text:
# الحية (كوكبة)
كوكبة الحية (باللاتينية:Serpens) هي كوكبة في نصف الكرة السماوية الشمالي. واحدة من 48 كوكبة مدرجة من قبل عالم الفلك بطليموس في القرن الثاني، وهي لا تزال واحدة من 88 كوكبة حديثة حددها الاتحاد الفلكي الدولي. إنها فريدة من نوعها بين الأبراج الحديثة في كونها مقسمة إلى جزأين غير متجاورين، (رأس الحية ) إلى الغرب و(ذيل الحية) إلى الشرق. بين هذين النصفين تقع كوكبة الحواء، «حامل الثعبان». في التمثيلات التصويرية، يتم تمثيل جسد الحية على أنه يمر خلف الحواء بين مو الحية في رأس الحية ونو الحية في رأس الحية.
ألمع نجم في كوكبة الحية هو النجم العملاق الأحمر عنق الحية، أو Unukalhai، في رأس الحية، مع قوته الظاهرة 2.63. يوجد أيضًا في رأس الحية الكتلة الكروية للعين المجردة مسييه 5 ومتغيرات العين المجردة الحية 4 والحية تاو4. تشمل الأجسام البارزة خارج المجرة سداسية زايفرت، وهي واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة كثافة ؛ أرب 220، مجرة الأشعة تحت الحمراء النموذجية فائقة السطوع؛ مجرة هوغ، أشهر فئة من المجرات النادرة جدًا والمعروفة باسم المجرات الحلقية .
يمر جزء من طائرة مجرة درب التبانة عبر رأس الحية، وهي بالتالي غنية بأجسام المجرة في أعماق السماء، مثل سديم النسر (IC 4703) والعنقود النجمي المرتبط به ميسييه 16. يقيس السديم 70 سنة ضوئية في 50 سنة ضوئية ويحتوي على أعمدة الخلق، وهي ثلاث غيوم غبارية اشتهرت بالصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. تشمل الأجسام الأخرى المدهشة سديم المربع الأحمر، وهو أحد الأجسام القليلة في علم الفلك التي تتخذ شكل مربع؛ وويسترهوت 40، وهي منطقة تشكل نجوم قريبة ضخمة تتكون من سحابة جزيئية ومنطقة هيدروجين II.

## تاريخ
في الأساطير اليونانية، يمثل كوكبة الحية ثعبانًا يحمله المعالج أسقليبيوس. يمثله في السماء كوكبة الحواء، قتل أسكليبيوس ثعبانًا مرة واحدة، ولكن تم إحياء الحيوان بعد أن وضع ثعبان ثان عشبة إحياء عليه قبل موته. عندما كانت الثعابين تتخلص من جلدها كل عام، كانت تُعرف كرمز للولادة الجديدة في المجتمع اليوناني القديم، وتقول الأسطورة إن أسكليبيوس كان يعيد إحياء البشر الأموات باستخدام نفس الأسلوب الذي شهده. على الرغم من أن هذا هو منطق وجود الحية مع الحواء، إلا أن السبب الحقيقي لا يزال غير معروف تمامًا. في بعض الأحيان، تم تصوير الحية على أنها تلتف حول الحواء، لكن غالبية الأطالس أظهرت أن كوكبة الحية يمر إما خلف جسد الحواء أو بين ساقيه.
في بعض الأطالس القديمة، تم تصوير الأبراج السربينز والحواء على أنها مجموعتان منفصلتان من الأبراج، على الرغم من أنها كانت تظهر في كثير من الأحيان على أنها كوكبة واحدة. كان يوهان باير أحد الشخصيات البارزة التي تصور كوكبة الحية بشكل منفصل. وهكذا، تم تصنيف نجوم كوكبة الحية بتسميات باير منفصلة عن تلك الخاصة بـ الحواء. عندما أسس يوجين دلبورت حدود الكوكبة الحديثة في عشرينيات القرن الماضي، اختار تصوير الاثنين بشكل منفصل. ومع ذلك، فقد طرح هذا مشكلة كيفية فصل الكوكبين، حيث قرر ديبورتي تقسيم كوكبة الحية إلى منطقتين الرأس والذيل مفصولة عن كوكبة الحواء. أصبحت هاتان المنطقتان تعرفان باسم رأس الحية وذيل الحية caput هي الكلمة اللاتينية للرأس وcauda الكلمة اللاتينية التي تعني الذيل.
في علم الفلك الصيني، تمثل معظم نجوم كوكبة الحية جزءًا من جدار يحيط بسوق، يُعرف باسم تيانشي، كان موجودًا في الحواء وجزءًا من الاله هرقل. تحتوي كوكبة الحية أيضًا على عدد قليل من الأبراج الصينية. نجمتان في الذيل تمثلان جزءًا من شيلو، البرج مع مكتب السوق. نجمة أخرى في الذيل تمثل محلات المجوهرات ليزي. نجمة واحدة في الرأس تميز تيانرو، ممرضة ولي العهد، أو تمطر أحيانًا.
كان هناك نوعان من الأبراج «الحية» في علم الفلك البابلي، والمعروفين باسم ميشيوسي وباشمو. يبدو أنه تم تصوير ميشيوسي على أنه مزيج من تنين وأسد وطائر، وكان يتوافق بشكل فضفاض مع الشجاع . كان باشمو أفعى ذات قرون (را نينجيشزيدا) ونحو يتوافق مع كوكبة من اوفيس إيودوكسوس من كنيدوس الذي يستند اوفيس (الحية) لبطليموس.

## مميزات
كوكبة الحية هي الوحيدة من بين 88 كوكبة حديثة يتم تقسيمها إلى منطقتين منفصلتين في السماء:رأس الحية (الرأس) وذيل الحية (الذيل). الكوكبة أيضًا غير عادية من حيث أنها تعتمد على كوكبة أخرى للسياق ؛ على وجه التحديد، يتم الاحتفاظ بها من قبل حامل الثعبان الحواء.
يحد راس الحية برج الميزان من الجنوب، والعذراء والعواء من الغرب، والإكليل الشمالي من الشمال، والحواء والجاثي من الشرق؛ يحد ذيل الحية القوس من الجنوب، الترس والعقاب من الشرق، الحواء من الشمال والغرب. تبلغ مساحتها الإجمالية 636.9 درجة مربعة، وهي تحتل المرتبة 23 من أصل 88 كوكبة في الحجم. يظهر بشكل بارز في كل من السماء الشمالية والجنوبية خلال صيف نصف الكرة الشمالي. تتكون نجمتها الرئيسية من 11 نجمة، وإجمالي 108 نجوم أكثر سطوعًا من قوتها 6.5 درجة، وهو الحد التقليدي للرؤية بالعين المجردة.
يتم تحديد حدود راس الحية، كما حددها عالم الفلك البلجيكي يوجين جوزف ديلبورت في عام 1930، بواسطة مضلع من 10 جوانب، بينما يتم تحديد ذيل الحية بواسطة مضلع من 22 جانبًا. في نظام الإحداثيات الاستوائية، تقع إحداثيات الصعود الصحيحة لحدود راس الحية بين 15سا 10.4د و 16سا 22.5د، اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) الاختصار المكون من ثلاثة أحرف "Ser" للكوكبة في عام 1922.

