجم عدة زيادات متتالية في لمعانه، ووصل في ذروة الحدث إلى سطوع يجعله من ألمع النجوم في مجرة درب التبانة لفترة وجيزة. لكن ما حدث لم يكن مستعرًا أعظم، ولا يمكن تفسيره ببساطة على أنه انفجار نجمي تقليدي؛ ولذلك يُصنف ضمن الأحداث النجمية العابرة والغامضة.

الصدى الضوئي المذهل

أشهر ما يميز V838 Mon هو الصدى الضوئي (Light Echo). فبعد الانفجار، انتشر الضوء في جميع الاتجاهات، وعندما اصطدم بسحب الغبار المحيطة بالنجم انعكس وتشتت نحو الأرض. ومع وصول الضوء المتشتت إلينا من مناطق غبار مختلفة، بدا في صور تلسكوب هابل وكأن سحابة ضخمة من الضوء تتمدد حول النجم.

وهذا مهم جدًا: السحابة التي تظهر في الصور ليست انفجارًا حقيقيًا يتمدد بهذه السرعة، بل هي ضوء الحدث الأصلي وهو يكشف طبقات الغبار المحيطة بالنجم.

ماذا حدث للنجم؟

بعد وصوله إلى ذروة السطوع، بدأ V838 Mon يخفت تدريجيًا، وأصبح أكثر برودة وانتفاخًا. وما زال السبب الدقيق للحدث موضع دراسة، ومن التفسيرات المطروحة أنه كان نتيجة اندماج أو تفاعل نجمي أو حدث مرتبط بتراكم مادة حول النجم، لكن لا يوجد تفسير نهائي متفق عليه لكل تفاصيل الظاهرة.

وقد كشفت الملاحظات أن النجم محاط ببنية معقدة من الغبار والغاز، ولذلك أصبحت صور الصدى الضوئي فرصة نادرة لدراسة المادة المحيطة بنجم على مسافة هائلة.

لماذا يُعد V838 Mon غريبًا؟

لأنه جمع عدة ظواهر نادرة في حدث واحد: ارتفاع هائل ومفاجئ في السطوع، تغير كبير في درجة حرارة النجم، تمدد ظاهري مذهل للصدى الضوئي، ووجود غبار معقد حوله. كما أن الحدث لم يكن من الأنواع التقليدية المعروفة لانفجارات النجوم.

ويُعد V838 Mon اليوم واحدًا من أشهر الأمثلة على الصدى الضوئي في علم الفلك، وقد ساعدت صوره المتتابعة العلماء على دراسة توزيع الغبار حول النجم بطريقة يصعب تحقيقها بالوسائل العادية.

الخلاصة: V838 وحيد القرن ليس مجرد نجم غريب؛ إنه نجم كشف لنا، من خلال ضوء انفجاره المنعكس عن الغبار، بنية محيطه الكوني على مدى سنوات، ولهذا أصبحت صور هابل له من أكثر الصور إثارة في علم الفلك الحديث.

سديم شريحة الليمون (IC 3568) هو سديم كوكبي يقع في كوكبة الزرافة على بُعد يقارب 4,500 سنة ضوئية من الأرض. حصل على اسمه بسبب شكله الدائري ولونه الأصفر في بعض الصور الفلكية، التي جعلته يبدو كأنه شريحة ليمون معلّقة في الفضاء.

تكوّن السديم عندما وصل نجمه المركزي، وهو نجم شبيه بالشمس في الأصل، إلى نهاية حياته وطرد طبقاته الخارجية إلى الفضاء. أدّى الإشعاع القوي الصادر من بقايا النجم الساخنة إلى تأيين الغاز وجعله مضيئًا.

يبلغ قطر المنطقة المركزية من السديم نحو 0.4 سنة ضوئية، ويتميز بشكله شبه الكروي المنتظم، مقارنةً بكثير من السدم الكوكبية ذات الأشكال المعقدة. ويُعد IC 3568 مثالًا جميلًا على إحدى المراحل الأخيرة في تطور النجوم الشبيهة بالشمس، قبل أن تبرد بقايا النجم المركزي تدريجيًا.

وقد ساهمت صور تلسكوب هابل الفضائي في إظهار تفاصيله الدقيقة وشكله المميز الذي أكسبه لقب سديم شريحة الليمون.

