77 أو مسييه 77 (الإنجليزية: Messier 77 أو NGC 1068) هي مجرة حلزونية تبعد نحو 47 مليون سنة ضوئية عن مجرتنا في كوكبة قيطس. وتحوي مجرة مسييه 77 نواة مركزية نشطة يخفيها الغبار الكوني في مجال الضوء المرئي. ويتكون الغبار من جزيئات وبلازما ساخنة.

ونظراً لأن الغبار الكوني معتم بالنسبة للضوء المرئي ويمتصه، إلا أن الأشعة تحت الحمراء ذات الموجات الطويلة نسبيا تعتبر شفافة لها. وقد عُرفت تفاصيل النواة المخفية عن طريق قياس الأشعة تحت الحمراء والأشعة الراديوية بالمرصد تلسكوب بالغ الكبر VLT. ويوجد ثقب أسود فائق الضخامة سريع النمو في هذه المجرة. وتندفع رياح قوية من مركز هذه المجرة بسرعة ملايين الكيلومترات في الساعة، وهذه الرياح تُشكل دوامة حول الثقب الأسود ذي الكتلة الهائلة الذي يقع في المجرة.

4 فيستا (الإنجليزية: 4 Vesta) هو ثاني كويكب بالنسبة إلى كتلته يٌكتشف في حزام الكويكبات الذي يشغل المسافة بين المريخ والمشتري. ويبلغ قطره 530 كيلومتر وتبلغ كتلته نحو 9% من مجمل كتله الكويكبات في ذلك الحزام.

الاسم الرسمي (4) فيستا (ينطق [ˈvεsta] ؛ يأتي الرقم 4 من تسمية الكويكبات وفقًا لترتيب الاكتشاف (1 سيريس، 2 بالاس، (3) جونو، 4 فيستا).

اكتشفه العالم الفلكي الألماني هاينريش أولبرز في 29 مارس 1807 وأعطاه هذا الاسم الذي يرجع إلى إلهة البيت في الأساطير الرومانية فيستا.

نيزك فيستا هو - مثل سيريس وربما بالاس أيضًا - كوكب أولي من وقت تكوين النظام الشمسي ، والذي لم يجد ما يكفي من المواد في بيئته ليتطور إلى كوكب أكبر. يحتوي على نسبة عالية نسبيًا من المعادن، وهو بيضاوي الشكل إلى حد ما (ربما بسبب اصطدام مبكر)، وهو الكويكب الوحيد الذي يمكن رؤيته أحيانًا بالعين المجردة.

دخلت مركبة الفضاء داون التابعة لناسا مدار فيستا في 16 يوليو 2011 في رحلة استكشافية لمدة عام، وغادرت مدار فيستا في 5 سبتمبر 2012 في طريقها إلى وجهتها النهائية، سيريس. يواصل الباحثون دراسة البيانات التي جمعتها داون للحصول على رؤى إضافية حول تكوين وتاريخ فيستا 4.

خصائصه والسطوع
فقد 4 فيستا نحو 1% من كتلته خلال اصطدام حدث منذ مليار من السنين. وقد سقطت كثير من أجزائه الناتجة عن هذا الاصطدام على الأرض على هيئة نيازك (HED) وهي تدل على وجوده.

يبلغ أكبر بعد لكويكب 4 فيستا عن الشمس أقل من أقصر مسافة ل سيريس (كوكب قزم) بالنسبة للشمس. في 10 فبراير 2009 أثناء اقرب مسافة بين سيريس والشمس يصبح 4 فيستا بعيدا عنها، رغم أن فلكه يعتبر داخل فلك سيريس.

يتوافق شكل فيستا مع شكل بيضاوي ثلاثي المحاور بنصف قطر 280 كم و272 كم و227 كم (± 12 كيلومتر). فيستا ليس في حالة توازن هيدروستاتيكي وبالتالي لا يُحسب ضمن الكواكب القزمة.

بالنسبة للكتلة، تم حساب قيمتها 1,36 (± 0,05) × 10−10 كتلة شمسية، أي (2,71 × 1020 كيلوغرام) وبالتالي كثافة متوسطة تبلغ 3.7 (± 0.3) جرام/سنتيمتر مكعب . تبلغ فترة دوران الكويكب حول نفسه حوالي 5.3 ساعات.

بالمقارنة مع الكويكبات الأخرى، يتمتع فيستا بسطح لامع نسبيًا مع بياض يبلغ 0.42. أثناء مقابلته الأرض يكون بين 1.14 وحدة فلكية و1.59 وحدة فلكية من الأرض ويصل إلى سطوع ظاهري يصل إلى 5.2mag. وهذا يجعله ألمع كويكب في السماء الليلية ويمكن رؤيته بالعين المجردة في السماء المظلمة دون تلوث ضوء المدن.

تكوينه الجيولوجي
توجد لدى علماء الفلك عددا كبيرا (نحو 200) من النيازك سقطت على الأرض تسمي نيازك HED تعطينا صورة عن تكوينه الجيولوجي.وهو ذو قلب من معدني الحديد والنيكل تعلوها طبقة من صخر الأوليفين وقشرة تحتوي على حبيبات الكالسيوم والألمونيوم وهي من أوائل العناصر المكونة للمجموعة الشمسية منذ نحو 4.600 مليون سنة.

جرم هوغ أو مجرة هوغ مجرة غير نموذجية من النوع المعروف باسم مجرة حلقية. سميت المجرة نسبة للفلكي الأمريكي آرثر هوغ الذي اكتشفها في عام 1950 والتي تم تحديدها على أنها إما سديم كوكبي أو مجرة غريبة مجرة هوج تقع في إتجاة كوكبة الحية على بعد 600 مليون سنة ضوئية

خصائص
مجرة هوج مجرة حلقية مثالية تتكون من النجوم الزرقا الحديثة والساخنة تشكل حلقة حول نواة صفراء قديمة، قطر اللب الداخلي 6 "(ثانية من قوسية) حوالي 17 ± 0.7 الف سنة ضوئية (5.3 ± 0.2 الف فرسخ فلكي) في حين أن الحلقة المحيطة بها قطرها الداخلي 75 ± 3 الف سنة ضوئية (24.8 ± 1.1 الف فرسخ فلكي) ويبلغ قطرها الخارجي من 121 ± 4 الف سنة ضوئية (39.9 ± 1.7 الف فرسخ فلكي)، وهي أكبر قليلا من مجرة درب التبانة.

كاليستو أو المشتري 4 (اليونانية Καλλιστώ) هو ثاني أكبر أقمار المشتري بعد جانيميد وهو ثالث أكبر قمر في المجموعة الشمسية بعد جانيميد وأكبر أقمار زحل تيتان وأكبر جسيم في المجموعة الشمسية بدون تقسيم كوكبي. تم اكتشاف كاليستو في عام 1610 بواسطة جاليليو جاليلي. بقطره البالغ 4821 كم فإن كاليستو يساوي تقريبا 99% من قطر كوكب عطارد ولكن فقط ثلث كتلته. كاليستو هو رابع الأقمار الجاليلية بعدا عن المشتري بنصف قطر مداري يساوي 1883000 كم. كاليستو ليس في رنين مداري مثل الأقمار الجاليلية الثلاثة الأخرى أيو وأوروبا وجانيميد ولذا فإنه ليس ساخنا بفعل المد. دوران كاليستو في تقييد مدي في مداره حول المشتري بحيث أن وجه واحد فقط من القمر يواجه داخليا طول الوقت ولذا فإن المشتري يظل ثابتا في سماء كاليستو. كما أنه الأقل تأثيرا بمجال المشتري المغناطيسي عن الأقمار الداخلية الأخرى بسبب مداره البعيد حيث أنه يقع بالكاد خارج الحزام الإشعاعي للمشتري. يتكون كاليستو من كميات متساوية تقريبا من الصخور والجليد بكثافة تساوي 1.83 جم/سم مكعب مما يجعله الأقل كثافة والأضعف جاذبية بين أقمار المشتري الأساسية. المواد المرصودة طيفيا على سطح القمر هي جليد الماء وثاني أكسيد الكربون والسليكيات بالإضافة إلى بعض المركبات العضوية. أظهر الفحص بواسطة سفينة الفضاء جاليليو أن كاليستو ربما يمتلك لبا من السليكات وربما محيط من الماء تحت السطح تحت عمق يزيد على 100 كم.

تُعَدّ البقعة الحمراء العظيمة أضخم وأبرز معلم مرئي في الغلاف الجوي لكوكب المشتري، وهي في جوهرها عاصفة عملاقة مضادة للأعاصير، أي منطقة ضغط مرتفع تدور دورانها المميز منذ قرون. يبلغ اتساعها الحالي نحو 16350 كيلومتراً، وهو ما يعادل نحو 1.3 ضعف قطر الأرض، غير أن أبعادها لم تكن ثابتة عبر الزمن، إذ كانت في أواخر القرن التاسع عشر تتجاوز 40 ألف كيلومتر، ما يعني أنها فقدت أكثر من نصف اتساعها خلال ما يقارب قرناً ونصف، وتشير التقديرات إلى أنها قد تصبح شبه دائرية الشكل بحلول عام 2040 إذا استمر معدل الانكماش الحالي.

يرجع أقدم رصد محتمل لبقعة داكنة على المشتري إلى جيوفاني كاسيني عام 1665، غير أن استمرار تلك البقعة تحديداً حتى اليوم يبقى فرضية محل نقاش علمي أكثر منه حقيقة مؤكدة، إذ رجّحت دراسة صدرت عام 2024 أن تلك البقعة الأصلية ربما تلاشت فعلاً واستُبدلت بأخرى نشأت لاحقاً. أما التوثيق الدقيق فيعود إلى أول رسم لـ"التجويف" الذي تستقر فيه البقعة، وضعه الفلكي الألماني الهاوي صمويل هاينريش شفابه عام 1831، فيما لم يبدأ الرصد المستمر والموصوف للبقعة ذاتها إلا اعتباراً من عام 1878 على يد الفلكي الأمريكي كار والتر بريتشيت، وهو ما يجعل عمرها المؤكد يتجاوز القرن ونصف القرن من الزمن.

ولونها الأحمر المميز، والذي لا يُعرف سببه الدقيق على وجه اليقين حتى الآن، يُعزى إلى تفاعلات كيميائية ضوئية تحدث في الطبقات العليا من غيومها، حيث تتفاعل مركبات كالفوسفين والأمونيا مع الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس، منتجة مركبات معقدة تُعرف بـ"الكروموفورات" تمنحها هذا اللون. غير أن هذا اللون ليس ثابتاً، بل يتغير في شدته ودرجته عبر العقود، فقد كان أكثر احمراراً وكثافة في أواخر القرن التاسع عشر وأوائل العشرين، بينما شحب في فترات أخرى إلى وردي باهت كاد يختفي بصرياً، ثم رُصد في العقد الأخير تحول ملحوظ نحو البرتقالي الغامق، وهي تقلبات يُرجَّح ارتباطها بتغير تركيز الكروموفورات استجابةً لشدة الأشعة فوق البنفسجية أو لحركة الغازات الصاعدة من الأعماق.