## سمات

### النجوم

#### نجوم الرأس
يميز قلب الثعبان النجم اللامع في الكوكبة، عنق الحية. يُطلق عليه تقليديًا اسم Unukalhai، وهو عملاق أحمر من النوع الطيفي K2III يقع على بعد حوالي 23 فرسخ فلكي مع حجم بصري قدره 2.630 ± 0.009، مما يعني أنه يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة حتى في المناطق ذات التلوث الضوئي الكبير. رفيق خافت في مدار حول النجم العملاق الأحمر، على الرغم من أنه غير مرئي للعين المجردة. يقع ثعبان لامدا بالقرب من الفا، حيث تبلغ قوته 4.42 ± 0.05 نجمة إلى حد ما تشبه الشمس وتقع على بعد 12 فرسخ فلكي فقط. نظير آخر للطاقة الشمسية في كوكبة الحية هو النجم الأساسي بسي الحية، وهو نجم ثنائي  يقع بعيدًا قليلاً في حوالي 14 فرسخ فلكي.
بيتا، غاما، وايوتا سيربنتيس شكل شكل مثلث مميز بمناسبة رأس الثعبان، مع كابا سيربنتيس (الاسم الصحيح هو جودجا) يجري تقريبا في منتصف الطريق بين غاما وذرة. ألمع الأربعة مع حجم ظاهري يبلغ حوالي 3.67 ، بيتا سيربنتيس هو نجم تسلسل رئيسي أبيض يبعد حوالي 160 فرسخ فلكي. ومن المرجح أن نجم قريب 10 درجة يرتبط جسديا مع بيتا، على الرغم من أنه ليس من المؤكد. ال متغير ميرا آر سيربنتيس، تقع بين بيتا وغاما، مرئية للعين المجردة بحد أقصى 5 درجات، ولكن، نموذجية لمتغيرات ميرا، يمكن أن تتلاشى إلى أقل من 14 درجة. غاما سيربنتيس نفسه هو نوع و العملاق يقع فقط 11 فرسخ فلكي بعيد وبالتالي فهو مشرق للغاية، حيث يبلغ حجمه 3.84 0 0.05. من المعروف أن النجم يظهر التذبذبات الشبيهة بالطاقة الشمسية.
تشكل دلتا سيربنتيس جزءًا من جسم الثعبان بين القلب والرأس، وهي عبارة عن نظام متعدد النجوم  حوالي 70 فرسخ فلكي من الأرض. يتكون النظام من أربعة نجوم، ويبلغ الحجم الظاهري الإجمالي لهذا النظام 3.79 كما يُنظر إليه من الأرض،  على الرغم من أن اثنين من النجوم، مع الحجم الظاهري المشترك 3.80، يوفران كل الضوء تقريبًا. الأساسي، العملاق الأبيض، هو متغير دلتا الترس بمتوسط حجم ظاهر يبلغ 4.23. تم وضعه بالقرب من دلتا، سواء في سماء الليل ومن المحتمل في الفضاء الفعلي على مسافة تقدر بحوالي 70 فرسخ فلكي، نجم الباريوم الحية 16. نجم آخر متغير بارز يمكن رؤيته بالعين المجردة هو تشي الحية، وهو متغير نجوم ألفا كلاب الصيد يقع في منتصف الطريق بين دلتا وبيتا والذي يختلف عن متوسط سطوعه البالغ 5.33 × 0.03 درجة على مدى 1.5 يومًا تقريبًا.
النجمان في رأس الحية اللذان يشكلان جزءًا من جسم الحية أسفل القلب هما ايبسيلون ومو الحية، وكلاهما من النجوم من النوع A.  كلاهما له خصوصية: إبسيلون هو نجم إيه ام،  بينما مو هو ثنائي. تقع إلى الشمال الغربي قليلاً من Mu وهي الحية 36، وهي نجمة أخرى من النوع A الرئيسي. هذا النجم أيضا له خصوصية. إنه ثنائي مكونه الأساسي هو نجم لامدا بوتيس، مما يعني أنه يحتوي على كميات شبيهة بالطاقة الشمسية من الكربون والنيتروجين والأكسجين، بينما يحتوي على كميات منخفضة جدًا من عناصر ذروة الحديد. الحية 25 ، الموجود على بعد درجات قليلة شمال شرق الحية مو، هو ثنائي طيفي يتكون من عملاق ساخن من النوع B ونجم من النوع A. الأساسي هو نجم B ينبض ببطء، مما يتسبب في اختلاف النظام بمقدار 0.03 درجة.
تحتوي كوكبة رأس الحية على العديد من متغيرات RR ليريا، على الرغم من أن معظمها خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بدون التصوير الفوتوغرافي الاحترافي. ألمع هو الحية في واي، فقط من الدرجة العاشرة. تتزايد فترة هذا النجم بنحو 1.2 ثانية في كل قرن. نجم متغير من نوع مختلف هو الحية تاو4، عملاق أحمر بارد ينبض بين 5.89 و 7.07 في 87 يومًا. تم العثور على هذا النجم لعرض ملف تعريف الدجاجة P معكوس،  حيث يؤدي تدفق الغاز البارد على النجم إلى إنشاء خطوط امتصاص هيدروجين منقولة إلى الأحمر بجوار خطوط الانبعاث العادية.
تم العثور على العديد من النجوم في كوكبة الحية لها كواكب. ألمع نجم في الحية أوميغا، الواقعة بين إبسيلون ومو، هو عملاق برتقالي بكوكب لا يقل عن 1.7 كوكب المشتري. الحية ان ان، وهو ثنائي خسوف لما بعد المغلف يتألف من قزم أبيض وقزم أحمر، المحتمل جدًا أن يكون لهما كوكبان يسببان اختلافات في فترة الخسوف. على الرغم من أنه لا يحتوي على كوكب، فقد وجد أن التناظرية الشمسية HD 137510 لها رفيق قزم بني داخل صحراء القزم البني .
PSR B1534 + 11 عبارة عن نظام يتكون من نجمين نيوترونيين يدوران حول بعضهما البعض، أحدهما نجم نابض تبلغ مدته 37.9 مللي ثانية. يقع على بعد حوالي 1000 فرسخ فلكي، تم استخدام النظام لاختبار نظرية ألبرت أينشتاين للنسبية العامة، والتحقق من صحة المعلمات النسبية للنظام في حدود 0.2 ٪ من القيم التي تنبأت بها النظرية. تم العثور على انبعاث الأشعة السينية من النظام موجود عندما يتقاطع النجم غير النابض مع الرياح النابضة الاستوائية للنجم النابض، ووجد أن مدار النظام يختلف قليلاً.