سديم الفقاعة (الإنجليزية: Bubble Nebula) و يعرف أيضا باسم إن جي سي 7635 طبقا للفهرس العام الجديد ؛ أو ك11 حسب كتالوج كالدويل هو عبارة عن رياح من الغاز والغبار أو ما يعرف ب سديم كوكبي تقذفها النجوم المركزية الضخمه ثم تتأين من الطاقة العاليه لضوء النجم الذي انبعثت منه تشبه إلى حد ما ضباب أو غيمه من السديم الكوكبي وهي مضاءة بطريقة كافيه فيمكن رؤيتها بواسطة تلسكوب بصري صغير بالاضافه إلى التقاط الصور لها باستخدام أحدث التقنيات

يقع سديم الفقاعة ضمن كوكبة ذات الكرسي ويبعد بمسافة تقدر بحوالي 10,000 سنة ضوئية عن الأرض، اكتشفه ويليام هيرشل عام 1787.

يعتمد لون السديم على مكوناته الكيميائيه ودرجة تأينها، معظم السدم الكوكبي يتكون من 90% من الهيدورجين، وذلك بسبب انتشاره بين النجوم ولأن طاقة تأينه منخفضه نسبياً، لذلك أكثر السدم شيوعا تظهر باللون الأحمر. لكن إذا توافرت عناصر أخرى مثل الهيليوم، أو الاكسجين أو النتروجين ستظهر السدم بألوان أخرى مثل الأخضر والأزرق أو الأصفر حيث أن تلك الألوان تعتمد على الطاقة الممتصة من تلك الغازات ، فهي عناصر مختلفه و تتأين بطاقات مختلفة.

الفقاعة ناتجة عن ريح نجمي منبعث من نجم مركزي شاب وحار (BD+60 2522) ذو كتلة هائلة تقدر بنحو 15 مرة الكتلة الشمسية، مما يؤدي لإثارة السحابة الغازية السابح فيها فتظهر محمرة. يبلغ قطر سديم الفقاعة حوالي 5 سنوات ضوئية ويقع السديم بالقرب من العنقود النجمي المفتوح مسييه 52.

يُقدَّر عمر العنقود بأقل من 5 ملايين سنة، ويضم عددًا من النجوم الضخمة شديدة الحرارة، ومن بينها نجوم من النوع O، وهي تطلق كميات هائلة من الأشعة فوق البنفسجية والرياح النجمية. تقوم هذه الأشعة بتأيين غاز الهيدروجين المحيط، فيجعله يتوهج، بينما تعمل الرياح النجمية على دفع الغاز والغبار بعيدًا عن مركز العنقود، فتُنشئ التجويف الكبير الموجود في وسط سديم الوردة.

يقع NGC 2244 على بعد نحو 4,500–5,000 سنة ضوئية من الأرض، بينما يبلغ قطر منطقة سديم الوردة بأكملها تقريبًا 120–130 سنة ضوئية، في حين يمتد العنقود نفسه على عشرات السنين الضوئية.

وعلى الرغم من شهرة السديم بصورته الوردية المذهلة، فإن العنقود NGC 2244 أسهل في الرصد من السديم نفسه؛ إذ يمكن رؤية نجومه كحشد نجمي خافت باستخدام المناظير أو التلسكوبات الصغيرة في السماء المظلمة. أما السديم فيحتاج إلى سماء شديدة الظلام، وتساعد مرشحات مثل UHC وO-III على إظهار تفاصيله.

اكتُشف العنقود على يد الفلكي الإنجليزي جون فلامستيد نحو عام 1690، ثم جرى التعرف على السديم المحيط به لاحقًا بواسطة جون هيرشل في القرن التاسع عشر.

باختصار: NGC 2244 هو مجموعة من النجوم الفتية العملاقة التي وُلدت داخل سحابة غازية ضخمة، وأصبحت هذه النجوم مصدر الطاقة الذي ينير سديم الوردة وينحت تجويفه المركزي، ولذلك يُعد النظام بأكمله مثالًا رائعًا على ولادة النجوم وتأثيرها في البيئة المحيطة بها.

واي أر 25 أو أتش دي 93162 HD نجم ولف-رايت يقع في كوكبة القاعدة بجانب نجم إيتا القاعدة. في منطقة غنية بالسدم والسحب العملاقة التي تتجمع على بعد حوالي 8000 سنة ضوئية من الأرض في مجرة درب التبانة.

على الرغم من أن النجم مضيئ جدا لكن يبقى خارج عن الرؤية بالعين المجردة، هذا بسبب الغبار الكثيف والغيوم التي تحجبه. لكن يمكن ملاحظته في مجال الأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء.