أما من الناحية الحركية، فتبلغ سرعات الرياح عند أطراف العاصفة أكثر من 400 كيلومتر في الساعة، وقد بيّنت دراسة حديثة اعتمدت على راصد هابل الفضائي أن متوسط سرعة هذه الرياح ازداد فعلياً بنسبة تصل إلى ثمانية بالمئة بين عامي 2009 و2020، وهو أمر وصفه الباحثون بأنه مفاجئ، إذ كان يُفترض منطقياً أن يقترن انكماش حجم العاصفة بتباطؤ حركتها لا تسارعها. أما فترة دورانها الكاملة فليست ثابتة الإيقاع، إذ سجلت بعثة فوييجر عام 1979 فترة قاربت سبعة أيام، بينما رُصدت عام 2008 فترة أقرب إلى أربعة أيام ونصف، وسُجلت في عامي 2013 و2014 فترة قصيرة استثنائية بلغت نحو 3.6 أيام فقط، ما يشير إلى أن دورانها يتسارع ويتباطأ عبر السنين تبعاً لعوامل داخلية لم تُفهم بشكل كامل بعد.

ويكمن سرّ استمرار هذه العاصفة لقرون، خلافاً للعواصف الأرضية التي لا تعيش سوى أيام أو أسابيع بسبب احتكاكها باليابسة والمحيطات، في كونها تستمد طاقتها من حرارة داخلية متبقية من تكوّن كوكب المشتري نفسه، تغذي تيارات حمل حرارية ضخمة من الأسفل دون انقطاع، إضافة إلى اندماج دورات ومضطربات أصغر معها بين الحين والآخر، وهو ما يجدد طاقتها باستمرار. ومع ذلك، فإن هذا الاستقرار الظاهري لا يعني ثباتاً مطلقاً، إذ لوحظت منذ عام 2019 ظاهرة "التمزقات" الصغيرة التي تنفصل أحياناً عن حافة البقعة على هيئة شرائط حمراء تندمج في الغيوم المحيطة، وهي عملية تُفسَّر كنوع من تصريف الطاقة الزائدة أو إعادة توازن داخلي، غذّت تكهنات بعض الفلكيين باحتمال تلاشي البقعة خلال العقود القادمة، مقابل رأي آخر يرى أن هذا التقلص قد يكون جزءاً من دورة طبيعية متكررة.

أما من حيث إمكانية رصدها من الأرض، فالبقعة الحمراء العظيمة ليست من الأجرام التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة أو بمنظار بسيط، ذلك أن قطرها الزاوي كما يُرى من الأرض صغير جداً رغم ضخامتها الفعلية، نظراً للمسافة الهائلة التي تفصلنا عن المشتري. ويحتاج راصدها الهاوي عادة إلى تلسكوب بفتحة لا تقل عن 150 إلى 200 مليمتر (أي 6 إلى 8 إنشات) في أجواء صافية ومستقرة، مع استخدام عدسة عينية توفر تكبيراً معقولاً، إذ إن التباين اللوني بين البقعة والغيوم المحيطة بها ضعيف نسبياً ويصعب تمييزه بأجهزة أصغر، خاصة في الفترات التي يشحب فيها لونها كما ذُكر سابقاً. ويُفضَّل استخدام مرشحات لونية معينة، كالمرشح الأزرق أو الأخضر المصفر، لتعزيز التباين بين البقعة الحمراء وما حولها من غيوم بيضاء أو صفراء، وهي تقنية شائعة بين هواة التصوير الفلكي.

ومن الاعتبارات المهمة عند الرصد أن البقعة لا تكون مرئية دوماً في الجهة المواجهة للأرض، بل تظهر فقط حين تكون في مواجهة الراصد أثناء دوران الكوكب حول نفسه، وتتوفر جداول ومواقع فلكية متخصصة تحسب مواعيد "عبور" البقعة أمام قرص المشتري بدقة لكل ليلة رصد، بحيث يمكن للراصد أن يخطط لوقت مشاهدتها ضمن نافذة زمنية تمتد نحو خمسين دقيقة قبل وبعد لحظة العبور المركزي. كذلك فإن أفضل أوقات الرصد تكون حين يكون المشتري في وضع "المقابلة" الفلكية، أي حين يقع على الجانب المقابل للشمس من الأرض، إذ يكون حينها في أقرب نقطة له منا وأكثر سطوعاً ووضوحاً في السماء الليلية.

نيزك ويليامت، المعروف محليًا باسم "تومانواس"، من أضخم النيازك الحديدية المكتشفة على وجه الأرض. عرفه سكان المنطقة الأصليون من قبيلة كلاكاماس الشينوك منذ أجيال سبقت وصول المستوطنين الأوروبيين، واعتبروه أثرًا مقدسًا هبط من عالم القمر يصل السماء بالأرض والماء، ونسجوا حوله طقوسًا دينية تتضمن جمع مياه الأمطار المتجمعة في تجاويفه لأغراض الشفاء والتطهير الروحي، بوصفه بوابة تواصل بين المحاربين والقوى الغيبية.

في عام 1902 اكتشفه رسميًا مستوطن ويلزي الأصل يُدعى إليس هيوز في مقاطعة كلاكاماس بولاية أوريغون، على أرض مملوكة لشركة "أوريغون آيرن آند ستيل". نقله هيوز سرًا بعربة بدائية عبر مسافة ميل ونصف الميل إلى أرضه الخاصة محاولًا تثبيت ملكيته، وعرضه على الجمهور مقابل أجر. اكتشفت الشركة الأمر ورفعت دعوى قضائية عام 1903 حكمت لصالحها، فاستعادت النيزك وباعته عام 1905 للسيدة ويليام إي. دودج، التي تبرعت به عام 1906 للمتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي في نيويورك، حيث استقر معروضًا حتى اليوم، ونُصب عام 1997 بشكل عمودي ضمن "قاعة الكون" في مركز روز للأرض والفضاء.

فيزيائيًا، يزن النيزك أكثر من 14 ألف كيلوغرام (نحو 15.5 طن)، وهو أضخم نيزك عُثر عليه في الولايات المتحدة والسادس عالميًا وقت اكتشافه، وإن تراجع الترتيب لاحقًا بعد اكتشاف نيازك أضخم في الصومال والأرجنتين. تبلغ أبعاده نحو ثلاثة أمتار ارتفاعًا ومترين عرضًا ومترًا وربع عمقًا، بشكل غير منتظم أقرب إلى عمل فني. يتكون من الحديد (أكثر من 91%) والنيكل (نحو 8%) مع آثار كوبالت وفوسفور وإيريديوم وجرمانيوم وغاليوم، وهو من فئة النيازك الحديدية الأوكتاهيدرايت متوسطة الحبيبات. تُغطي سطحه تجاويف عميقة ناتجة عن ذوبان جزئي أثناء دخوله الغلاف الجوي، وعن تعرية كيميائية لاحقة إذ تفاعلت مياه الأمطار مع مادة "التروليت" داخله فأنتجت حمضًا كبريتيًا أذاب أجزاء من المعدن تدريجيًا.

من الناحية الجيولوجية، يُرجّح العلماء أن أصله كوكب بدائي تحطم في المراحل المبكرة لتشكّل المجموعة الشمسية، وأن هذه الشظية كانت جزءًا من نواته الحديدية النيكلية. لم يُعثر عند موقع اكتشافه على فوهة ارتطام تناسب حجمه، ما يرجّح أنه سقط أصلًا في كندا أو مونتانا، ثم نُقل محمولًا داخل كتلة جليدية وترسّب في وادي ويليامت إثر فيضانات "ميسولا" قبل نحو 13 ألف عام.

ظلت قبيلة كلاكاماس تطالب باستعادة النيزك بوصفه إرثًا روحيًا، وتوصلت مع المتحف عام 2000 لاتفاق أولي بأداء طقس روحي سنوي حوله. وفي عام 2005 رفعت القبائل المتحالفة في غراند روند دعوى قضائية رسمية، انتهت في العام نفسه باتفاق نهائي يقضي ببقاء النيزك في المتحف بشكل دائم مقابل استمرار الطقس السنوي، وهو ترتيب لا يزال ساريًا حتى اليوم.

سديم البحيرة M8 أو سديم البحيرة الشاطئة أو سديم اللاجون و يعرف بشكل عام بأسم «سديم البحيرة» و هو عبارة عن سحابة غازية يقع في كوكبة القوس و يبلغ مقدار إضاءتها 4.6+ قدر ظاهري من خلال النجوم التي بداخلها و يبلغ قطر هذا السديم 110 سنة ضوئية و يبعد عن الأرض بمسافة 4100 سنة ضوئية. و يمكن أعتبارها «دار حضانة للنجوم» حيث أن العديد من النجوم الجديدة تتشكل في هذا السديم و التي تنشأ من سحابة عظيمة من الغاز.

سديم البحيرة مسجل في الفهرس العام الجديد و يتحوي على عنقود نجمي مفنتوح أسمه NGC 6523

الأكتشاف و سبب التسمية
اكتشف عالم الفلك الإيطالي جيوفاني باتيستا هوديرنا مسييه قبل عام 1654. و أدرج هوديرنا السديم في المرتبة رقم في الكتالوج الخاص به. و أكتشف عالم الفلك الإنجليزي جون فلامستيد هذا الجسم بشكل مستقل حوالي عام 1680 و أضافه برقم 2446 في كتالوجه الخاص. و في عام 1746 حل عالم الفلك السويسري جان فيليب دى تشيزو بعض النجوم في مسييه 8 و صنّفها على أنها عنقود. و في العام التالي ، لاحظ عالم الفلك الفرنسي غيلوم لي جنتيل كُلاً من سديم البحيرة و العنقود المرتبط به. في مذكراته الخاصة , و الغبار النجمي للسديم على شكل بحيرة يُرى على يسار مركز العنقود هو ما أكسب سديم البحيرة أسمه. الأمتداد الخافت للسديم إلى الشرق ، و الذي يمتد لحوالي 25 سنة ضوئية ، له تسميته الخاصة في فهرس السدم وعناقيد النجوم حيث يسمى بأسم IC 4678.

القمر كاليك (الإنجليزية: Kalyke) المعروف أيضاً باسم المشتري الثالث والعشرون (الإنجليزية: Jupiter XXIII)، هو قمر طبيعي غير نظامي يتحرك بحركة تراجعية تابع لكوكب المشتري. و ينتمي هذا القمر إلى مجموعة كارم المكونة جميعها من أقمار غير نظامية وتتحركة بحركة تراجعية دائرة حول المشتري على مسافة تتراوح بين 23 و 24 جيجامتر وزاوية ميلان تبلغ تقريباً 165°.

اكتشافه
اكتشف هذا القمر فريق من علماء الفلك من جامعة هاواي بقيادة سكوت شيبارد في عام 2000 للميلاد، وتمت تسميته مؤقتاً بالاسم S/2000 J 2.

خصائصه
يدور هذا القمر حول كوكب المشتري على مسافة متوسطة تبلغ 23,181 ميغامتر في 721.021 يوماً، بزاوية ميل يبلغ قدرها 166 درجة في اتجاه (°165 من خط الاستواء في المشتري) حسب مسير الشمس مع شذوذ مداري يبلغ قدره 0.2140. و يبلغ قطر هذا القمر حوالي 5.2 كيلومترات.