#### نجوم الذيل
ألمع نجم في الذيل، ايتا الحية، يشبه النجم الأساسي الفا الحية من حيث أنه عملاق أحمر من الفئة الطيفية K. ومع ذلك، من المعروف أن هذا النجم يعرض تذبذبات شبيهة بالشمس على مدار 2.16 ساعة تقريبًا. النجمان الآخران في ذيل الحية يشكلان نجمته هما ثيتا و Xi الحية، حيث تعبر النجوم إلى مو الحية في الرأس، هي نظام نجمي ثلاثي  يقع على بعد حوالي 105 فرسخ فلكي. اثنان من النجوم، مع الحجم الظاهري مجتمعة حوالي 3.5، يشكلان ثنائيًا طيفيًا مع فصل زاوي يبلغ 2.2 ملي ثانية قوسية فقط،  وبالتالي لا يمكن حلها باستخدام المعدات الحديثة. الأساسي هو عملاق أبيض به فائض من السترونتيوم. ثيتا، التي تشكل طرف الذيل، هي أيضًا نظام متعدد، يتكون من نجمين متسلسلين من النوع A مع حجم ظاهر مجتمعي يبلغ حوالي 4.1 مفصولة بنصف دقيقة قوسية تقريبًا.
تقع بالقرب من الحدود مع الحواء هي زيتا ونو واوميكرون الحية . الثلاثة نجوم من الدرجة الرابعة من حيث التسلسل الرئيسي، مع كون نو وأوميكرون من النوع الطيفي A  وكون زيتا من النوع الطيفيF. نو هو نجم واحد  مع حجم 9 رفيق بصري، بينما أو ميكرون هو متغير دلتا شيلد مع تغيرات في السعة بمقدار 0.01. في عام 1909، ظهر المستعر التكافلي  ار تي الحية بالقرب من اوميكرون، على الرغم من أنه وصل إلى الحد الأقصى فقط من 10.
النظام النجمي الحية 59، المعروف أيضًا باسم الحية d، هو نظام نجمي ثلاثي يتكون من ثنائي طيفي يحتوي على نجم من النوع A وعملاق برتقالي  وعملاق برتقالي ثانوي. يُظهر النظام اختلافات غير منتظمة في السطوع بين القدر 5.17 و5.2. في عام 1970 ، ظهر الحية الجديدFH شمال الحية 59 بقليل، ووصل سطوعه الأقصى إلى 4.5. يوجد أيضًا بالقرب من الحية 59 في سحابة الحية العديد من متغيراتجبارMWC 297 هو أحد نجوم هيربيغ Ae/Be الذي أظهر في عام 1994 توهجًا كبيرًا للأشعة السينية وزاد في لمعان الأشعة السينية بمقدار خمس مرات قبل العودة إلى حالة الهدوء. يبدو أيضًا أن النجم يمتلك قرصًا نجميًا. متغير جبار آخر في المنطقة هو الحية في في، وهو نجم هيربيج أي تم العثور عليه لعرض نبضات دلتا شيلد. تم العثور على الحية في في أيضًا، مثل MWC 297، به قرص مغبر يحيط به، وهو أيضًا نجم اوريونيسUX، مما يعني أنه يظهر اختلافات غير منتظمة في سطوعه.
النجم HR 6958، المعروف أيضًا باسم الحية ام في، الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة. إن وفرة المعدن للنجم أعلى بعشر مرات من الشمس لمعظم المعادن في ذروة الحديد وتصل إلى 1000 مرة أكثر للعناصر الثقيلة. كما وجد أنه يحتوي على فائض من السيليكون. بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة هو HD 172365، من المحتمل أن يكون شارًا ما بعد الأزرق في العنقود المفتوح IC 4756 الذي يحتوي على فائض كبير من الليثيوم. HD 172189، الموجود أيضًا في IC 4756، هو ثنائي متغير من Algol  مع فترة 5.70 يومًا. النجم الأساسي في النظام هو أيضًا متغير Delta Scuti، ويخضع لترددات نبض متعددة، والتي تتسبب، جنبًا إلى جنب مع الكسوف، في تغيير النظام بحوالي عُشر الحجم.
عندما تمر الطائرة المجرية عبرها، تحتوي ذيل الحية على العديد من نجوم OB الضخمة. العديد من هؤلاء مرئي للعين المجردة، مثل الحية NW، وهو نجم Be المبكر الذي وجد أنه متغير إلى حد ما. التباين مثير للاهتمام. وفقًا لإحدى الدراسات، يمكن أن يكون أحد أول الهجينة المكتشفة بين متغيرات بيتا سيفي والنجوم B النابضة ببطء. على الرغم من عدم رؤيته للعين المجردة، فإن HD 167971 (الحيةMY ) عبارة عن نظام ثلاثي متغير بيتا ليرا يتكون من ثلاثة نجوم شديدة السخونة من النوع او. عضو في العنقود NGC 6604،  كلا النجمين الخسوفين هما عمالقة زرقاء، أحدهما من النوع الطيفي المبكر للغاية O7.5III. النجم المتبقي إما عملاق أزرق أو عملاق خارق من النوع الطيفي المتأخر أو أو النوع بي المبكر. نظام HD 166734 هو أيضًا ثنائي ، ويتكون من عملاقين زرقاء عملاقة من النوع أو في مدار حول بعضهما البعض. أقل تطرفًا من حيث الكتلة ودرجة الحرارة هو HD 161701 ، وهو ثنائي طيفي يتكون من النوع B الأساسي والثانوي Ap ، على الرغم من أنه الثنائي الطيفي الوحيد المعروف الذي يتكون من نجم به كمية زائدة من الزئبق والمنغنيز ونجم Ap .
جنوب سديم النسر على الحدود مع القوس يوجد ثنائي الحية W الخسوف، والذي يتألف من عملاق أبيض يتفاعل مع الثانوي. تم العثور على النظام يحتوي على قرص تراكم ، وكان من أوائل الثعابين المكتشفة، والتي تحجب ثنائيات تحتوي على خطوط طيفية قوية للغاية فوق البنفسجية.  يُشتبه في أن مثل هذه الثعابين في مرحلة تطورية سابقة، وسوف تتطور أولاً إلى متغيرات دورية مزدوجة ثم متغيرات ألغول الكلاسيكية. أيضا بالقرب من سديم النسر هو الكسوف وولف-رايت الثنائي الحية سي في، ويتألف من نجم Wolf-Rayet والعملاق الفرعي من النوع O الساخن. ويحيط النظام على شكل حلقة السديم، من المحتمل تشكلت خلال المرحلة ولف-رايت من الانتخابات التمهيدية. يختلف خسوف النظام بشكل متقطع، وعلى الرغم من وجود نظريتين حول السبب، إلا أن أيًا منهما لا يتوافق تمامًا مع الفهم الحالي للنجوم.
يحتوي ذيل الحية على عدد قليل من ثنائيات الأشعة السينية. واحد من هؤلاء، GX 17 + 2، هو ثنائي منخفض الكتلة للأشعة السينية يتكون من نجم نيوتروني ، وكما هو الحال في جميع ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ، نجم منخفض الكتلة. تم تصنيف النظام على أنه مصدر Z يشبه Sco، مما يعني أن تراكمه قريب من حد إدنجتون. تم العثور على النظام أيضًا كل 3 أيام تقريبًا أكثر سطوعًا بحوالي 3.5 قدر ظاهري، ربما بسبب وجود نفاث السنكروترون . جهاز ثنائي آخر للأشعة السينية منخفض الكتلة ، Serpens X-1 ، يخضع أحيانًا لموجات من الأشعة السينية. استمرت إحداها على وجه الخصوص ما يقرب من أربع ساعات ، وربما يفسر ذلك احتراق الكربون في «محيط ذي عنصر ثقيل».