خصائص
في تصنيف نجوم وولف-رايت، أتش دي 93162 يمتلك نوع طيفي WN6h + O4F يفترض ان يكون نجم ثنائي. سطوعه أكثر من 6 ملايين مرة من الشمس، يرشحه ليكون واحدا من أكثر النجوم المضيئة المعروفة في مجرتنا وثاني اقوى مصدر للأشعة السينية.

في دراسة أجريت عام 2008 رصدت تغيرات دورية لسرعته الشعاعية دلت عن وجود جرم رفيق باسم (WR e)، المرجح نجم ازرق بفترة مدارية تستغرق 208 يوما.

47 الطوقان في علم الفلك (بالإنجليزية:47 Tucanae أو إن جي سي 104) هو تجمع نجمي كروي، وهو ثاني أشد التجمعات النجمية تألقا في السماء بعد أوميجا قنطورس. ويمكن رؤياه بالعين المجردة كسحابة مضيئة. تشير الأرصاد الفلكية إلى أن التجمع النجمي 47 الطوقان من أكبر وأقدم التجمعات النجمية، ويبعد عن الأرض نحو 15.000 سنة ضوئية؛ فهو ينتمي إلى مجرة درب التبانة.

اكتشافه وتسميته
تأتي تسمية 47 الطوقان من كونه تجمع نجمي كثيف وشديد السطوع كما لو كان جرما سماويا واحدا. قام بدراسته في والقرن الثامن عشر العالم الفلكي الفرنسي «نيكولاس دي لاساي» في عام 1751.


يقع 47 الطوقان بالقرب من سحابة ماجلان الصغرى ولكنه لا ينتمي إليها. ويمكن رؤياه فقط من نصف الكرة الأرضية الجنوبي. يبلغ قطره الظاهري 30′ ، ويبلغ قدره الظاهري 4,9 mag.

قطره بالسنوات الضوئية يقدر بنحو 120 سنة ضوئية ويحوي عدة ملايين من النجوم؛ ومن ضمنها عمالقة حمر. كثافة النجوم في وسطه كثيفة وتبلغ بعض المسافات بينها أقل من 1و0 سنة ضوئية.

موقعه وخصائصه
تم رصد 47 الطوقان بواسطة مرصد فيرمي الفضائي لأشعة غاما، والصور تبين مصادرا فيه تصدر أشعة جاما الشديدة النفاذية (أشد نفاذية في المواد من أشعة إكس). وتشير القياسات إلى احتمال وجود نجوم نباضة ذات دورات أقل من الملي ثانية فيه هي التي تصدر أشعة جاما.

أرييل هو قمر لأورانوس اكتشف في 24 تشرين الأول 1851 بواسطة ويليام لاسيل واكتشف في نقس الوقت مع أومبريل

أرييل يحتل المركز الرابع من حيث الحجم لأقمار أورانوس السبعة وعشرين المعروفة. يدور أرييل ويتعاقب في المستوى الاستوائي لكوكب أورانوس؛ وهو متعامد تقريباً على مدار أورانوس مما يجعله يمر بدورة موسمية قصوى.

في عام 2012 نقلت إلينا المركبة الفضائية فوياجر 2 كثير من المعلومات المفصلة عن أرييل بعد تحليق المسبار بالقرب من أورانوس عام 1986، كما نجح في التقاط صور لما يصل إلى 35% من سطح القمر. لا توجد خطط فعلية للعودة لدراسة القمر بالتفصيل، على الرغم من الأفكار التي تُطرح من وقت لآخر مثل المركبة المدارية ومسبار أورانوس.

أرييل هو ثاني أصغر أقمار أورانوس الخمسة الدائرية الرئيسة بعد ميراندا، والثاني من حيث بعده عن الكوكب. يحتل أرييل المركز الرابع عشر من حيث القطر بين أصغر أقمار المجموعة الشمسية التسعة عشر الكروية المعروفة. يُعتقد أنه يتكون من أجزاء متساوية تقريباً من الجليد والمواد الصخرية. شُكل أرييل –مثل جميع أقمار أورانوس- نتيجة للقرص المزود الذي أحاط بالكوكب بعد فترة قصيرة من تكوينه، وفي الغالب يختلف في أنه –مثل الأقمار الكبيرة الأخرى- يحتوي على لب دخلي من الصخور مُحاط بدثار من الجليد. أرييل لديه سطح معقد يتألف من فوهات صدمية واسعة النطاق تقاطعها أنظمة من الأخاديد وسفوح شديدة الانحدار وسلاسل جبال. يظهر على السطح علامات لنشاط جيولوجي حديث أكثر من أقمار أورانوس الأخرى، ومن المحتمل أن يكون ذلك عائداُ إلى التسخين الحراري في المد والجزر.