النياط سيغما Sigma Scorpii (σ Sco, σ Scorpii) وعند العرب نجم سيغما العقرب وتاو العقرب هما النياط. النياط هو نظام نجمي في كوكبة العقرب من القدر الظاهري (+2.88) مما يجعله أحد النجوم الأكثر سطوعا في الكوكبة، على الرغم من التألّق الكبير لجاره قلب العقرب.

استنادا إلى قياسات التزيح التي أجريت خلال مهمة هيباركوس، فإن المسافة إلى النياط تقارب 696 سنة ضوئية (214 فرسخ فلكي). وبحسب حساب نورث وآخرون (2007) الأكثر دقة تقدر المسافة بحوالي 568+75
−59 سنة ضوئية (174+23
−18 فرسخ فلكي).

التسمية
σ Scorpii هي تسمية باير لهذا النجم ويحمل الاسم التقليدي Alniyat، وهو اسم مشترك مع تاو العقرب، وإلى مجمة النجمين. في مايو 2016 انشئ الاتحاد الفلكي الدولي فريق عمل الاتحاد الفلكي الدولي للأسماء النجوم لفهرست وتوحيد الأسماء الخاصة للنجوم. وقد أختار الفريق أسم (Alniyat) لهذا النجم وفي 1 فبراير 2017 أدرج الاسم في فهرس الاتحاد الفلكي الدولي لأسماء النجوم.

غاسبرا كويكب - من النوع إس ذات المدارات القريبة جدا من الحافة الداخلية للحزام الكويكبات. كان غاسبرا أول كويكب تقترب منة مركبة فضائية عندما زارته المركبة الفضائية غاليليو وهي في طريقها إلى المشتري في 29 تشرين الأول / أكتوبر 1991.

خصائص
سطح غاسبرا مغطى بالعديد من الحفر الصغيرة، ولة نصف دزينة من المساحات المسطحة الكبيرة والمجوفة . إحدى من هذه المناطق المسطحة تسمى (دن ريجيو) وهي منطقة مساحتها 5 × 7 كيلومترات. ومن غير المؤكد ما إذا كانت نتيجة فوهة صدمية أو تشكلت بدلا من ذلك عندما أنفصل غاسبر عن الكويكب الأم.

يبدو أن غاسبرا غني بالزبرجد الزيتوني إلى حد كبير بالمقارنة مع كويكبات النوع إس الأخرى (يبدو أن السطح يحتوي على الزبرجد الزيتوني والبيروكسين في نسب 4:1 إلى 7:1 )).

الكواكب المرئية بالعين المجردة: دليل شامل

الكواكب الخمسة التي تُرصد بوضوح بالعين المجردة هي عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل. أما أورانوس فيقترب لمعانه في أفضل حالاته من حد الرؤية البشرية تحت سماء مظلمة جداً، لكنه لا يُعدّ ضمن الكواكب الخمسة المعتمدة في الرصد البصري المعتاد، وأما نبتون فلا يُرى بالعين المجردة مطلقاً ويحتاج دوماً إلى منظار أو تلسكوب.

والنقطة الجوهرية التي يجب فهمها قبل كل شيء هي أن الكوكب لا "يختفي" بمعنى الكلمة، بل إن موقعه الظاهري بالنسبة للشمس والأرض هو الذي يتغير باستمرار، فتارة يغلب ضوء الشمس ضوءه فيصعب تمييزه، وتارة يكون تحت الأفق أثناء الليل، وتارة أخرى يبتعد ظاهرياً عن الشمس بما يكفي ليصبح واضحاً في سماء المساء أو الفجر.

## نوعا الحركة في السماء

يجب التفريق بين حركتين مختلفتين تماماً. الأولى هي الحركة اليومية، وهي حركة ظاهرية تشترك فيها الكواكب مع النجوم جميعاً، فبسبب دوران الأرض حول نفسها تبدو كل الأجرام وكأنها تشرق من الشرق وتتحرك عبر السماء لتغرب في الغرب خلال الليلة الواحدة.

أما الحركة الثانية فهي الحركة الحقيقية للكوكب في مداره حول الشمس، وهي حركة أبطأ بكثير تُلاحظ عبر الأيام والأسابيع لا خلال الليلة الواحدة. فإذا سجّلت موقع كوكب معين بين النجوم اليوم ثم عدت بعد بضعة أيام، ستجده قد انتقل قليلاً بالنسبة لخلفية النجوم الثابتة. وأحياناً تحدث ظاهرة تسمى الحركة التراجعية، إذ يبدو الكوكب وكأنه يتحرك إلى الوراء بين النجوم لأسابيع أو أشهر، وهذا ناتج فقط عن اختلاف سرعتي الأرض والكوكب المرصود في مداريهما حول الشمس، وليس تغييراً حقيقياً في اتجاه دوران الكوكب، تماماً كما تبدو سيارة أبطأ منك وأنت تتجاوزها وكأنها تسير للخلف.

## عطارد

عطارد هو الكوكب الأقرب إلى الشمس والأسرع حركة بين الكواكب الخمسة، ولهذا القرب الشديد منها يُعدّ أصعب هذه الكواكب رصداً على الإطلاق، لا لضعف لمعانه فحسب بل بسبب موقعه الدائم في محيط ضوء الشفق. يدور حول الشمس في نحو ثمانية وثمانين يوماً، غير أن دورة ظهوره الظاهرية بالنسبة للأرض تستغرق نحو مئة وستة عشر يوماً، ولهذا يتكرر ظهوره كنجم صباحي أو نجم مسائي عدة مرات في السنة الواحدة.

وموقعه دوماً قريب من الشمس في السماء، فلا يمكن رؤيته أبداً في وسط السماء عند منتصف الليل كما يحدث مع المشتري مثلاً، بل يظهر منخفضاً في جهة الغرب بعد الغروب، أو منخفضاً في جهة الشرق قبل الشروق فقط. ومدة بقائه فوق الأفق في وضح قابل للرصد قصيرة عادة، فقد لا تتجاوز الساعة في أفضل الأحوال، ولهذا يحتاج راصده إلى أفق غربي أو شرقي مفتوح تماماً بلا عوائق.

وأفضل وقت لرصده هو حين يبلغ أقصى استطالة له عن الشمس، أي حين يصل إلى أبعد نقطة ظاهرية ممكنة عنها، وهذا يحدث عدة مرات في السنة بالتناوب بين ظهور مسائي وآخر صباحي. غير أن الاستطالات ليست متساوية في سهولة الرصد، فارتفاع الكوكب عن الأفق وزاوية ميل مسار الشمس في ذلك الفصل من السنة عاملان حاسمان في تحديد مدى وضوحه، ولهذا يُعدّ عطارد أكثر الكواكب حاجة إلى التخطيط المسبق.

ولتمييزه عن النجوم: هو جرم خافت نسبياً، أصفر شاحب إلى وردي باهت، ثابت الضوء لا يرمش، وعلامته الأهم هي موقعه المنخفض جداً قرب خط الأفق مباشرة بعد الغروب أو قبيل الشروق مباشرة.

## الزهرة

الزهرة هو ثاني الكواكب من الشمس، وأسهلها وألمعها على الإطلاق للرصد بالعين المجردة، حتى إنه يُشتبه أحياناً بأضواء طائرة أو جرم غريب لفرط سطوعه. قد يصل لمعانه الظاهري إلى نحو -4.7، وهو رقم يجعله مرئياً حتى قبل أن تحل الظلمة الكاملة، بل يمكن لمن يعرف موقعه بدقة أن يرصده نهاراً مع الحذر الشديد من النظر باتجاه الشمس. يدور حول الشمس في نحو مئتين وخمسة وعشرين يوماً.

وله حالتان مشهورتان: نجمة المساء، حين يظهر بعد الغروب في جهة الغرب ويبقى مرئياً لفترة من الوقت مرتفعاً بدرجات متفاوتة، ونجمة الصباح، حين يظهر قبل الشروق في جهة الشرق كأحد ألمع الأجرام في تلك اللحظة. والمهم أن الزهرة لا يُرى أبداً في منتصف الليل، لأن مداره داخلي بالنسبة لمدار الأرض، فلا يبتعد ظاهرياً عن الشمس مسافة تكفي لبقائه فوق الأفق طوال الليل.

وحين يكون في أفضل أوضاعه، أي عند أقصى استطالة له عن الشمس، يمكن رؤيته لعدة ساعات حول الغروب أو الشروق. ولا يخطئ أحد الزهرة، فهو أسطع من كل نجم في السماء بلا استثناء، ضوؤه أبيض مائل إلى الزرقة، ثابت تماماً لا يرتجف قط مهما بدت النجوم المحيطة به ساطعة.

## المريخ

المريخ هو رابع الكواكب من الشمس، ويقع مداره خارج مدار الأرض، وهو أسهل رصداً من عطارد بكثير وإن كان أقل لمعاناً من الزهرة والمشتري، ويميزه عن كل جرم آخر في السماء لونه البرتقالي أو الأحمر الصدئي المميز. يدور حول الشمس في نحو ستمئة وسبعة وثمانين يوماً، أي ما يقارب سنة وعشرة أشهر أرضية.

ويبدأ ظهوره عادة منخفضاً في الشرق بعد منتصف الليل، ثم يصبح طلوعه أبكر فأبكر مع تقدم الأشهر، حتى إذا وصل إلى نقطة "المقابلة" يبلغ أفضل أوضاعه، حيث يشرق مع غروب الشمس تقريباً ويظل مرئياً معظم الليل. والمقابلة تعني أن الأرض تقع بين الشمس والمريخ تماماً في خط شبه مستقيم، فيظهر الكوكب في الجهة المقابلة للشمس في السماء، وهذا يجعله في أسطع حالاته وأقرب مسافة من الأرض وأطول مدة ظهور ممكنة خلال الليل. وبسبب طول مداره لا تتكرر مقابلة المريخ إلا مرة كل نحو سنتين تقريباً.

وأبرز علامة لتمييزه عن النجوم هي لونه الأحمر أو البرتقالي الثابت الذي لا يشاركه فيه أي نجم قريب بالدرجة نفسها من الثبات، إلى جانب غياب الرمشان المعهود في النجوم.

## المشتري

المشتري هو أكبر كواكب المجموعة الشمسية، ومن أسهل الأجرام السماوية على الإطلاق للتمييز، وهو ثاني ألمع الكواكب بعد الزهرة، حتى إن كثيرين يخلطونه أول وهلة بقمر صناعي أو ضوء طائرة قبل أن يلاحظوا ثباته التام في مكانه. يدور حول الشمس في نحو أحد عشر عاماً وعشرة أشهر تقريباً، أي ما يقارب اثني عشر عاماً أرضية، ولهذا يمكث شهوراً طويلة في الكوكبة الواحدة قبل أن ينتقل إلى التالية.

ويمر بدورة سنوية واضحة المعالم: يقترب ظاهرياً من الشمس فيختفي لفترة، ثم يعود تدريجياً إلى سماء الصباح، ثم يصبح طلوعه أبكر فأبكر، حتى يصل إلى المقابلة فيصبح ظاهراً طوال الليل تقريباً في أفضل حالاته، ثم يبدأ بالظهور في سماء المساء بدلاً من الفجر، ثم يقترب مرة أخرى من الشمس لتبدأ الدورة من جديد. وبما أن مقابلته تتكرر كل نحو سنة تقريباً، فهو من أكثر الكواكب انتظاماً من حيث دورة ظهوره.

