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.

في الفلك (بالإنجليزية: R136) هو تجمع نجمي يحوي عدد من النجوم العملاقة يبلغ بعضها نحو 150 كتلة شمسية أو أكبر من ذلك. يقع هذا التجمع الهائل في وسط كوكبة أبو سيف Dorado (و يعرف أيضا بسديم العنكبوت)، في سحابة ماجلان الكبرى. وسحابة ماجلان الكبرى هي إحدى المجرات الصغيرة التابعة لمجرتنا، مجرة درب التبانة وتبعد عن مجرتنا نحو 150 ألف سنة ضوئية. يعتبر التجمع النجمي R136 مكون من نجوم حديثة الولادة حيث تبلغ أعمارها بين 1 - 2 مليون سنة (هذا بالمقارنة بعمر المجموعة الشمسية المقدر بنحو 5-4 مليار سنة). ويتكون التجمع من من نجوم عملاقة و نجوم فوق عملاقة. تتميز كثير من تلك النجوم بأنها من التصنيف الطيفي 3 O-type وقد ثبت وجود نحو 39 نجم من نوع O3 من بينها. بالإضافة إليهم فتوجد بينهم أيضا بعض النجوم الملتهبة من نوع نجم وولف-رايت.

مذنب آيسون (الإنجليزية: Comet ISON) وعرف سابقًا باسم C/2012 S1، هو مذنب راعي الشمس من سحابة أورط، اكتُشف في 21 سبتمبر 2012 بواسطة أندرو سي. بيكر وأرتيوم نوفيتشونوك.

التسمية والاكتشاف
أطلق الفلكيون على المذنب الجديد اسم «آيسون ISON» نسبة لاسم المنظومة التلسكوبية المكتشف بها ويعرف علمياً باسم"C/2012 S1". وقد اكتشفه اثنان من الهواة الروسيين فيتالي نفسكي (Vitali Nevski) و آرتيوم نوفيتشونوك (Artyom Novichonokm) في مدينة كيسلوفودسك وذلك في شهر سبتمبر أيلول 2012 باستخدام تلسكوب قطره 16 بوصة، وهو جزء من (الشبكة البصرية العلمية الدولية - International Scientific Optical Network) المعروفة اختصاراً باسم"ISON"والموجودة في روسيا ومن هنا جاء اسم المذنب.

تمت رؤية المذنب في جهة كوكبة السرطان. فقد لاحظ العالمان وجود بقعة سحابية بطيئة جدًا وخفيفة ونادرة في حركتها في السماء، وعلى الفور قام العالم الفلكي نوفيتشونوك بإرسال برقية إلى الجهات المختصة بالرصد وتسجيل المذنبات المكتشفة حديثاً. وقام بتحديد موقع السحابة في الفضاء طالباً منهم دراستها بشكل مفصّل والتحقق مما إذا كانت مذنبأ جديداً أم لا؛ حيث أكدوا له فيما بعد أنه اكتشف مذنباً جديداً في المجموعة الشمسية.

ويقول نوفيتشونوك، «في البداية لم نكن متأكدين من كونه مذنب جديد في المجموعة الشمسية لأن الكاميرا التي لدينا مساحتها ضيقة ولا يمكنها رصده كما أن المذنب كان مضغوطاً بحيث لا يمكن تمييزه بدقة كما أنه كان بعيداً جداً بحيث أخبرنا الفلكيون أن مداره أبعد من كوكب المشتري والذي يبعد عن الأرض أكثر من 600 مليون كيلو متر».

وصل القدر الظاهري للمذنب نحو 5 في يوم 29 نوفمبر 2013 عند اقترابه من الشمس. وضعف الضوء الصادر منه باقترابه من الشمس بحيث لم يصبح من الممكن رؤيته بالعين المجردة في يوم 30 ديسمبر 2013، فكانت لمعانه قد وصل إلى 7 قدر ظاهري.< وكان قطر نواة المذنب ايسون يقدر بين 2 و 3 كيلومترات ولكن مسبار مارس ريكونيسانس أوربيتر الذي يدور حول كوكب المريخ يقدر حجمه بنحو 8 و0 كيلومتر فقط. وفي 1 ديسمبر استمر ضعف رؤية المذنب باقترابه المتواصل إلى الشمس. وأعلن مرصد CIOC في 2 ديسمبر 2013 المذنب آيسون قد تحلل تماما إلا أن ناسا لا تزال تحاول رؤية أي بقايا منه. . كما حاول تلسكوب هابل الفضائي رؤيته أو بقايا منه في 19 ديسمبر

68 هو سديم مظلم، سحابة جزيئية تقع في كوكبة الحواء، صنف برقم 68 حسب فهرس برنارد، يبلغ عرضه نصف سنة ضوئية ويُقدر بعده عن الأرض بنحو 500 سنة ضوئية. وهو من القرب بحيث أنه لا توجد نجمة تظهر بينه وبين الشمس.

الخصائص
على الرغم من كونه معتمًا عند أطوال موجات الضوء المرئي ، فقد كشف استخدام التلسكوب الكبير جدا في سيرو بارانال عن وجود حوالي 3700 نجمًا في الخلفية محجوبًا في مجرة درب التبانة ، يمكن رؤية حوالي 1000 منها عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء. < المرجع> ESO ، The Dark Cloud B68 بأطوال موجية مختلفة نسخة محفوظة 26 مارس 2008 على موقع واي باك مشين </ref> قياسات دقيقة من درجة التعتيم أدى إلى تعيين عينات دقيقة ورسم خرائط دقيقة لتوزيع الغبار داخل السحابة. وجود سحابة مظلمة في الجوار الشمسي يسهل إلى حد كبير المراقبة والقياس. إذا لم يتم تعطيله بفعل قوى خارجية ، فإن استقرار سحب الغبار هو توازن دقيق بين الضغط الخارجي الناجم عن الحرارة أو الضغط لمحتويات السحابة ، وقوى الجاذبية الداخلية الناتجة عن نفس الجسيمات (انظر كتلة جينس وكتلة بونور-إبرت). يؤدي هذا إلى تذبذب السحابة أو اهتزازها بطريقة لا تختلف عن تلك الموجودة في فقاعة صابون كبيرة أو بالون مملوء بالماء يتم اهتزازه. لكي تصبح السحابة نجمًا ، يجب أن تكتسب الجاذبية اليد العليا لفترة كافية للتسبب في انكماش السحابة والوصول إلى درجة حرارة أعلى وكثافة أعلى بحيث تتيح بدء اندماج الهيدروجين. عندما يحدث هذا يتكون للنجم توازن جديد بين الجاذبية المتزايدة بشكل كبير وضغط الإشعاع. التوازن يحدث بين الجادبية لمادة النجم التي تعمل على تصغير حجمه وبين ضغط الإشعاع الناتج عن الاندماج النووي الذي يعمل على تضخيم حجمه. تبلغ كتلة السحابة ضعف كتلة الشمس تقريبًا ، ويبلغ قطرها نصف سنة ضوئية تقريبًا. خلال المائة ألف عام القادمة أو نحو ذلك ، وهي في طريقها إلى أن تصبح نجماً. ->