### كائنات السماء العميقة

#### أجسام الرأس
نظرًا لأن المستوى المجري لا يمر عبر هذا الجزء من كوكبة الحية، فمن الممكن رؤية العديد من المجرات وراء ذلك. ومع ذلك ، توجد بعض هياكل مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، مثل مسية 5 ، وهو تجمع كروي يقع على بعد 8 درجات تقريبًا جنوب غرب الحية الفا، بجوار النجم الحية 5 . بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة في ظل ظروف جيدة ،  ويقع ما يقرب من 25000 لاي بعيد. يحتوي مسية 5 على عدد كبير من النجوم المتغيرة لايارRR المعروفة، ويتراجع عنا عند أكثر من 50 كم / ثانية. يحتوي العنقود على نجمين نابضين من ميلي ثانية، أحدهما في شكل ثنائي، مما يسمح بقياس الحركة المناسبة للعنقود. يمكن أن يساعد الثنائي في فهمنا للمادة المتحللة من النيوترونات؛ الكتلة المتوسطة الحالية، إذا تم تأكيدها، ستستبعد أي معادلة «ناعمة» للحالة لمثل هذه المادة. تم استخدام الكتلة لاختبار لحظات ثنائي القطب المغناطيسي في النيوترينوات، والتي يمكن أن تلقي الضوء على بعض الجسيمات الافتراضية مثل الأكسيون. كتلة كروية أخرى هي بالومار5 ، وتقع جنوب مسية 5. تترك العديد من النجوم هذه الكتلة الكروية بسبب جاذبية مجرة درب التبانة ، وتشكل ذيلًا مدّيًا يبلغ طوله 30000 سنة ضوئية.
L134 / L183 عبارة عن مجمع سديم مظلم من المحتمل أن يتكون مع سحابة ثالثة من شظايا سحابة أصلية واحدة تقع على بعد 36 درجة من المستوى المجري ، وهي مسافة كبيرة للسدم المظلمة. يُعتقد أن المجمع بأكمله يقع على بعد حوالي 140 فرسخ فلكي. يُشار إلى L183 أيضًا باسم L134N، وهو موطن للعديد من مصادر الأشعة تحت الحمراء ، مما يشير إلى مصادر ما قبل النجوم  يُعتقد أنها تقدم أول ملاحظة معروفة لمرحلة الانكماش بين نوى السحب ونوى ما قبل النجم. ينقسم اللب إلى ثلاث مناطق، بكتلة مجمعة تبلغ حوالي 25 كتلة شمسية.
خارج مجرة درب التبانة، لا توجد أجسام لامعة في أعماق السماء لعلماء الفلك الهواة في ذيل الحية، ولا يوجد شيء آخر فوق 10 درجات. ألمعها هي NGC 5962، وهي مجرة حلزونية تقع على بعد حوالي 28 ميغا فرسخ  مع حجم واضح 11.34. أكثر خفوتًا هي NGC 5921، وهي مجرة حلزونية ضلعية مع نواة مجرية نشطة من نوع LINER تقع على مسافة قريبة إلى حد ما على مسافة 21 ميغا فرسخ. تمت ملاحظة مستعر أعظم من النوع الثاني في هذه المجرة في عام 2001 وتم تسميته SN 2001X. ومازال الخافت هو الحلزون NGC 5964  و NGC 6118، حيث يستضيف الأخير المستعر الأعظم SN 2004dk.
مجرة هوغ، الذي يقع على بعد 600 مليون سنة ضوئية من الأرض، هو عضو في فئة نادرة جدًا من المجرات المعروفة باسم المجرات الحلقية. تتكون الحلقة الخارجية إلى حد كبير من نجوم زرقاء فتية بينما يتكون اللب من نجوم صفراء أقدم. النظرية السائدة فيما يتعلق بتكوينها هي أن المجرة السلفية كانت مجرة حلزونية ضيقة وذراعها سرعات أكبر من أن تحافظ على تماسك المجرة وبالتالي منفصلة. أرب 220 هي مجرة أخرى غير عادية في كوكبة الحية. مجرة الأشعة تحت الحمراء النموذجية فائقة السطوع، Arp 220 أقرب إلى حد ما من مجرة هوغ على بعد 250 مليون سنة ضوئية من الأرض. وهي تتألف من مجرتين حلزونيتين كبيرتين في طور الاصطدام بنواتهما التي تدور على مسافة 1200 سنة ضوئية، مما يتسبب في تكوين نجمي واسع النطاق في كلا المكونين. تمتلك مجموعة كبيرة من أكثر من مليار نجم ، مغطاة جزئيًا بسحب كثيفة من الغبار بالقرب من أحد نواة المجرات. يتألف زوج مجرات آخر متفاعل ، وإن كان في مرحلة مبكرة ، من المجرتين NGC 5953 وNGC 5954. في هذه الحالة، كلاهما مجرتان نشطتان ، الأولى مجرة زايفرت والأخيرة مجرة من نوع LINER. كلاهما يخضع لانفجار من تشكيل النجوم الناتج عن التفاعل.
سداسية زايفرت هي مجموعة من ست مجرات، أربعة منها تتفاعل بقوة الجاذبية واثنتان منها تبدو ببساطة وكأنها جزء من المجموعة على الرغم من المسافة الأكبر بينهما. يقع العنقود المرتبط بالجاذبية على مسافة 190 مليون سنة ضوئية من الأرض ويبلغ عرضه حوالي 100000 سنة ضوئية، مما يجعل مجموعة سداسية زايفرت واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة كثافة. يتوقع علماء الفلك أن المجرات الأربع المتفاعلة ستندمج في النهاية لتشكل مجرة إهليلجية كبيرة. كان مصدر الراديو 3C 326 في الأصل منبثقًا من مجرة إهليلجية عملاقة. ومع ذلك، في عام 1990 ، تبين أن المصدر هو بدلاً من ذلك مجرة أصغر حجمًا وأكثر إشراقًا على بعد بضع ثوانٍ قوسية شمالًا. يحتوي هذا الجسم، المسمى 3C 326 N، على غاز كافٍ لتشكيل النجوم، ولكن يتم تثبيطه بسبب الطاقة من نواة المجرة الراديوية.
العنقود المجري الأكبر بكثير هو الانزياح الأحمر -0.0354 أبيل 2063 . يُعتقد أن العنقود يتفاعل مع مجموعة المجرات القريبة MKW 3s ، بناءً على قياسات السرعة الشعاعية للمجرات وتحديد موقع مجرة القرص المضغوط في مركز أبيل 2063. تظهر المجرة النشطة في مركز MKW 3s - NGC 5920 - أنها تخلق فقاعة من الغاز الساخن من نشاطها الراديوي. بالقرب من النجم الخامس Pi Serpentis يقع AWM 4 ، وهو كتلة تحتوي على فائض من المعادن في وسط داخل العنقود. المجرة المركزية NGC 6051 هي مجرة راديوية مسؤولة على الأرجح عن هذا التخصيب. على غرار AWM 4 ، تحتوي مجموعة Abell 2052 على مجرة راديو cD مركزية ، 3C 317 . يُعتقد أن هذه المجرة الراديوية قد أعيد تشغيلها بعد فترة من الخمول أقل من 200 عام. تحتوي المجرة على أكثر من 40000 عناقيد كروية معروفة ، وهو أعلى مجموع معروف لأي مجرة اعتبارًا من عام 2002.
يتكون زوج الكوازارات 4C 11.50 من اثنين من الكوازارات بفاصل أقل من 5 ثوانٍ قوسية ، وهو أحد أزواج الكوازارات الأقرب بصريًا في السماء. ومع ذلك ، فإن كلاهما لهما انزياحات حمراء مختلفة بشكل ملحوظ ، وبالتالي لا علاقة لهما. لا يمتلك العضو الأمامي للزوج (4C 11.50 A) كتلة كافية لكسر الضوء من مكون الخلفية (4C 11.50 B) بما يكفي لإنتاج صورة بعدسة، على الرغم من أنه يحتوي على رفيق حقيقي خاص به. زوج المجرات الأكثر غرابة هو 3C 321. على عكس الزوج السابق ، تتفاعل المجرتان اللتان تشكلان 3C 321 مع بعضهما البعض وهما في طور الاندماج. يبدو أن كلا العضوين عبارة عن مجرات نشطة ؛ قد تكون المجرة الراديوية الأولية مسؤولة عن النشاط في المرحلة الثانوية عن طريق مادة القيادة النفاثة الأولى على الثقب الأسود الهائل للأخير.
تم العثور على مثال على عدسة الجاذبية في المجرة الراديوية 3C 324 . كان يعتقد في البداية أنها مجرة راديوية مفردة متداخلة مع انزياح أحمر لـ z = 1.206 ، تم العثور عليها في عام 1987 على أنها في الواقع مجرتان ، مع المجرة الراديوية عند الانزياح الأحمر المذكور أعلاه والتي تم التقاطها بواسطة مجرة أخرى عند الانزياح الأحمر z = 0.845. تم اكتشاف أول مثال لمجرة راديوية متعددة الصور ،  يبدو أن المصدر مجرة بيضاوية ذات حارة غبار تحجب رؤيتنا للانبعاثات المرئية والأشعة فوق البنفسجية من النواة. حتى في الأطوال الموجية الأقصر ، فإن جرم بل لاسرتا PG 1553 + 113 هو باعث ثقيل لأشعة جاما. هذا الكائن هو الأبعد الذي تم اكتشافه لإصدار فوتونات ذات طاقات في نطاق TeV اعتبارًا من عام 2007. الطيف فريد من نوعه ، مع انبعاث قوي في بعض نطاقات طيف أشعة جاما في تناقض صارخ مع الانبعاث الناعم في نطاقات أخرى. في عام 2012، اندلع الجسم في طيف أشعة جاما ، وتضاعف لمعانه ثلاث مرات لمدة ليلتين، مما سمح بقياس الانزياح الأحمر بدقة على شكل z = 0.49
لوحظ العديد من رشقات أشعة جاما (GRBs) في ذيل الحية، مثل GRB 970111، أحد ألمع GRBs التي لوحظت. لم يتم العثور على حدث عابر بصري مرتبط بهذا GRB، على الرغم من شدته. أثبتت المجرة المضيفة في البداية أيضًا أنها بعيدة المنال ، ولكن يبدو الآن أن المضيف هو مجرة زايفرت تقع في redshift z = 0.657. كما كان الوهج اللاحق للأشعة السينية لـ GRB أكثر خفوتًا من نظيره في GRBs الأخرى باهتة. الأبعد هو GRB 060526 (الانزياح الأحمر z = 3.221)، والتي تم من خلالها الكشف عن الأشعة السينية والتوهجات البصرية. كانت GRB باهتة جدًا لفترة طويلة من GRB.