ولتمييزه عن النجوم، ابحث عن نقطة بيضاء مصفرة شديدة السطوع لا تومض إطلاقاً كما تفعل النجوم، وحين يكون في أفضل أوضاعه يصعب جداً الخلط بينه وبين أي نجم لامع في محيطه.

## زحل

زحل هو أبعد الكواكب الخمسة المرئية بالعين المجردة عن الشمس، ومن أجمل الكواكب حين يُرصد بالتلسكوب بفضل حلقاته الشهيرة، أما بالعين المجردة وحدها فيظهر كنقطة ضوئية صفراء باهتة لا تختلف كثيراً في المظهر عن نجم متوسط اللمعان. يدور حول الشمس في نحو تسعة وعشرين عاماً ونصف العام، ولهذا فهو أبطأ الكواكب الخمسة حركة بين النجوم، وبالكاد يُلحظ انتقاله من كوكبة إلى أخرى إلا على مدى سنوات طويلة.

وأفضل وقت لرصده هو حول موعد المقابلة، التي تتكرر مرة كل نحو سنة تقريباً، وحينها يشرق في المساء ويبقى مرئياً طوال الليل تقريباً حتى الفجر. ولونه أصفر هادئ يميل إلى البياض الشاحب، ولمعانه أقل بكثير من المشتري، لكنه يظل أسطع من أغلب النجوم المحيطة به. ولأن حركته بين النجوم بطيئة جداً، فإن أفضل وسيلة لتمييزه هي ملاحظته على مدى ليال متتالية: فإن وجدت جرماً أصفر باهتاً ثابت الضياء لا يتغير موضعه تقريباً من ليلة لأخرى بينما تدور النجوم حوله، فذلك زحل غالباً.

## أورانوس ونبتون

أورانوس ليس من الكواكب الخمسة المعتمدة في الرصد البصري المعتاد، لكن لمعانه في أفضل ظروفه يقترب فعلاً من حد قدرة العين البشرية على الرؤية. فتحت سماء شديدة الظلام، مع معرفة دقيقة بموقعه بين النجوم، وغياب ضوء قمر قوي، ونظر جيد، يمكن لبعض الراصدين المتمرسين رؤيته كنقطة ضوئية خافتة جداً حول موعد مقابلته السنوية، وإن كان الأفضل عملياً استخدام منظار.

أما نبتون فأبعد وأخفت بكثير، ولا تستطيع العين البشرية رؤيته إطلاقاً حتى في وضع المقابلة، ويحتاج دوماً إلى منظار أو تلسكوب مهما بلغت ظروف الرصد مثالية.

## لماذا تختفي الكواكب وتعود؟

هذه أهم نقطة لفهم منطق السماء ككل. فالأرض تدور حول الشمس، وبقية الكواكب تدور حولها أيضاً، لكن كل كوكب بسرعة مختلفة عن غيره، ولهذا يتغير موقع كل كوكب بالنسبة للشمس باستمرار كما تراه من الأرض. فإذا كان الكوكب قريباً جداً من الشمس في السماء، غلب ضوء الشمس ضوءه فاختفى عن الرؤية. ثم يبدأ بالابتعاد الظاهري عنها تدريجياً، فيصبح مرئياً بعد الغروب أو قبل الشروق لفترة قصيرة، ثم يزداد ذلك الابتعاد فيطول وقت ظهوره، حتى يصل الكوكب الخارجي إلى المقابلة فيصبح ظاهراً معظم الليل، ثم يبدأ بالاقتراب من الشمس من جديد لتتكرر الدورة كاملة. وهذا ينطبق بصورة مختلفة قليلاً على عطارد والزهرة، الأقرب إلى الشمس من الأرض، إذ يتأرجحان دوماً بين كونهما نجمة مساء أو نجمة صباح دون أن يبتعدا عنها بما يكفي للظهور في منتصف الليل.

## ترتيب الكواكب من حيث سهولة الرصد

الزهرة في المرتبة الأولى، فهو ساطع جداً ويصعب أن يخطئه ناظر حين يكون مرتفعاً بما يكفي فوق الأفق. يليه المشتري، الساطع جداً والسهل التعرف عليه بفضل ثبات ضوئه. ثم المريخ، الذي يسهل رصده حين يكون في وضع جيد، خصوصاً بفضل لونه البرتقالي المميز. ثم زحل، وهو أسهل مما يظن كثيرون رغم أنه أقل لمعاناً من المشتري. وأخيراً عطارد، وهو الأصعب على الإطلاق بسبب قربه الشديد من الشمس وانخفاضه الدائم قرب خط الأفق.

## القاعدة السريعة للتذكر

الزهرة يظهر بعد الغروب أو قبل الشروق فقط، ولا يُرى أبداً في منتصف الليل. عطارد قريب جداً من الشمس دوماً، ويظهر لفترة قصيرة فقط قرب الأفق. المريخ نقطة برتقالية أو حمراء، وأفضل حالاته تكون حول موعد المقابلة. المشتري نقطة شديدة السطوع لا ترمش، ويصبح رائعاً طوال الليل حول المقابلة. زحل أهدأ ضوءاً وأميل إلى الصفرة، ويصبح ممتازاً للرصد حول موعد مقابلته كذلك.

والفيصل الحاسم دوماً بين الكوكب والنجم هو أن ضوء الكوكب ثابت لا يرمش، بينما يرتجف ضوء النجم بسبب اضطراب طبقات الغلاف الجوي، إلى جانب أن الكواكب تسير دوماً ضمن مسار البروج الضيق الذي يسلكه القمر والشمس أيضاً. والأجمل من كل هذا أن حركة الكواكب الحقيقية يمكن ملاحظتها بالعين المجردة دون أي أداة، فإذا سجّلت موقع كوكب بين النجوم كل عدة ليالٍ متتالية، ستلاحظ بنفسك أنه يتحرك تدريجياً بالنسبة لخلفية النجوم، بل قد تصادف فترة يبدو فيها وكأنه يتحرك إلى الوراء، وهي ظاهرة الحركة التراجعية التي سبق تفسيرها.

الكويكب 2021 PH27 هو أحد الكويكبات القريبة من الأرض، ينتمي إلى فئة «أتيرا» وهي الكويكبات التي تدور مداراتها بالكامل داخل مدار الأرض. يُقدَّر قطره بنحو كيلومتر تقريباً، ويمتاز بمدار شديد القرب من الشمس. اكتُشف الكويكب في 13 أغسطس 2021 على يد سكوت شيبارد باستخدام كاميرا الطاقة المظلمة المثبتة في مرصد سيرو تولولو في تشيلي.

يُعد 2021 PH27 من الأجرام ذات أقصر فترة مدارية معروفة بين الكويكبات القريبة من الشمس، حيث يستغرق دورة كاملة حول الشمس في نحو 113 يوماً تقريباً. كما يتميز بمدار ذي حضيض قريب جداً من الشمس (نحو 0.13 وحدة فلكية تقريباً)، ما يجعله يخضع لتأثيرات حرارية وجاذبية شديدة مقارنة بمعظم الكويكبات الأخرى.

تصل سرعته عند الحضيض إلى قيم مرتفعة جداً مقارنة بالأجرام القريبة من الأرض، وتُقدَّر بعشرات الكيلومترات في الثانية، وهي أعلى من سرعة الأرض المدارية حول الشمس، لكنها ليست من القيم القياسية القصوى المتداولة عالمياً مثل 100 كم/ثانية.

أما فيما يتعلق بانزياح الحضيض النسبي (الناتج عن تأثيرات النسبية العامة)، فهو يُعد من الحالات الملحوظة بين الكويكبات القريبة جداً من الشمس، لكنه ليس موثقاً عادةً على أنه «الأكبر على الإطلاق» بين جميع أجرام النظام الشمسي، إذ تُقارن هذه القيم أساساً بالكواكب وخصوصاً عطارد.

لا توجد أدلة علمية منشورة تدعم وجود علاقة مدارية أو لونية أو أصل مشترك بين 2021 PH27 وكويكب آخر مثل 2025 GN1، كما لا توجد فرضيات معتمدة تشير إلى انفصالهما عن جسم أم مشترك في زمن محدد.

غلاس-زد12 بالانكليزية GLASS-z12، والتي تسمى أيضًا GHZ2 (المعروفة سابقًا باسم GLASS-z13 ) هي مجرة ذات انقطاع ليمان ، تم اكتشافها بواسطة برنامج الرصد GLASS (المسح المكبر بعدسة غريسم من الفضاء) باستخدام كاميرا NIRCam الخاصة بتلسكوب جيمس ويب الفضائي في يوليو 2022.

يبلغ انزياحها الطيفي الأحمر 12.34، مما يجعلها واحدة من أبعد المجرات والأجرام الفلكية التي تم اكتشافها على الإطلاق. ووفقًا للنظرية الحالية يتوافق هذا الانزياح مع زمنٍ يعود إلى حوالي 13.44 مليار سنة مضت، أي بعد حوالي 355 مليون سنة من الانفجار العظيم ، أو ما يقارب 2.57% من عمرها الحالي .

الاكتشاف
تم اكتشاف المجرة GLASS-z12 مبدئيًا كمرشح قوي عند اانزياح أحمر بين z ≈ 12.0–12.5 بواسطة كاستيلانو وآخرون ونايدو وآخرون في بواسطة جهاز NIRCam الموجود على التلسكوب جيمس ويب الفضائي ضمن التعرف المبكر على رصده من بيانات علمية . نُشرت ورقتا بحث عن الاكتشاف على موقع arXiv في اليوم نفسه، ومن هنا جاء هذان الاسمان لهذه المجرة: GLASS-z12 (نايدو وآخرون، 2022) وGHZ2 (كاستيلانو وآخرون، 2022أ).

يستمد GLASS-z12 اسمه من المسح المسمى GLASS الذي اكتشفه، ومن انزياحه الضوئي المقدر بحوالي z = 12.4+0.1
−0.3 . أُعلن عن مجرة GLASS-z12 في البداية باسم GLASS-z13 لاعتقاد العلماء بأن انزياحها الأحمر أعلى حيث بلغ z = 13.1. ثم خُفِّضت قيمة الانزياح الأحمر لاحقًا إلى z = 12.4 في أكتوبر 2022 بعد تنقيح القياسات مما أدى إلى إعادة تسمية هذه المجرة.

تم اكتشافها جنبًا إلى جنب مع مجرة أخرى، GLASS-z10، وهي مشابهة لـ GN-z11 ، وهي أيضًا واحدة من أقدم المجرات المكتشفة.

النجم إيرندل (Earendel)

إيرندل هو أحد أبعد النجوم المنفردة التي استطاع الإنسان رصدها، وقد اكتشفه تلسكوب هابل الفضائي عام 2022. يقع النجم في مجرة بعيدة تُعرف باسم قوس الشروق (Sunrise Arc)، ويصلنا ضوءه بعد رحلة استمرت نحو 12.9 مليار سنة. لذلك فنحن نراه كما كان في مرحلة مبكرة جدًا من تاريخ الكون.

كان رصد إيرندل إنجازًا استثنائيًا، لأن رؤية نجم منفرد على هذه المسافة الهائلة تبدو شبه مستحيلة. لكن وجود عنقود مجري ضخم يُعرف باسم WHL0137-08 بيننا وبينه جعل ذلك ممكنًا.