اسمه مشتق من قصيدة ألكسندر بوب وقد اقترح اسمه وأسماء بقية الأقمار الرئيسية من قبل جون هيرشل في سنة 1852 بناء على طلب لاسيل.

أجرام هيربج–هارو (Herbig–Haro Objects) هي مناطق مضيئة من الغاز تظهر حول النجوم حديثة الولادة، وتُعد من أبرز الظواهر التي تكشف مراحل تكوّن النجوم.

تتشكل عندما تسقط المادة من سحابة غاز وغبار على نجم وليد محاط بقرص من المادة. ويقذف النجم جزءاً من هذه المادة في نفاثات هائلة تمتد في اتجاهين متعاكسين وبسرعات قد تصل إلى مئات الكيلومترات في الثانية. وعندما تصطدم النفاثات بالغاز المحيط، تحدث موجات صدمية تسخّن الغاز وتجعله يتوهج، فيظهر كجرم هيربج–هارو.

تتميز هذه الأجرام بأشكال مذهلة؛ فقد تبدو كعُقد أو أقواس أو أجنحة ممتدة في الفضاء. ومن أشهرها HH 46/47 وHH 211، الذي رصده تلسكوب جيمس ويب بالأشعة تحت الحمراء وكشف نفاثات صادرة عن نجم أولي شديد الشباب.

ولا تستمر أجرام هيربج–هارو طويلاً بالمقاييس الفلكية، إذ يبلغ عمرها عادة عشرات الآلاف من السنين فقط. لذلك تمثل فرصة نادرة لدراسة اللحظات المبكرة من حياة النجوم، وفهم كيفية خروج المادة منها وتفاعلها مع البيئة المحيطة بها.

باختصار، أجرام هيربج–هارو هي آثار مضيئة تتركها النجوم أثناء ولادتها، وتُعد من أجمل الشواهد على أن عملية تكوّن النجوم ما زالت تحدث في الكون حتى اليوم.

إيدا (/ˈaɪdə/) هو كويكب صغير يتخذ مداراً حول الشمس، ينتمي إلى عائلة كورونيس وهي عائلة من الكويكبات تقع في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري. اكتشف 243 إيدا في 29 أيلول 1884 من قبل الفلكي النمساوي يوهان بليسا، وهو الكويكب رقم 45 الذي يكتشفه. وسمي باسم حورية من الأساطير اليونانية. من قبل الفلكي الهاوي مورس فون كافنر. الملاحظات وعمليات الرصد التلسكوبية التي أجريت فيما بعد صنفت إيدا بأنه كويكب من النوع أس وهو النوع الأكثر عددا في حزام الكويكبات الداخلي. ومثل كل الكويكبات في حزام الكويكبات، فإن مدار إيدا يكمن بين المريخ والمشتري. وتستغرق فترته المدارية حول الشمس 4.84 سنة، وفترة دورانه حول نفسه 4.63 ساعة ومتوسط قطر إيدا 31.4 كم وهذا يعادل (19.5 ميل).

خصائص
243 إيدا هو كويكب غير منتظم الشكل، ويمثل الرقم 243 ترتيب الكويكب في الاكتشاف إذ أن إيدا الكويكب رقم 243 الذي تم اكتشافه منذ العثور على أول كويكب في بداية القرن ال19 وتم تصنيف إيدا كويكب من النوع أس أو (الإنجليزية: S-type) وهي كويكبات ذات تركيبة صخرية. إيدا عضو في مجموعة من الكويكبات تسمى عائلة كورونيس (الإنجليزية: Koronis) يعتقد أنها من بقايا تحطم جسم أضخم، قطره نحو 200-300 كيلومتر (120-180 ميل) تحطم على الأقل بعد تشكل النظام الشمسي قبل نحو 4.5 مليار سنة. وتبلغ كتلة إيدا ما بين 3.65 و4.99 × 1016 كلغ