#### مجرات الذيل
يمر جزء من الطائرة المجرية عبر الذيل، وبالتالي فإن ذيل الحية غني بأجسام السماء العميقة داخل مجرتنا. يقع سديم النسر ومجموعة النجوم المرتبطة به، ميسية 16 على بعد 7000 سنة ضوئية من الأرض في اتجاه مركز المجرة. يقيس السديم 70 سنة ضوئية في 50 سنة ضوئية ويحتوي على أعمدة الخلق، وهي ثلاث غيوم غبارية اشتهرت بالصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. النجوم التي ولدت في سديم النسر والتي تمت إضافتها إلى تلك التي يبلغ عمرها التقريبي 5 ملايين سنة، يبلغ متوسط درجة الحرارة فيها 45000 درجة كلفن وتنتج كميات هائلة من الإشعاع الذي سيؤدي في النهاية إلى تدمير أعمدة الغبار. على الرغم من شهرته، إلا أن سديم النسر خافت إلى حد ما، حيث يبلغ حجمه المتكامل حوالي 6.0. غالبًا ما تكون مناطق تشكل النجوم في السديم عبارة عن كريات غازية تتبخر. على عكس كريات بوك، فإنها تحمل نجمًا أوليًا واحدًا فقط.
شمال ميسيه 16، على مسافة 2000 فرسخ فلكي تقريبًا ، توجد رابطة OB الحية OB2، التي تحتوي على أكثر من 100 نجمة OB. منذ حوالي 5 ملايين سنة، يبدو أن الارتباط لا يزال يحتوي على مناطق تشكل النجوم، ويضيء الضوء المنبعث من منطقة هيدروجين II. داخل المنطقة هذه توجد المجموعة المفتوحة NGC 6604، والتي هي نفس عمر رابطة OB المحيطة،  ويعتقد الآن أن الكتلة هي ببساطة الجزء الأكثر كثافة فيها. يبدو أن الكتلة تنتج مدخنة حرارية من الغاز المتأين ، بسبب تفاعل الغاز من قرص المجرة مع الهالة المجرية.
العنقود المفتوح الآخر في ذيل الحية هو IC 4756، الذي يحتوي على الأقل على نجمة واحدة بالعين المجردة، HD 172365  (نجم آخر يرى بالعين المجردة في المنطقة المجاورة، HD 171586، هو على الأرجح غير ذي صلة). تم وضعه على بعد حوالي 440 فرسخ فلكي، يقدر عمر المجموعة بحوالي 800 مليون سنة، وهي قديمة جدًا بالنسبة للعنقود المفتوح. على الرغم من وجود مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، يمكن العثور على مجموعة كروية واحدة: NGC 6535، على الرغم من أنها غير مرئية للعين المجردة ، يمكن صنعها في تلسكوبات صغيرة شمال زيتا سيربنتيس. لا تحتوي هذه المجموعة على متغيرات ليرا RR المعروفة، وهي صغيرة جدًا ومتناثرة بالنسبة للعنقود الكروي،
MWC 922 هو نجم محاط بسديم كوكبي. يُطلق على السديم الكوكبي اسم سديم المربع الأحمر نظرًا لتشابهه مع سديم المستطيل الأحمر، ويبدو أنه مربع كامل تقريبًا مع شريط مظلم حول المناطق الاستوائية. يحتوي السديم على حلقات متحدة المركز تشبه تلك الموجودة في المستعر الأعظم SN 1987A  MWC 922 بحد ذاته هو
متغير الكلبية الكبرى اف اس، مما يعني أنه نجم Be يحتوي على خطوط انبعاث هيدروجين ساطعة بشكل استثنائي بالإضافة إلى خطوط محظورة محددة، ويرجع ذلك على الأرجح إلى وجود ثنائي قريب. شرق الحيةXi هو سديم كوكبي آخر، أبيل 41 ، يحتوي على النجم الثنائي الحية ام تي في مركزه. يبدو أن السديم له هيكل ثنائي القطب ، وقد وجد أن محور تناظر السديم يقع ضمن 5 درجات من الخط العمودي على المستوى المداري للنجوم ، مما يعزز الارتباط بين النجوم الثنائية والسدم الكوكبية ثنائية القطب. على الطرف الآخر من طيف العمر النجمي يوجد L483، وهو سديم مظلم يحتوي على النجم الأولي IRAS 18418-0440 . على الرغم من تصنيفه على أنه نجم أولي من الفئة 0، إلا أنه يحتوي على بعض الميزات غير العادية لمثل هذا الكائن، مثل عدم وجود رياح نجمية عالية السرعة، وقد تم اقتراح أن هذا الكائن يمر بمرحلة انتقالية بين الفئة 0 والفئة الأولى. يوجد سديم متغير حول النجم الأولي، على الرغم من أنه مرئي فقط في ضوء الأشعة تحت الحمراء.
سحابة الحية عبارة عن سحابة جزيئية ضخمة تتكون من النجوم وتقع في الجزء الجنوبي من ذيل الحية. على بعد مليوني سنة فقط  و420 فرسخ فلكي،  من المعروف أن السحابة تحتوي على العديد من النجوم الأولية مثل الحية FIRS 1  والحية SVS 20 . تم الكشف عن عنقود سربنز الجنوبي الأولي بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا في الجزء الجنوبي من السحابة،  ويبدو أن تشكل النجوم لا يزال مستمراً في المنطقة. موقع آخر لتشكيل النجوم هو مجمع ويستر هوت 40، والذي يتكون من منطقة HII بارزة مجاورة لسحابة جزيئية. تقع على بعد حوالي 500 فرسخ فلكي،  وهي واحدة من أقرب المناطق الضخمة لتكوين النجوم، ولكن نظرًا لأن السحابة الجزيئية تحجب منطقة HII ، مما يجعل من الصعب رؤيتها والمجموعة المدمجة فيها بشكل مرئي، لم تتم دراستها جيدًا مثل الآخرين. من المحتمل أن تحتوي المجموعة المدمجة على أكثر من 600 نجم فوق 0.1 كتلة شمسية، مع العديد من النجوم الضخمة ، بما في ذلك نجم واحد على الأقل من النوع O، وهو مسؤول عن إضاءة منطقة HII وإنتاج فقاعة.
على الرغم من وجود مجرة درب التبانة ، تظهر العديد من المجرات النشطة في ذيل الحية أيضًا، مثل PDS 456، الموجودة بالقرب من الحية اكس أي. المجرة النشطة القريبة الأكثر إضاءة من حيث الجوهر،  تم العثور على هذا المجرة النشطة متغيرة للغاية في طيف الأشعة السينية. وقد سمح ذلك بإلقاء الضوء على طبيعة الثقب الأسود الهائل في المركز، والذي يُحتمل أن يكون ثقبًا أسودًا من نوع كير. من المحتمل أن الكوازار يمر بمرحلة انتقالية من مجرة تحت حمراء فائقة السطوع إلى كوازار كلاسيكي هادئ الإشعاع ، ولكن هناك مشاكل مع هذه النظرية ، ويبدو أن الجسم كائن استثنائي لا يقع تمامًا ضمن أنظمة التصنيف الحالية. يوجد بالقرب من NRAO 530، وهو بلازار معروف أنه يشتعل في الأشعة السينية من حين لآخر. كان أحد هذه التوهجات أقل من 2000 ثانية، مما يجعله أقصر توهج لوحظ في بلازار اعتبارًا من عام 2004. يبدو أن بلزار يظهر أيضًا تباينًا دوريًا في خرج الموجة الراديوية على مدى فترتين مختلفتين من ست وعشر سنوات.