تعمل جاذبية هذا العنقود المجري كأنها عدسة طبيعية ضخمة، فتعمل على تكبير ضوء إيرندل وتركيزه بطريقة تسمح للتلسكوبات برصده. ويُقدّر أن التكبير الناتج عن عدسة الجاذبية بلغ آلاف المرات، مما أتاح اكتشاف النجم منفردًا.

وبعد اكتشافه بواسطة هابل، قام تلسكوب جيمس ويب الفضائي بدراسة إيرندل بصورة أكثر تفصيلًا. وتشير البيانات إلى أنه نجم ضخم وحار، من النجوم ذات درجات الحرارة المرتفعة جدًا، وأن لمعانه قد يبلغ نحو مليون ضعف لمعان الشمس.

كما تشير تحليلات جيمس ويب إلى احتمال وجود نجم مرافق لإيرندل، وربما يكون أبرد منه، لكن وجود هذا الرفيق لم يُحسم بشكل نهائي.

ولا تعني الصورة التي نراها لإيرندل أننا نرى سطح النجم أو قرصه بالتفصيل. فما يصل إلينا هو ضوء النجم الذي تضخمه عدسة الجاذبية، ولذلك يظهر في الصور كنقطة ضوئية صغيرة جدًا.

وتكمن أهمية إيرندل في أنه يتيح للعلماء دراسة نجم عاش في مرحلة مبكرة جدًا من تاريخ الكون. فعندما ننظر إلى أجسام بعيدة جدًا، فإننا لا نراها في حالتها الحالية، بل نراها كما كانت في الماضي، لأن الضوء يحتاج إلى مليارات السنين حتى يصل إلى الأرض.

ومن المهم أيضًا أن مسافة 12.9 مليار سنة ضوئية تعبّر عن زمن رحلة الضوء إلينا، ولا تعني بالضرورة أن المسافة الحالية بين الأرض وموقع إيرندل هي 12.9 مليار سنة ضوئية؛ فالكون تمدد خلال الفترة التي استغرقها الضوء في رحلته.

وهكذا يمثل إيرندل نافذة نادرة على عالم النجوم في المراحل المبكرة جدًا من تاريخ الكون، ويُظهر قدرة التلسكوبات الحديثة وعدسات الجاذبية على كشف نجوم منفردة تقع خارج مجرتنا وعلى مسافات هائلة جدًا.

مسح سلون الرقمي للسماء في الفلك (بالإنجليزية: Sloan Digital Sky Survey أو 'SDSS') هو مسح فلكي يتم باستخدام التصوير الطيفي لقياس الانزياح نحو الأحمر لأاطياف المجرات. ويجري ذلك بتلسكوب ضوئي مزود بمرآة قطر 5و2 متر واسعة زاوية الرؤية مع استخدام عدة مرشحات للضوء. ويوجد هذا التلسكوب في مرصد أباتشي بوينت نيو مكسيكو في المنطقة الجنوبية الغربية من الولايات المتحدة. وقد سمي برنامج المسح الفلكي هذا باسم جمعية ألفريد سلون الخيرية التي أنشأها ألفريد سلون عام 1923 لتشجيع البحث العلمي.

وقد بدأ برنامج المسح الفلكي عام 2000 بغرض مسح نحو 25 % من السماء للحصول على قياسات لنحو 100 مليون جرم سماوي، وكذلك لتسجيل ودراسة أطياف نحو مليون من الأجرام. ويصل متوسط بعد المجرات تحت الفحص مساويا ل انزياح نحو الأحمر قدره 0.1. كما صـُورت مجرات ذات سطوع أحمر يصل انزياحها نحو الأحمر إلى z=0.4 وكذلك لأشباه النجوم تبعد عنا نحو z=5 كما تمكن المسح الفلكي من تسجيل أشباه نجوم تبعد عنا أكثر من انزياح نحو الأحمر 6.

وقد دخل برنامج المسح الفلكي مرحلة جديدة عام 2006، منها برنامج SDSS-II بغرض مواصلة الرصد لدراسة تكوين نجوم مجرتنا، مجرة درب التبانة، وبرنامج سلون لرصد المستعرات العظمى والتي تقوم بصفة خاصة برصد المستعرات العظمى من نوع 1a التي يُستخدم ضوؤها لمعايرة أبعاد الأجرام البعيدة.

وفي أواسط عام 2008 بدأ أيضا برنامج SDSS-III والذي من المفروض أن يستمر حتى عام 2014.

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.

كاستور (Castor) وبولوكس (Pollux) هما أشهر نجمي كوكبة الجوزاء (Gemini)، ويظهران متجاورين في السماء، ولذلك ارتبطا منذ القدم بقصة «التوأمين». وهما من أبرز النجوم التي يمكن التعرف إليها بالعين المجردة.

وعلى الرغم من ظهورهما متقاربين في السماء، فإنهما ليسا مرتبطين جاذبيًا ببعضهما، بل هما نجمان مختلفان يقع كل منهما على مسافة مختلفة عن الأرض.

### بولوكس Pollux

بولوكس هو Beta Geminorum (β Geminorum)، وهو ألمع نجوم كوكبة الجوزاء. يبعد عن الأرض نحو 34 سنة ضوئية، ويبلغ قدره الظاهري نحو 1.14، ولذلك يبدو أسطع قليلًا من كاستور.

يظهر بولوكس بلون أصفر مائل إلى البرتقالي، وهو نجم عملاق متطور من النوع الطيفي K، أي إنه وصل إلى مرحلة متقدمة من تطور النجوم بعد استهلاك معظم الهيدروجين في قلبه.

### حجم بولوكس

بولوكس أكبر بكثير من الشمس. يبلغ نصف قطره نحو 9 أضعاف نصف قطر الشمس، ولذلك يبلغ قطره نحو 18 ضعف قطر الشمس.

أما كتلته فتبلغ نحو 1.9 مرة كتلة الشمس.

وهذا يعني أن بولوكس، رغم أن كتلته ليست أكبر من الشمس إلا بنحو الضعف، أصبح ضخم الحجم بسبب انتقاله إلى مرحلة العملاق في تطوره النجمي.

### الكوكب حول بولوكس

يدور حول بولوكس كوكب مؤكد يسمى Pollux b، ويُعرف أيضًا باسم Thestias.

وهو كوكب عملاق تزيد كتلته على ضعف كتلة المشتري، ويدور حول نجمه على مسافة أكبر بكثير من المسافة بين الأرض والشمس.

وهذا يجعل بولوكس من النجوم القريبة نسبيًا التي نعرف أن لها كوكبًا يدور حولها.

### كاستور Castor

كاستور هو Alpha Geminorum (α Geminorum)، ويبعد عن الأرض نحو 51 سنة ضوئية. يبلغ قدره الظاهري نحو 1.6، ولذلك فهو أخفت قليلًا من بولوكس.

ويظهر كاستور بلون أبيض مائل إلى الأزرق، بينما يظهر بولوكس بلون أصفر مائل إلى البرتقالي، ولذلك يمكن ملاحظة اختلاف اللون بينهما عند النظر إليهما بعناية.

### كاستور ليس نجمًا واحدًا

المعلومة الأكثر إثارة عن كاستور هي أن النقطة التي نراها بالعين المجردة ليست نجمًا واحدًا، بل نظام نجمي سداسي يتكون من ستة نجوم في ثلاثة أزواج.

يتكون النظام من ثلاثة أزواج مترابطة جاذبيًا، وكل زوج يحتوي على نجمين يدوران حول بعضهما.

أما النجوم الستة مجتمعة فتظهر لنا من الأرض كنقطة ضوئية واحدة بسبب بعدها الكبير.

ولا يمكن رؤية النجوم الستة منفصلة بالعين المجردة، لكن يمكن فصل بعض مكونات النظام باستخدام التلسكوبات.

### حجم مكونات كاستور

لأن كاستور نظام من ستة نجوم، فلا يوجد له «حجم واحد» يمكن وصفه به مثل بولوكس.

ومن مكوناته الرئيسية:

- Castor Aa يبلغ نصف قطره نحو 2.09 مرة نصف قطر الشمس.
- Castor Ba يبلغ نصف قطره نحو 1.65 مرة نصف قطر الشمس.

أما بقية مكونات النظام فهي أصغر بكثير.

وهذا يوضح الفرق الكبير بين كاستور وبولوكس: بولوكس نجم عملاق واحد، بينما كاستور نظام معقد يتكون من ستة نجوم.

### المسافة بين كاستور وبولوكس

يبدو كاستور وبولوكس قريبين جدًا من بعضهما عند النظر إليهما من الأرض، لكن هذه المسافة الظاهرية لا تعني أنهما قريبان فعليًا في الفضاء.

تبلغ المسافة الزاوية بينهما في السماء نحو 4.5 درجات. وهذه هي المسافة التي يراها الراصد على قبة السماء.

أما المسافة الحقيقية بينهما في الفضاء فهي أكبر بكثير.

يبعد بولوكس عن الأرض نحو 33.8 سنة ضوئية، بينما يبعد نظام كاستور نحو 51 سنة ضوئية.

وباستخدام هاتين المسافتين وزاوية الفصل بينهما، فإن المسافة الهندسية التقريبية بينهما تبلغ نحو 17–18 سنة ضوئية.

ولهذا السبب لا يُعد كاستور وبولوكس نظامًا نجميًا ثنائيًا واحدًا، فهما متقاربان ظاهريًا من منظور الأرض، لكنهما متباعدان جدًا في الفضاء.

وللمقارنة، فإن الضوء الذي نراه الآن من بولوكس غادره قبل نحو 34 سنة، بينما الضوء الذي نراه من كاستور غادره قبل نحو 51 سنة.

### هل هما توأمان حقيقيان في الفضاء؟

لا.

هما «توأمان» من الناحية الأسطورية والشكل الظاهري في السماء، لكنهما ليسا زوجًا نجميًا مرتبطًا جاذبيًا ببعضهما.

فالمسافة بينهما في الفضاء كبيرة جدًا، وظهورهما متجاورين سببه اتجاه رؤيتنا إليهما من الأرض.

وهذا يجعل وصفهما بالتوأمين وصفًا شكليًا **وأسطوريًا** وليس وصفًا لنظام نجمي واحد.

### موقع كاستور وبولوكس في السماء

يقع كاستور وبولوكس في كوكبة الجوزاء، وهما يمثلان تقريبًا رأسي التوأمين في الشكل التقليدي للكوكبة.

وبالنسبة إلى الراصد في مكة، فإن جهة ظهورهما وارتفاعهما في السماء تتغير مع الوقت والفصل؛ لذلك لا يصح القول إنهما موجودان دائمًا في جهة الشمال الشرقي.

في الخريف، يعودان للظهور في سماء الصباح قبل الفجر، ويظهران في الجهة الشرقية إلى الشمالية الشرقية، ثم يرتفعان تدريجيًا مع اقتراب الفجر.

في الشتاء، تصبح الجوزاء من أبرز الكوكبات في سماء الليل، ويظهر كاستور وبولوكس لفترة طويلة. ويمكن رؤيتهما في جهة الشرق خلال المساء، ثم ينتقلان ظاهريًا نحو الجنوب مع تقدم الليل، قبل أن يتجها نحو الغرب.