الاكتشاف وعمليات الرصد
243 إيدا كويكب من عائلة كورونيس وهي عائلة من الكويكبات تقع في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري. وقد تم اكتشافه في 29 أيلول 1884 من قبل الفلكي النمساوي يوهان بليسا في مرصد فيينا، وهو الكويكب رقم 45 الذي يكتشفه بليسا، وسمي باسم حورية من الأساطير اليونانية من قبل الفلكي الهاوي مورس فون كافنر، وقد تم تصنيف إيدا كعضو من عائلة كورونيس من قبل الفلكي الياباني كياسوجو هيراياما الذي اقترح في عام 1918 أن المجموعة تضم بقايا تحطم جسم أضخم، قطره نحو 200-300 كيلومتر. تم قياس انعكاس الطيف يوم 16 سبتمبر 1980 من قبل علماء الفلك ديفيد جيه ثالون وإدوارد اف.ديتيسكو، كجزء من مسح الكويكب الثامن (ECAS). وكان طيف إيدا مطابق لكويكبات تصنيف S. أجريت عمليات رصد عديدة لإيدا في أوائل عام 1993 من قبل مرصد أوك ريدج ومحطة مرصد البحرية الأمريكية مما ساعد في تحسين قياس مدار إيدا حول الشمس وقلل من الشك حول موقعه أثناء تحليق مسبار غاليليو من 78 إلى 60 كم.

مجرة NeVe 1 هي مجرة إهليلجية عملاقة ، وهي المجرة المركزية والمهيمنة والأكثر سطوعًا في عنقود الحواء. تقع على بُعد حوالي 411 مليون سنة ضوئية من الأرض، وتقع خلف منطقة التجنب في السماء. وهي المجرة المضيفة لانفجار عنقود الحواء العملاق ، وهو الحدث الفلكي الأكثر طاقةً المعروف من قبل.

على الرغم من وجودها في عنقود الحواء الكبير القريب نسبياً، إلا أنه نظراً لموقعها خلف قرص مجرة درب التبانة بالنسبة للمشاهد على الأرض (المعروف باسم منطقة التجنب )، فإن غالبية العنقود بما في ذلك NeVe 1 محجوبة بشدة وغير مرئية للعين المجردة، بحيث لا يمكن مشاهدتها إلا في أطوال موجية كهرطيسية تتجاوز الطيف المرئي ، مثل الأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء .

عند رصدها لأول مرة عام 1985، اعتُقد في البداية أنها سديم كوكبي ضمن مجمع سحابة رو أوفيوتشي الضخم، وهو مجمع تنشأ فيه نجوم. وفي فهرس نشره الفلكيان الألمانيان ثورستن نيكل و"هانز فيرنبرغ " باستخدام بيانات مستقاة من مسح بالومار السماوي ، صُنِّف هذا الجسم كأول مدخل في أطلسهما للسدم الكوكبية المجرية ( NeVe ) ، نسبةً إلى اسمي عائلتيهما ("نيكل" و "فيرنبرغ" ). ثم أُدرج "السديم الكوكبي" لاحقًا في فهرس ستراسبورغ-ESO للسدم الكوكبية المجرية عام 1991.

في مسح لاحق باستخدام ستة أفلام من أطلس المسح السماوي ESO/SERC، تم تحديد ما لا يقل عن 4100 مجرة، بما في ذلك NeVe1. وقد تأكد ذلك من خلال رصد انبعاثات أشعة سينية وموجات راديوية شديدة السطوع من الجسم، مما يدل على وجود نواة مجرية نشطة ، وهذا ما دعى إلى تحديدها على أنها ليست سديمًا كوكبيًا قريبًا من نجم يحتضر، بل أنها مجرة عملاقة كاملة تقع خلف مجرة درب التبانة.

تلال ألان 84001 (الإنجليزية: Allan Hills 84001) (يختصر عادة ALH84001 )) هو حجر نيزكي عثر عليه في تلال ألان، في القارة القطبية الجنوبية في 27 ديسمبر 1984، من قبل فريق أمريكي من صائدي النيازك بقيادة «ديفيد مكاي» تابع ل [برنامج البحث عن النيازك في القارة القطبية الجنوبية] ANSMET ؛ ويعتقد أن نيزك ALH84001 مصدرة المريخ. ومع ذلك، فإنه لا يتناسب مع أي من مجموعات نيازك المريخ المكتشفة سابقا. في وقت أكتشاف النيزك ALH84001 كانت كتلتة 1.93 كجم (4.3 رطل). ومن المعروف أن هذا الحجر النيزكي أكتسب اهتماما مكثفا من وسائل الإعلام في عام 1996 عندما ادّعت مجموعة من العلماء أنه قد وجدت أدلة على وجود أحافير مجهرية بكتيرية مريخية في الحجر النيزكي، وبلغت ذروتها في ذلك الوقت عندما القى الرئيس الاميركي بيل كلينتون خطابا حول هذا الاكتشاف المحتمل.