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

## روابط خارجية
- The Deep Photographic Guide to the Constellations: Serpens (Caput)
- The clickable Serpens (Caput)
- Warburg Institute Iconographic Database (medieval and early modern images of Serpens), more can be found under Serpentarius

title: الحية (كوكبة)

wikitext:
{{معلومات كوكبة|الاسم=الحية|أسم ألمع نجم=رأس الحية|شهر=يوليو|خط عرض أدنى=[[خط عرض 80° جنوب|80]]|خط عرض أعلى=[[خط عرض 80° شمال|80]]|الحدودية=[[الجاثي (كوكبة)|الجاثي]]

[[الحواء (كوكبة)|الحية]]

[[الميزان (كوكبة)|الميزان]]

[[العقرب (كوكبة)|العقرب]]

[[الرامي (كوكبة)|الرامي]]

[[العقاب (كوكبة)|العقاب]]|زخات الشهب=* اوميجا الحية
* سيجما الحية|عدد الأجرام المسييه=7|المسافة بالفرسخ الفلكي=23|المسافة بالسنة الضوئية=5.98|أسم اقرب نجم=|مقدار النجم=2.08|عدد النجوم القريبة=10|لاتيني=Serpens|عدد النجوم اللامعة=11|عدد كواكب النجوم=15|عدد نجوم ب.ف=108|عدد النجوم الرئسية=10|ترتيب المساحة=23|مجموع المساحة=636.9|ربعية=SQ3|ميل=−8|مطلع=17|أسم آخر=|ملاحظة=}}
'''كوكبة الحية''' (باللاتينية:'''Serpens''') هي [[كوكبة]] في نصف الكرة السماوية الشمالي. واحدة من 48 كوكبة مدرجة من قبل عالم الفلك [[بطليموس|بطليموس في]] القرن الثاني، وهي لا تزال واحدة من [[قائمة الكوكبات|88 كوكبة حديثة]] حددها [[الاتحاد الفلكي الدولي]]. إنها فريدة من نوعها بين الأبراج الحديثة في كونها مقسمة إلى جزأين غير متجاورين، (رأس الحية ) إلى الغرب و(ذيل الحية) إلى الشرق. بين هذين النصفين تقع كوكبة [[الحواء (كوكبة)|الحواء]]، «حامل الثعبان». في التمثيلات التصويرية، يتم تمثيل جسد الحية على أنه يمر خلف الحواء بين مو الحية في ''رأس الحية'' ونو الحية في رأس الحية.

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

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

== تاريخ ==
[[ملف:Sidney_Hall_-_Urania's_Mirror_-_Taurus_Poniatowski,_Serpentarius,_Scutum_Sobiesky,_and_Serpens.jpg|بديل=Serpens shown as a snake being held by Ophiuchus in Urania's Mirror.|يمين|تصغير| الثعابين التي يحملها الحواء، كما هو موضح في ''مرآة يورانيا''، وهي مجموعة من بطاقات الأبراج المنشورة في [[لندن]] ج. 1825. فوق ذيل الثعبان هو كوكبة الآن، عفا عليها الزمن الثور بوناتوفي في حين أدناه هو [[الترس (كوكبة)|الترس الطبلي]]]]
في [[أساطير إغريقية|الأساطير اليونانية]]، يمثل كوكبة الحية [[ثعبان|ثعبانًا]] يحمله المعالج [[أسقليبيوس]]. يمثله في السماء كوكبة [[الحواء (كوكبة)|الحواء]]، قتل أسكليبيوس ثعبانًا مرة واحدة، ولكن تم إحياء الحيوان بعد أن وضع ثعبان ثان عشبة إحياء عليه قبل موته. عندما كانت الثعابين تتخلص من جلدها كل عام، كانت تُعرف كرمز للولادة الجديدة في المجتمع اليوناني القديم، وتقول الأسطورة إن أسكليبيوس كان يعيد إحياء البشر الأموات باستخدام نفس الأسلوب الذي شهده. على الرغم من أن هذا هو منطق وجود الحية مع الحواء، إلا أن السبب الحقيقي لا يزال غير معروف تمامًا. في بعض الأحيان، تم تصوير الحية على أنها تلتف حول الحواء، لكن غالبية الأطالس أظهرت أن كوكبة الحية يمر إما خلف جسد الحواء أو بين ساقيه.<ref name="Ridpath">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.ianridpath.com/startales/serpens.htm
| عنوان = Serpens
| موقع = Star Tales
| ناشر = self-published
| تاريخ الوصول = 15 May 2014
| الأخير = Ridpath
| الأول = Ian
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210514094335/http://www.ianridpath.com/startales/serpens.html | تاريخ أرشيف = 14 مايو 2021 }}</ref>