في الربيع، يظهران في المساء ثم ينخفضان تدريجيًا نحو الغرب، ويغربان في وقت أبكر مع تقدم الموسم.

أما في الصيف، فيصبح رصدهما ليلًا صعبًا لأنهما يكونان قريبين ظاهريًا من اتجاه الشمس، ثم يعودان تدريجيًا إلى سماء الفجر في أواخر الصيف وبداية الخريف.

إذن، كاستور وبولوكس يمكن رؤيتهما في أجزاء مختلفة من السنة، لكنهما ليسا مرئيين طوال الليل طوال العام. وتكون فترة الشتاء من أفضل فترات رؤيتهما في سماء الليل.

### كيف تميزهما بالعين المجردة؟

أسهل طريقة هي البحث عن نجمين لامعين متقاربين في منطقة الجوزاء.

بولوكس هو الأسطع، ولونه يميل إلى الأصفر أو البرتقالي.

كاستور أخفت قليلًا، ولونه أبيض مائل إلى الأزرق.

وبمجرد التعرف إليهما، يصبح من السهل التعرف إلى بقية نجوم كوكبة الجوزاء.

ويمكن أيضًا الاستعانة بكوكبة الجبار، وهي من أشهر الكوكبات في سماء الشتاء، للوصول إلى منطقة الجوزاء.

### لماذا يبدوان متجاورين؟

السبب هو أن خط النظر من الأرض يجعلهما يظهران قريبين جدًا من بعضهما على قبة السماء.

لكن قربهما الظاهري لا يعكس قربهما الحقيقي.

فبولوكس يقع على بعد نحو 34 سنة ضوئية، بينما كاستور يقع على بعد نحو 51 سنة ضوئية، ولذلك فإنهما متباعدان جدًا في الفضاء.

وهذا مثال واضح على أن النجوم التي تبدو متجاورة في السماء قد تكون متباعدة جدًا عن بعضها في الواقع.

### لماذا سُمّيا بالتوأمين؟

يرتبط الاسمان كاستور وبولوكس بأسطورة التوأمين في الميثولوجيا اليونانية والرومانية، ومنها جاء ارتباط كوكبة الجوزاء بفكرة التوأمين.

أما من الناحية الفلكية الحديثة، فالجوزاء واحدة من الكوكبات الـ88 المعترف بها فلكيًا، وتحتوي على عدد كبير من النجوم والأجرام السماوية.

### أجرام أخرى في الجوزاء

تضم كوكبة الجوزاء أجرامًا سماوية أخرى، ومن أشهرها العنقود النجمي M35، وهو عنقود مفتوح كبير يقع بالقرب من «قدم» الجوزاء.

يبعد M35 نحو 3,870 سنة ضوئية، ويضم عددًا كبيرًا من النجوم. وفي سماء مظلمة جدًا يمكن لبعض الراصدين ذوي البصر الجيد ملاحظته بالعين المجردة.

وترتبط كوكبة الجوزاء أيضًا بزخات الشهب الجوزائية (Geminids)، التي تنشط كل عام في شهر ديسمبر، وتعد من أشهر زخات الشهب التي يمكن رصدها من الأرض.

### الخلاصة

**بولوكس**: ألمع نجوم الجوزاء، يبعد نحو 34 سنة ضوئية، ولونه أصفر مائل إلى البرتقالي. وهو نجم عملاق متطور يبلغ نصف قطره نحو تسعة أضعاف نصف قطر الشمس، وكتلته نحو 1.9 مرة كتلة الشمس، ويدور حوله كوكب مؤكد هو Pollux b.

**كاستور**: أخفت قليلًا من بولوكس، ويبعد نحو 51 سنة ضوئية، ويظهر بلون أبيض مائل إلى الأزرق. وهو في الحقيقة نظام نجمي سداسي يتكون من ستة نجوم في ثلاثة أزواج.

تبلغ المسافة الظاهرية بين كاستور وبولوكس نحو 4.5 درجات في السماء، بينما تبلغ المسافة الحقيقية التقريبية بينهما في الفضاء نحو 17–18 سنة ضوئية.

وهما ليسا مرتبطين جاذبيًا ببعضهما، وإنما يبدوان متقاربين من منظور الأرض.

وبالنسبة إلى الراصد في مكة، يظهران في بداية موسم ظهورهما الصباحي في الشرق إلى الشمال الشرقي قبل الفجر، ثم يتغير موقعهما الظاهري خلال الليل ومع تغير الفصول.

ولهذا فإن كاستور وبولوكس مثال جميل على الفرق بين ما نراه في السماء وما هو موجود فعليًا في الفضاء؛ فقد يبدوان كنجمين متجاورين وتوأمين، بينما تفصل بينهما في الواقع مسافة هائلة.

حلقات زحل من أكثر الأنظمة الحلقية تعقيدًا في النظام الشمسي. وهي ليست حلقة صلبة واحدة، بل نظام هائل من الجسيمات والقطع التي تدور حول الكوكب، وتبلغ أعدادها حدًّا لا يُحصى.

## مما تتكوّن؟

تتكوّن الحلقات أساسًا من جليد الماء الذي يشكّل نحو 95 إلى 99 في المئة من كتلتها، مع كميات من الصخور والغبار والمواد الداكنة. وتتراوح أحجام الجسيمات بين حبيبات صغيرة جدًا وقطع كبيرة قد يبلغ حجم بعضها أمتارًا.

## الحلقات الرئيسية

تُسمّى الحلقات بالحروف، ويأتي ترتيبها من الداخل إلى الخارج على هذا النحو:

D – C – B – A – F – G – E

وتختلف الحلقات في كثافتها واتساعها وكمية المادة فيها. والحلقتان A وB من أكثر الحلقات وضوحًا، ويفصل بينهما فراغ شهير يُسمّى فجوة كاسيني. وتجدر الإشارة إلى أن الحروف لا تعكس ترتيب المسافة، بل ترتيب الاكتشاف، ولذلك تبدو متداخلة في تسلسلها؛ فقد سُمّيت الحلقتان A وB أولًا، ثم أُضيفت بقية الحلقات تباعًا.

## حجم النظام الحلقي

تمتد الحلقات لمسافة هائلة من زحل، لكنها رقيقة جدًا قياسًا إلى عرضها، ولذلك تبدو من بعيد كقرص ضخم، وهي في الحقيقة طبقات رقيقة من الجسيمات.

يبدأ النظام الرئيسي بحلقة D على بعد نحو 67 ألف كيلومتر من مركز زحل، وينتهي عند حلقة F على بعد نحو 140 ألف كيلومتر. أما «مئات الآلاف من الكيلومترات» فتصدق على حلقة E الخافتة، إذ تمتد إلى نحو 480 ألف كيلومتر، وهي تتغذى بما تنفثه بنى جليدية من القمر إنسيلادوس.

وأما السُّمك، فتشير القياسات إلى أن الحلقات الرئيسية لا يتجاوز سمكها في مناطق كثيرة نحو عشرة أمتار تقريبًا، وقد يزيد في مواضع أخرى، وتوجد بنى رأسية محلية أكبر عند حواف بعض الفجوات.

## كيف تبقى الجسيمات في مداراتها؟

تجعل جاذبية زحل الجسيمات تدور حوله، بينما تؤثر الأقمار القريبة في توزيعها وفي تشكيل الفجوات والأمواج داخل الحلقات. ويُطلق على بعض هذه الأقمار اسم الأقمار الراعية، لأن جاذبيتها تساعد على المحافظة على بنى بعض الحلقات، ومن أشهرها القمران بروميثيوس وباندورا اللذان يرعيان حلقة F.

## هل الحلقات ثابتة؟

لا، فالحلقات نظام ديناميكي يتغيّر باستمرار. تصطدم الجسيمات ببعضها، وتتفاعل مع أقمار زحل، وتسقط بعض المواد تدريجيًا نحو الكوكب فيما يُعرف بـ«مطر الحلقات».

ومن الأسئلة المهمة في علم زحل: متى تشكّلت الحلقات؟ ما زال عمرها الدقيق موضع دراسة ونقاش علمي، ولا يصح اختزال المسألة في رقم واحد مؤكد.

## لماذا تبدو جميلة وواضحة من الأرض؟

لأنها واسعة جدًا وتعكس ضوء الشمس بقوة، ولا سيما بفضل وفرة جليد الماء فيها. ويمكن رؤية حلقات زحل بسهولة بتلسكوب فلكي صغير نسبيًا، بينما لا تظهر تفاصيلها بالعين المجردة.

## ما كشفته بعثة كاسيني

من أجمل ما كشفته بعثة كاسيني أن الحلقات ليست مجرد أقراص جميلة، بل نظام معقد من الفجوات والأمواج والتموجات والتفاعلات الجاذبية بين الجسيمات والأقمار.

في واي الكلب الأكبر (الإنجليزية: VY Canis Majoris) هو عملاق احمر فائق هو من أكبر النجوم المعروفة للإنسان ويعتبر أحد أكثر النجوم إشعاعا. يقع ضمن كوكبة الكلب الأكبر ويبعد عن الأرض 3900 سنة ضوئية (1.2 فرسخ فلكي). أي أنه ينتمي إلى مجرتنا مجرة درب التبانة. يصنف في واي كانيس ماجوريس ضمن النجوم المتغيرة مع فترة تقدر ب 2,000 يوم.

الاكتشاف
أول ملاحظة مسجلة معروفة للنجم في واي كانيس ماجوريس في فهرس لالاند للنجوم في 7 مارس 1801.إضافة إلى الدراسات التي أُجريت على القدر الظاهري للنجم في القرن التاسع عشر تظاهر بأن النجم كان يتلاشى منذ عام 1850. منذ عام 1847 صُنّف في واي الكلب الأكبر كنجم قرمزي. خلال القرن التاسع عشر شاهد المراقبين على الأقل ست مكونات منفصلة ورجحوا أن في واي قد يكون نظام نجمي.هذه المكونات المنفصلة عرفت عن طريق المناطق المشرقة الموجودة في سديم النجم. الملاحظات البصرية في عام 1957 والتصوير عالي الدقة في سنة 1998 أظهرت بأن لا يوجد نجوم مصاحبة للنجم.

جي إن-زد11 مجرة انزياح أحمر عالي في اتجاه كوكبة الدب الأكبر، و هي تعتبر من أبعد وأقدم المجرات المعروفة حتى الآن في الكون المنظور. جي إن-زد11 لديها قياس طيفي انزياحي أحمر =11.1 و هذا يتوافق مع مسافة مسايرة تُقدَّر بحوالي 32 مليار سنة ضوئية من الأرض. (المسافة المسايرة تأخذ في الاعتبار استمرار تمدد الكون منذ 8و13 مليار سنة.) مجرة جي إن-زد11 تعود لحقبة كان يبلغ فيها عُمر الكون قرابة 400 مليون سنة بعد الانفجار العظيم ما يُمثّل 3 في المئة فقط من عُمر الكون الإجمالي وأظهرت حسابات العلماء أن مجرة GN-z11 أصغر بخمس مرات من مجرتنا درب التبانة ولديها كتلة 1% فقط من كتلة مجرتنا من النجوم، ومع ذلك تنمو GN-z11 حديثة الولادة بسرعة، مشكلة النجوم بمعدل أسرع 20 مرة مما ينشأ في مجرتنا اليوم من نجوم جديدة. وهذا يجعل منها مجرة فريدة لصغر سنها وساطعة كفاية رغم بعدها السحيق عنا ليقوم الفلكيون برصدها ودراستها في دراسات مفصلة عن نشأة المجرات وهم يستخدمون في ذلك تلسكوبي سبيتزر (مقراب سبيتزر الفضائي يقيس الأشعة تحت الحمراء)، و تلسكوب هابل الفضائي الذي يقيس الضوء المرئي . المعلومات المتوفرة لا يمكنها إظهار حجم النجوم داخل المجرة المُكتشفة، لكن الاعتقاد السائد أن تلك النجوم أضخم بكثير من نجمنا، الشمس، وأكثر حرارة منه بأضعاف المرات.