كانت هذه الادعاءات مثيرة للجدل منذ البداية، وفي نهاية المطاف رفضت أطروحة فرضية من الأوساط العلمية بعد أن تم مناقشة جميع السمات غير العادية في النيزك دون الحاجة إلى وجود حياة. وعلى الرغم من عدم وجود أدلة مقنعة على وجود حياة مريخية، فإن البحوث الأولية والاهتمام العلمي والشعبي الذي تسببت بة هذة الفرضية يعتبر نقطة تحول في تاريخ علم الأحياء الفلكي النامي.

وصفه
هو نيزك متكون من حبيبات «ارثوبيروكسين» ويعتبر أنه ينتمي فئة نيازك SNC ، التي تصنف بأنها SNC-اورثوبيروكسينيت. وهو بالمقارنة بنيازك أخرى من نيازك المريخ فهو أطول منها عمرا، أي أقدم منها كثيرا. وقد عين عمره بطريقة إشعاع لوتيتيوم-هافنيوم ويبلغ عمره نحو 1و4 مليار سنة؛ وهذا قريب من عمر الأرض الذي يقدر بنحو 5و4 مليار سنة. وطبقا لهذا العمر الطويل الذي حددته القياسات بالإشعاع للنيزك ALH 84001, فيعتقد أنه نتج من اصتدام أحد النيازك بكوكب المريخ قبل نحو 10 ملايين سنة؛ ونُطر على إثر هذا الاصتدام من سطح المريخ وسقط على الأرض قبل نحو 13.000 سنة.

سديم الراي اللساع Stingray Nebula (Hen 3-1357) هو أصغر (عمراً) سديم كوكبي معروف أكتشف في عام 1971 كسديم كوكبي أولي وتم تصنيفه من قبل كارل غوردون هنيز في عام 1976 يقع سديم الراي اللساع في اتجاه كوكبة المجمرة الجنوبية على بعد 18,000 سنة ضوئية. وبالرغم من أن حجمة يقارب 130 ضعف حجم النظام الشمسي إلا أن حجمة يعادل تقريبا 1/10 حجم معظم السدم الكواكبية المعروفة الأخرى. وقبل أربعين عاما كان سديم الراي اللساع لا يزال سديم كوكبي أولي لم يسخن الغاز فية بعد ولم يتأين. ويقع في وسط سديم الراي اللساع نجم سريع التطور يطلق علية (SAO 244567).

في علم الفلك السديم العاكس أو سديم الانعكاس (الإنجليزية: Reflection Nebula) هو سحابة من الغبار والغاز لا تخلق ضوء خاص بها، ولكن لمعانها ناتج من خلال أنعكاس الضوء القادم من نجم أو من عدة نجوم قريبة ومحيطة بها. في سدم الانعكاس يكون انعكاس ضوء النجوم على ذرات الغاز غير كافي لتأيين الغاز في السديم وإنشاء سديم إشعاعي، ولكن هذا الانعكاس كافي لجعل الغبار مرئي. الطيف الترددي لضوء سديم عاكس منتشر مستقطب قليلا ولديه طيف مماثل لتلك الصادرة من النجوم المضيئة. ومن بين الجسيمات المجهرية المسؤولة عن الانتشار مركبات الكربون ومركبات أخرى مثل الحديد والنيكل. عنصرا الحديد والنيكل غالبا ما تنحاز إلى المجال المغناطيسي للمجرة وهذا يؤدي إلى انتشار الضوء واستقطاهة قليلا في الغالب نحو ألأزرق. وقد يحدث أن يتواجد السديم بالقرب من نجم أكثر برودة، في هذه الحالة سيكون لون السديم مائل للأصفرار حيث أن موجات الضوء الأزرق الصادرة من نجم بارد في مثل هذه الحالة تكون قليلة ولا تكفي لانتشار عبر مسافات كبيرة من الفضاء. حجم السديم لا يتم تحديده عن طريق حجم سحابة الغبار عبر منطقة تواجدها، ولكنه بالأحرى يحدد بالمنطقة التي ينتشر فيها اللمعان خلال المساحة المحيطة. وغالبا ما تظهر السدم المنعكسة والسدم الانبعاثية معا في بعض الأحيان ويشار إليها حينئذ بالسدم المنتشرة. ويرجع تصنيف السدم إلى سديم إشعاعي وسديم عاكس إلى العالم الفلكي إدوين هابل في عام 1922.