في بعض الأطالس القديمة، تم تصوير الأبراج السربينز والحواء على أنها مجموعتان منفصلتان من الأبراج، على الرغم من أنها كانت تظهر في كثير من الأحيان على أنها كوكبة واحدة. [[يوهان باير|كان يوهان باير]] أحد الشخصيات البارزة التي تصور كوكبة الحية بشكل منفصل. وهكذا، تم تصنيف نجوم كوكبة الحية بتسميات [[تسمية باير|باير]] منفصلة عن تلك الخاصة بـ الحواء. عندما [[يوجين جوزف ديلبورت|أسس يوجين دلبورت]] حدود الكوكبة الحديثة في عشرينيات القرن الماضي، اختار تصوير الاثنين بشكل منفصل. ومع ذلك، فقد طرح هذا مشكلة كيفية فصل الكوكبين، حيث قرر ديبورتي تقسيم كوكبة الحية إلى منطقتين الرأس والذيل مفصولة عن كوكبة الحواء. أصبحت هاتان المنطقتان تعرفان باسم رأس الحية وذيل الحية<ref name="Ridpath" /> ''caput هي'' الكلمة اللاتينية للرأس و''cauda'' الكلمة اللاتينية التي تعني الذيل.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.anatomy.usyd.edu.au/glossary/glossary.cgi?page=c
| عنوان = Arnold's Glossary of Anatomy
| موقع = Anatomy & Histology - Online Learning
| ناشر = The University of Sydney
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150902033440/http://www.anatomy.usyd.edu.au/glossary/glossary.cgi?page=c
| تاريخ أرشيف = 2015-09-02
| تاريخ الوصول = 8 August 2015
| الأخير = Arnold
| الأول = Maurice (Toby)
}}</ref>

في [[علم الفلك الصيني]]، تمثل معظم نجوم كوكبة الحية جزءًا من جدار يحيط بسوق، يُعرف باسم تيانشي، كان موجودًا في الحواء وجزءًا من الاله [[هرقل (إله)|هرقل]]. تحتوي كوكبة الحية أيضًا على عدد قليل من [[علم الفلك الصيني|الأبراج الصينية]]. نجمتان في الذيل تمثلان جزءًا من شيلو، البرج مع مكتب السوق. نجمة أخرى في الذيل تمثل محلات المجوهرات ليزي. نجمة واحدة في الرأس تميز تيانرو، [[ولي عهد|ممرضة ولي العهد]]، أو [[مطر|تمطر]] أحيانًا.<ref name="Ridpath" />

كان هناك نوعان من الأبراج «الحية» في [[علم الفلك البابلي]]، والمعروفين باسم ميشيوسي وباشمو. يبدو أنه تم تصوير ميشيوسي على أنه مزيج من تنين وأسد وطائر، وكان يتوافق بشكل فضفاض مع [[الشجاع (كوكبة)|الشجاع]] . كان باشمو أفعى ذات قرون (را [[نينجيشزيدا]]) ونحو يتوافق مع كوكبة من اوفيس [[إيودوكسوس من كنيدوس]] الذي يستند اوفيس ''(الحية)'' لبطليموس.<ref>{{استشهاد بكتاب
| الأول = Gavin
| مؤلف1 = White
| عنوان = Babylonian Star-Lore: An Illustrated Guide to the Star-lore and Constellations of Ancient Babylonia
| ناشر = Solaria Publications
| ISBN = 978-0-9559037-0-0
| تاريخ = 2007
| صفحة = 180
}}</ref>

== مميزات ==
كوكبة الحية هي الوحيدة من بين [[قائمة الكوكبات|88 كوكبة حديثة]] يتم تقسيمها إلى منطقتين منفصلتين في السماء:''رأس الحية'' (الرأس) و''ذيل الحية'' (الذيل). الكوكبة أيضًا غير عادية من حيث أنها تعتمد على كوكبة أخرى للسياق ؛ على وجه التحديد، يتم الاحتفاظ بها من قبل حامل الثعبان [[الحواء (كوكبة)|الحواء]].<ref name="Ridpath" />

يحد راس الحية [[الميزان (كوكبة)|برج الميزان]] من الجنوب، و[[العذراء (كوكبة)|العذراء]] [[العواء (كوكبة)|والعواء]] من الغرب، و[[الإكليل الشمالي (كوكبة)|الإكليل الشمالي]] من الشمال، و[[الحواء (كوكبة)|الحواء]] و[[الجاثي (كوكبة)|الجاثي]] من الشرق؛ يحد ذيل الحية [[الرامي (كوكبة)|القوس]] من الجنوب، [[الترس (كوكبة)|الترس]] و[[العقاب (كوكبة)|العقاب]] من الشرق، [[الحواء (كوكبة)|الحواء]] من الشمال والغرب. تبلغ مساحتها الإجمالية 636.9 درجة مربعة، وهي تحتل المرتبة 23 من أصل 88 كوكبة في الحجم. يظهر بشكل بارز في كل من السماء الشمالية والجنوبية خلال صيف نصف الكرة الشمالي.<ref name="tirionconst">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.ianridpath.com/constellations1.htm
| عنوان = Constellations: Andromeda–Indus
| موقع = Star Tales
| ناشر = self-published
| تاريخ الوصول = 1 April 2014
| الأخير = Ridpath
| الأول = Ian
| مؤلف-وصلة = Ian Ridpath
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211220175234/http://www.ianridpath.com/constellations1.html | تاريخ أرشيف = 20 ديسمبر 2021 }}</ref> [[مجمة|تتكون نجمتها]] الرئيسية من 11 نجمة، وإجمالي 108 نجوم أكثر سطوعًا من قوتها 6.5 درجة، وهو الحد التقليدي للرؤية بالعين المجردة.<ref name="tirionconst" />