المِئْزَرُ والسُّهَا، ويسميان معًا الأَسْلَم، نجمان يمكن رصدهما بالعين المجردة في كوكبة الدب الاكبر ، المئزر في الواقع عبارة عن نظام نجمي رباعي (يتكون من اربعة نجوم) وسها نظام نجمي ثنائي . المئزر يكتب بالإنجلزية Mizar وهو مشتق من الاسم العربي وله أسماء اخرى (Zeta Ursae Majoris, Zeta UMa, ζ Ursae Majoris, ζ UMa) يقع في وسط الذيل لكوكبة الدب الأكبر، قدره الظاهري هو 2.23 وتصنيفه النجمي A2V . المئزر تعني في العربية "الثوب المحيط بالنصف الأسفل من البدن" أو الحزام .

يمكن للمرء ان يرصد ضوء خافت إلى الشرق على بعد حوالى 12 دقيقة قوسية من المئزر، سيلاحظ نجم سها بالإنجلزية (80 Ursae Majoris أو Alcor) ويعني الاسم "السارح في خياله" . له قدر ظاهري 3.99 ووتصنيفه النجمي A5V .

وصف
الحركة الخاصة بالنجمين تبين انهما يتحركان مع بعض (كلاهما يتموقعان في مجموعة الدب الأكبر) . وقد طرح سؤال ما إذا كان النجمين لهما جاذبية متشابكة، في سنة 2009 أفيد بشكل مستقل من قبل فريقين من علماء الفلك (اريك ماماجيك وفريقه - وزيمرمان وآخرون) أن سها عبارة عن نجمين (نجم ثنائي) وتم تسميتهما سها A وسها B (الأخير عبارة عن قزم احمر) كما أن هذا النظام الثنائي له إنجذب إلى نجم المئزر، ليصل عدد كامل النجوم إلى ستة . أظهرت هذه الدراسات أيضا أن ثنائي سها ورباعي المئزر مجموع متقاربة : حوالي 74,000 ± 39,000 وحدة فلكية أو 0.5 إلى 1.5 سنة ضوئية .

جميع هذه النجوم الستة تبعد عن الأرض حوالي 83 سنة ضوئية، تم رصد المسافة بواسطة القمر الصناعي هيباركوس ، كل أجرام كوكبة الدب الأكبر تتحكر كمجموعة، في الاغلب متناثرة وتتشارك ميلادا واحدا، النجوم الاخرى في الدب الأكبر عدا الظهر ونجم القائد ينتمون إلى المجموعة .

المئزر نجم A ثنائي تم اكتشافه من قبل إدوارد تشارلز بيكرنج سنة 1889,بعض الثنائيات الطيفية لا يمكن حلها بصريا والتي يتم اكتشافها من خلال دراسة الخطوط الطيفية للنظام لفترة طويلة من الزمن، كلا من ثنائي النجمي المئزر لهما إشراقة 35 مرة أقوى من الشمس، ويدوران حول بعضهما لمدة 20يوم و12 ساعة و55دقيقة، مئزر B وجد بخطوط الطيف على أنه نظام ثنائي كذلك، نجماه يكملان دورة كاملة في كل ستة أشهر.

تاريخ
في الميثولوجيا الهندية المئزر معروف بإسم فاسيستا وسها هو معروف ارونداتي هذا الزوج يعتبران رمز للزواج، في بعض المجتمعات الهندية يبارك الراهب الزواج عند الإشارة إلى النجمين .

في الأساطير اليابانية المئزر معروف بنجم الحياة تكتب "寿命 星" وتنطق "جوميوبوشي" ، اعتقد ان من لا يستطيع رؤيته سيموت في نهاية السنة، اما في المانجا اليابانية الشعبية، سيف النار، استخدم هذ النجم في الأسطورة كفأل للموت (死 兆 星)،وان من رأى النجم سوف يموت في وقت لاحق من العام.

العرب قديما ينظرون إليه على أنه اختبار للرؤية الحادة، كما إعتادوا على تضاد سهيل وسها (المئزر ونجم سهيل) على احتلالهم أعلى وأدنى في الشدة حسب التسلسل الهرمي السماوية، في الترجمات الأسبانية كتب "Vidit Alcor, at non lunam plenam" كلمة عربية ترجمت إلى الأسبانية من مثل عربي قديم"أُرِيهَا السُّهَا وَتُرِينِي القَمَرَ"بالمعنى أسْألُهَا عَنْ شَيْءٍ فَتُجِيبُنِي جَواباً لاَ عَلاَقَةَ لَهُ بِمَا أسْألُ عَنْهُ.

في القرن الرابع عشر معجم مجد الدين الفيروزآبادي اسماه "بريدل" ، "الصادق" ; بنما في القرن الثالث عشر الفلكي العربي القزويني قال "أن الناس يستعملون هذا النجم كاختبار للبصر" ، الفلكي الفارسي البيروني (973-1048 ميلادية) ذكر أهميتها في الحياة الأسرية للعرب من 18 من شهر أذار، والاعتدال مارس.

المئزر لم يكن معروفا لدى اليونانيين لكن كانت هناك أسطورة إلكترا (أم لازيون وداردنوس من زيوس)الضائعة التي تحولت إلى ثعلب . اما في الحضارة الصينية فلقب بنجم لو "LU-STAR"

2آي/بوريسوف هو ثاني جسم بينجمي يُرصد وهو يعبر نظامنا الشمسي، وأول مذنب مؤكد قادم من خارجه. اكتشفه الفلكي الهاوي الأوكراني جينادي بوريسوف في 30 أغسطس 2019 من شبه جزيرة القرم، وحمل اسمه تخليدًا للاكتشاف. وخلافًا للجسم البينجمي الأول «أومواموا» الذي بدا صخريًا دون نشاط مذنبي واضح، أظهر بوريسوف منذ اكتشافه ذؤابة وذيلًا غازيًا وغباريًا نموذجيًا، ما جعله شبيهًا بمذنبات نظامنا الشمسي وأتاح دراسة مادة تشكلت حول نجم آخر.

المدار والحركة
يمتلك بوريسوف مدارًا قطعًا زائدًا شديد الانفتاح، يبلغ شذوذه المداري نحو 3.356–3.36، ما يؤكد أنه غير مرتبط جاذبيًا بالشمس وجاء من خارج النظام الشمسي. يبلغ حضيضه الشمسي نحو 2.0065 وحدة فلكية (قرابة 300 مليون كيلومتر)، وميله المداري نحو 44.05 درجة. وتبلغ سرعته الزائدة عند اللانهاية نحو 32 كم/ث، وترتفع إلى نحو 44 كم/ث عند الحضيض. دخل النظام الشمسي من جهة كوكبة ذات الكرسي وغادر باتجاه كوكبة المرقب، ويستغرق نحو 9000 عام لقطع سنة ضوئية واحدة بالنسبة إلى الشمس.

الحجم والبنية
تتراوح التقديرات الحديثة لقطر النواة بين 0.4 و1 كيلومتر تقريبًا، وتشير بعض قياسات هابل إلى أن قطرها أقل من نصف كيلومتر، بينما بلغت التقديرات الأولية نحو 16 كيلومترًا بسبب صعوبة فصل النواة عن الذؤابة. ويُقدَّر البياض الهندسي بنحو 0.04، ما يجعلها مظلمة مثل معظم المذنبات. وتتكون النواة من تجمع فضفاض من الجليد والغبار. وفقد المذنب ما لا يقل عن 0.4% من كتلته قبل الحضيض، كما فقد طبقة سطحية رقيقة تُقدَّر بنحو 0.4 متر.

النشاط والغازات والغبار
كان بوريسوف نشطًا منذ اكتشافه على بعد نحو 3 وحدات فلكية من الشمس، وتشير أرصاد سابقة إلى نشاط محتمل منذ ديسمبر 2018 عندما كان على بعد 7–8 وحدات فلكية، ما يدل على وجود مواد متطايرة غير الماء، خصوصًا أول أكسيد الكربون وثاني أكسيده.
بلغ إنتاج الماء ذروته عند نحو \(1.07 \times 10^{26}\) جزيء في الثانية قرب الحضيض، ثم انخفض سريعًا بعده. ومن أبرز خصائصه ارتفاع أول أكسيد الكربون بصورة استثنائية؛ إذ تراوحت نسبة CO إلى H₂O بين 35% و105% أو أكثر، أي أعلى بنحو 3 إلى 26 مرة من المتوسط المعتاد لمذنبات النظام الشمسي عند مسافات مماثلة.

اكتُشف السيانيد مبكرًا بمعدل إنتاج تراوح بين \(1.6\) و\(2.1 \times 10^{24}\) جزيء في الثانية، بينما كانت سلاسل الكربون C₂ وC₃ مستنفدة نسبيًا (بصورة تشبه بعض مذنبات عائلة المشتري)، في حين كان NH₂ غنيًا نسبيًا مقارنة بمذنبات نظامنا الشمسي.
وبلغ معدل إنتاج الغبار نحو 2–4 كجم في الثانية قبل الحضيض، وكانت الجسيمات صغيرة بحجم يقارب 200–250 نانومترًا مع سرعات قذف منخفضة نسبيًا. وفي مارس 2020، على مسافة نحو 2.8 وحدة فلكية من الشمس، شهد المذنب انفجارات أدت إلى انفصال جزء صغير من نواته، ورصد هابل هذا الحدث بوضوح.

التركيب والأصل
يتشابه بوريسوف مع مذنبات النظام الشمسي في جوانب عدة، منها لونه المائل إلى الحمرة وشكل الذؤابة والذيل ووجود مركبات مثل السيانيد والهيدروكسيل والنيكل والحديد، لكنه يتميز بوفرة أول أكسيد الكربون وندرة سلاسل الكربون. ويُعد من أكثر المذنبات بدائية أو غير معالجة التي دُرست، وتشير قياسات استقطاب الضوء إلى أنه ربما لم يمر سابقًا بالقرب من نجم. ويشابه في بعض خصائصه مذنب هيل-بوب. ويُرجَّح أنه تشكل في منطقة شديدة البرودة في نظام نجمي آخر، ربما في منطقة شبيهة بحزام كايبر أو حول نجم قزم أحمر، كما تشير خصائص الجسيمات في ذؤابته إلى أنها لم تتعرض لحرارة قوية سابقًا.

الرصد والاقتراب من الأرض
رصدته عدة مراصد منها تلسكوب هابل وجيميني والمرصد الأوروبي الجنوبي الكبير (VLT) ومصفوفة ألما (ALMA) وتلسكوب سويفت وغيرها. وأظهرت صور هابل ذؤابة ممتدة وذيلًا غباريًا واضحًا، وكان حجم المذنب مع ذؤابته في نوفمبر 2019 أكبر من الأرض بنحو 14 مرة.
بلغ أقرب اقتراب له من الأرض نحو 1.9–2 وحدة فلكية في أواخر ديسمبر 2019 (مسافة تقارب 290–300 مليون كيلومتر)، ولذلك لم يشكل خطرًا على الأرض.

أهمية بوريسوف
يمثل 2آي/بوريسوف فرصة نادرة لدراسة مادة جاءت من نظام نجمي آخر مباشرة. وأظهر أن الأجسام البينجمية يمكن أن تشبه مذنبات نظامنا الشمسي في بنيتها ونشاطها مع اختلافات كيميائية مهمة، خصوصًا في وفرة أول أكسيد الكربون. كما يشير إلى أن المذنبات البينجمية قد لا تكون نادرة بالضرورة، وأن دراسة أجسام أخرى من هذا النوع يمكن أن تكشف مدى التنوع الحقيقي للأنظمة الكوكبية خارج نظامنا الشمسي.

سيريز أو سيريس (بالإنجليزية: Ceres، الرمز: ⚳)، هو كوكب صغير يعتبر أكبر الأجرام الموجودة في حزام الكويكبات الرئيسي الذي يقع بين مدار كوكب المريخ ومدار كوكب المشتري. يعتبر سيريس الذي يبلغ قطره 945 كيلومترًا أكبر الكويكبات وأكبر كوكب قزم معروف ضمن مدار الكوكب نبتون. يحتل سيريس المرتبة الخامسة والعشرين لأضخم الأجرام الموجودة بالنظام الشمسي ضمن مدار الكوكب نبتون أيضًا.

يعتبر سيريس الجرم الكروي الوحيد الموجود في حزام الكويكبات بفعل جاذبيته، وهذا بعد إجراء بعض الدراسات التحليلية لاستبعاد الكوكب الصغير «فيستا». يتراوح القدر الظاهري لسيريس عند رصده من الأرض بين 6.7 إلى 9.3، ويكون سيريس في وضع مقابلة مع الأرض مرة كل 15 إلى 16 شهرًا وهي فترته المدارية. ولهذا، فحتى عندما يكون في أشد فترات لمعانه، يكون خافتًا جدًا لِأن يُرى بالعين المجردة، إلا في بعض الحالات الاستثنائية التي تكون فيها السماء مظلمة بشكل كبير.

كان سيريس أول كويكب مُكتشف، واكتشف بواسطة «جوزيبه بيازي» بمرصد «باليرمو» الفلكي في الأول من يناير عام 1801م. اعتبر سيريس كوكبًا في البداية، ثم أُعيد تصنيفه إلى كوكب قزم في خمسينيات القرن التاسع عشر بعد اكتشاف أجرام أخرى عديدة في مدارات مشابهة.

يتكون سيريس من وشاح طيني (صخري-ثلجي)، وقشرة تتكون من 60% صخور و40% أو أقل من 30% ثلوج. ومن المحتمل أن المحيطات الداخلية أو المياه السائلة لم تعد موجودةً هناك، ولكن توجد بعض المياه السائلة شديدة الملوحة (الأجاج) التي يمكن أن تتدفق عبر طبقة الوشاح الخارجي وصولًا إلى السطح. يتكون سطح سيريس من مزيج من الثلوج المائية ومختلف هيدرات المعادن المختلفة مثل معادن الكربونات ومعادن الصلصال. تتشكل البراكين الباردة هناك مثل «أهونا مونس» بمعدل مرة كل 50 مليون سنة. رُصدت انبعاثات لبخار الماء من عدة مناطق على سيريس في يناير 2014م. كانت هذه الظاهرة غير متوقعة، فالأجرام الكبيرة بحزام الكويكبات لا تُصدر البخار، وهي سمة مُميِّزة للمذنبات. يمتلك سيريس غلافًا جويًا رفيعًا يعرف بالمتكور الخارجي أو «الإكسوسفير».

دخلت المركبة الفضائية «دوون» التابعة لناسا في مدار حول سيريس في السادس من مارس عام 2015م.

الشعرى الشامية في الفلك (بالإنجليزية: Procyon أو α Canis Minoris) هو أشد نجوم كوكبة الكلب الأصغر تألقا وأحد أعضاء قائمة أشد النجوم سطوعا. كان معروفا عند قدماء المصريين الذين أسموه «إمي خت سوبدت». يبلغ بعده عنا نحو 4و11 سنة ضوئية وهو بذلك من أقرب النجوم إلينا وهو يشرق في السماء قبل ظهور الشعرى اليمانية.

ويكوّن مع نجوم من ضمنها الشعرى اليمانية ومنكب الجوزاء ما يسمى مسدس الشتاء.

ومثل الشعرى الشامية مثل الشعرى اليمانية التي تتكون من نجم ثنائي والنجمين في الشعرى الشامية هما : الشعرى الشامية أ وهو نجم أبيض مصفر من نحوم النسق الأساسي يتميز بفئة طيفية F5، وقرينه الشعرى الشامية ب وهو قزم أبيض. تبلغ دورة النجمين حول مركز ثقلهما نحو 41 سنة.

لم يتمكن القمر الصناعي موست MOST من إثبات اهتزازات ضياء هذا النظام والتي من المفروض أن تظهر في حالة تزلزل الشعرى الشامية، الشيء الذي كان العلماء يعتقدون فيه.

في التاسع عشر من مايو/أيار عام ٢٠٠٥، التقطت مركبة استكشاف المريخ "سبيريت" التابعة لوكالة ناسا هذا المنظر الخلاب لحظة غروب الشمس خلف حافة فوهة غوسيف على سطح المريخ. وقد التُقطت هذه الصورة البانورامية المجمعة حوالي الساعة ٦:٠٧ مساءً من اليوم المريخي رقم ٤٨٩ للمركبة.

يلتقط الفريق العلمي صورًا لغروب الشمس والشفق بين الحين والآخر لتحديد مدى امتداد غبار المريخ في الغلاف الجوي، وللبحث عن سحب الغبار أو الجليد. وقد أظهرت صور أخرى أن وهج الشفق يبقى مرئيًا، ولكنه يخفت تدريجيًا، لمدة تصل إلى ساعتين قبل شروق الشمس أو بعد غروبها. وينتج شفق المريخ الطويل (مقارنةً بشفق الأرض) عن تشتت ضوء الشمس نحو الجانب المظلم من الكوكب بفعل الغبار الكثيف في الطبقات العليا من الغلاف الجوي. وتحدث ظواهر شفق طويلة مماثلة أو شروق وغروب شمس بألوان زاهية أحيانًا على الأرض عندما تُشتت حبيبات الغبار الدقيقة المنبعثة من البراكين القوية الضوء في طبقات الجو العليا.

جي إن-زد11 مجرة في اتجاه كوكبة الدب الأكبر، وتُعد من أبعد المجرات المعروفة في الكون المنظور. قياس انزياحها الأحمر z = 11.1، وهذا يوافق مسافة مسايِرة تُقدَّر بنحو 32 مليار سنة ضوئية. والمسافة المسايرة هي بعد المجرة عنا اليوم، مع احتساب استمرار تمدد الكون طوال رحلة الضوء. وهي أصغر من مجرتنا بكثير، وكتلة نجومها نحو 1% من كتلة نجوم درب التبانة، لكنها تشكّل النجوم بمعدل أسرع بنحو 20 مرة مما ينشأ في مجرتنا اليوم. ولذلك كانت ساطعة بما يكفي ليرصدها الفلكيون بتلسكوب هابل الذي يقيس الضوء المرئي، وتلسكوب سبيتزر الذي يقيس الأشعة تحت الحمراء. ولا تتيح المعلومات المتوفرة معرفة حجم نجومها، لكن الاعتقاد السائد أنها أضخم بكثير من الشمس وأشد حرارة.

الاكتشاف
تعرّف على المجرة فريق يدرس بيانات مسح مرصد هابل الفضائي «كاندلز» ومسح «المراصد العظمى العميق الشمالي». واستخدم الفريق كاميرا هابل الواسعة المجال 3 لقياس المسافة بالتحليل الطيفي، أي بتقسيم الضوء إلى ألوانه المكوّنة لقياس الانزياح الأحمر الناجم عن تمدد الكون. وأُعلنت النتائج في مارس 2016، فتبين أن المجرة أبعد مما كان يُعتقد، وأنها في حدود ما يستطيع هابل رصده، وتجاوزت بذلك حاملة الرقم السابق، المجرة EGSY8p7. وقد قطع ضوؤها المسافة إلى الأرض في نحو 13.4 مليار سنة، ويبلغ عمر الكون بحسب القياسات المتعددة نحو 13.8 مليار سنة.

مقارنتها بمجرتنا
تبيّن المقارنة أن جي إن-زد11 أصغر من درب التبانة بكثير، وأن النجوم تنشأ فيها بمعدل أسرع بنحو 20 مرة. ويشغل تكوّن مجرة كهذه في وقت قصير نسبياً بعد نشأة أول النجوم علماء الفلك، لأن النظريات الحالية عن نشأة النجوم والمجرات لا تتفق تماماً مع المعدل الذي تشير إليه.

وتشير القياسات التي يتفق عليها العلماء إلى أن المجرات الصغيرة تعددت في بداية الكون في مناطق تكاثفت فيها الغازات الأولية من هيدروجين وهيليوم. ولما كانت المسافات بينها صغيرة، تجمّع كثير منها واندمج، فتكوّنت مجرات كبيرة مثل مجرتنا والمرأة المسلسلة. ويدل وجود العناصر الثقيلة، كالحديد والذهب والفضة واليورانيوم والرصاص، على أن المجموعة الشمسية نشأت من بقايا انفجار نجم كبير، إذ تنشأ العناصر الأثقل من الحديد في انفجار المستعر الأعظم.

عند الفلكيين الصينيين، المصطلح نجم زائر يشير إلى النجم الذي يظهر فجأة في المكان الذي لم يظهر فيه أي نجم من قبل، ثم يختفي بعد فترة من الزمن. وقد نقل هذا المصطلح عن السجلات القديمة للفلكيين الصينيين. يرى علم الفلك الحديث أن النجوم الزائرة هي مظهر من مظاهر النجوم المتغيرة الكارثية : المستعرات والمستعرات العظمى. وفي علم الفلك الصيني القديم، النجوم الزائرة أحد ثلاثة أنواع من «النجوم الجديدة»، والآخران هما وصف قديم للمذنبات في الفلك الحديث. ويعد كتاب هان أقدم تسجيل صيني يذكر النجوم الزائرة، الذي يوؤرخ لمملكة هان (206 ق.م - 220م), وكل الممالك اللاحقة لها سجلات مشابهة.

أحد السجلات الأوروبية القديمة، التي من المرجح أن تكون أقدم تدوين عن المستعرات العظمى ولكن بإشارات غامضة إلى الأحداث الفلكية التي يمكن أن تفسر على أنها المستعر الأعظم 185 الذي سجله الصينيون. في الوقت نفسه، يتساؤل الفلكيون لماذا لم يكن هناك ذكر للمستعر الأعظم 1054 في السجلات الأوروبية.