يتم تحديد حدود راس الحية، كما حددها عالم الفلك البلجيكي [[يوجين جوزف ديلبورت]] في عام 1930، بواسطة مضلع من 10 جوانب، بينما يتم تحديد ذيل الحية بواسطة مضلع من 22 جانبًا. في [[نظام الإحداثيات الاستوائية]]، تقع [[مطلع مستقيم|إحداثيات الصعود الصحيحة]] لحدود راس الحية بين {{أساس رياضي|15|10.4}} و {{أساس رياضي|16|22.5}}،<ref name="boundary">{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = Caelum, Constellation Boundary
| صحيفة = International Astronomical Union
| مسار = http://www.iau.org/public/constellations/#ser
| تاريخ الوصول = 20 April 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211215152110/https://www.iau.org/public/themes/constellations/#ser | تاريخ أرشيف = 15 ديسمبر 2021 }}</ref> اعتمد [[الاتحاد الفلكي الدولي|الاتحاد]] الفلكي الدولي (IAU) الاختصار المكون من ثلاثة أحرف "Ser" للكوكبة في عام 1922.<ref name="boundary" /><ref name="pa30_469">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Russell
| الأول = H. N.
| عنوان = The New International Symbols for the Constellations
| مسار = https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1922-10_30_8/page/469
| صحيفة = {{Ill-WD2|Popular Astronomy|id=Q7229672}}
| المجلد = 30
| صفحات = 469–71
| bibcode = 1922PA.....30..469R
| سنة = 1922
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220609072832/https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1922-10_30_8/page/469|تاريخ أرشيف=2022-06-09}}</ref>

== سمات ==

=== النجوم ===
{{أيضا|List of stars in Serpens}}

==== نجوم الرأس ====
[[ملف:SerpensCaputCC.jpg|بديل=The pattern of stars in Serpens Caput seen with the naked eye, with a triangle marking the head and a line of stars extending down marking the upper body|يمين|تصغير|300x300بك| كوكبة رأس الحية كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة]]
يميز قلب الثعبان النجم اللامع في الكوكبة، [[عنق الحية]]. يُطلق عليه تقليديًا اسم Unukalhai، وهو [[عملاق أحمر]] من [[تصنيف نجمي|النوع الطيفي]] K2III يقع على بعد حوالي 23 فرسخ فلكي مع [[قدر ظاهري|حجم]] بصري قدره 2.630 ± 0.009،<ref name="AlphaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=alf+Ser
| عنوان = * Alpha Serpentis – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 18 April 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210831185941/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=alf+Ser | تاريخ أرشيف = 31 أغسطس 2021 }}</ref> مما يعني أنه يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة حتى في المناطق ذات التلوث الضوئي الكبير. رفيق خافت في مدار حول النجم العملاق الأحمر،<ref name="Eggleton">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x
| عنوان = A catalogue of multiplicity among bright stellar systems
| سنة = 2008
| الأخير = Eggleton
| الأول = P. P.
| الأخير2 = Tokovinin
| الأول2 = A. A.
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| المجلد = 389
| العدد = 2
| صفحات = 869
| bibcode = 2008MNRAS.389..869E
| arxiv = 0806.2878
}}</ref> على الرغم من أنه غير مرئي للعين المجردة. يقع ثعبان لامدا بالقرب من الفا، حيث تبلغ قوته 4.42 ± 0.05 نجمة إلى حد ما تشبه الشمس<ref name="daSilva">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/201118751
| الأول3 = A. C.
| bibcode = 2012A&A...542A..84D
| الأول6 = H. J.
| الأخير6 = Rocha-Pinto
| الأول5 = L. S.
| الأخير5 = Ribeiro
| الأول4 = L.
| الأخير4 = Da Silva
| الأخير3 = Milone
| عنوان = Accurate and homogeneous abundance patterns in solar-type stars of the solar neighbourhood: A chemo-chronological analysis
| الأول2 = G. F.
| الأخير2 = Porto De Mello
| الأول = R.
| الأخير = Da Silva
| سنة = 2012
| صفحات = A84
| المجلد = 542
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| arxiv = 1204.4433
}}</ref> وتقع على بعد 12 فرسخ فلكي فقط.<ref name="LambdaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Ser
| عنوان = * Lambda Serpentis – Star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 20 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201105170846/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=lam+Ser | تاريخ أرشيف = 5 نوفمبر 2020 }}</ref> نظير آخر [[نظير الشمس|للطاقة الشمسية]] في كوكبة الحية هو النجم الأساسي بسي الحية، وهو نجم ثنائي <ref name="Hall">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-6256/138/1/312
| الأول2 = G. W.
| الأول5 = S. H.
| الأخير5 = Saar
| الأول4 = B. A.
| الأخير4 = Skiff
| الأول3 = G. W.
| الأخير3 = Lockwood
| الأخير2 = Henry
| عنوان = The Activity and Variability of the Sun and Sun-Like Stars. Ii. Contemporaneous Photometry and Spectroscopy of Bright Solar Analogs
| الأول = J. C.
| الأخير = Hall
| سنة = 2009
| صفحات = 312
| العدد = 1
| المجلد = 138
| صحيفة = The Astronomical Journal
| bibcode = 2009AJ....138..312H
}}</ref> يقع بعيدًا قليلاً في حوالي 14 فرسخ فلكي.<ref name="PsiSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=psi+Ser
| عنوان = * Psi Serpentis – Double or multiple star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 21 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210831185957/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=psi+Ser | تاريخ أرشيف = 31 أغسطس 2021 }}</ref>

بيتا، غاما، وايوتا سيربنتيس شكل شكل مثلث مميز بمناسبة رأس الثعبان، مع كابا سيربنتيس (الاسم الصحيح هو جودجا<ref name="IAU-CSN">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt
| عنوان = IAU Catalog of Star Names
| ناشر = [[الاتحاد الفلكي الدولي]]
| تاريخ الوصول = 2018-09-17
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211208034802/http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt | تاريخ أرشيف = 8 ديسمبر 2021 }}</ref>) يجري تقريبا في منتصف الطريق بين غاما وذرة. ألمع الأربعة مع حجم ظاهري يبلغ حوالي 3.67 ، بيتا سيربنتيس هو نجم تسلسل رئيسي أبيض يبعد حوالي 160 فرسخ فلكي.<ref name="BetaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=bet+Ser
| عنوان = * Beta Serpentis – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 12 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211031165302/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=bet+Ser | تاريخ أرشيف = 31 أكتوبر 2021 }}</ref> ومن المرجح أن نجم قريب 10 درجة<ref name="BetaBSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=bet+Ser+B
| عنوان = * Beta Serpentis B – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 12 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201011085523/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=bet+Ser+B | تاريخ أرشيف = 11 أكتوبر 2020 }}</ref> يرتبط جسديا مع بيتا، على الرغم من أنه ليس من المؤكد.<ref name="Shaya">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0067-0049/192/1/2
| عنوان = Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of The Hipparcos Catalogue
| صحيفة = The Astrophysical Journal Supplement Series
| المجلد = 192
| العدد = 1
| صفحات = 2
| سنة = 2011
| الأخير = Shaya
| الأول = E. J.
| الأخير2 = Olling
| الأول2 = R. P.
| bibcode = 2011ApJS..192....2S
| arxiv = 1007.0425
}}</ref> ال [[نجوم الأعجوبة|متغير ميرا]] آر سيربنتيس، تقع بين بيتا وغاما، مرئية للعين المجردة بحد أقصى 5 درجات، ولكن، نموذجية لمتغيرات ميرا، يمكن أن تتلاشى إلى أقل من 14 درجة.<ref name="RAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34592
| عنوان = R Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 22 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210516075001/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34592 | تاريخ أرشيف = 16 مايو 2021 }}</ref> غاما سيربنتيس نفسه هو نوع و [[شبه عملاق|العملاق]] يقع فقط 11 فرسخ فلكي بعيد وبالتالي فهو مشرق للغاية، حيث يبلغ حجمه 3.84 0 0.05.<ref name="GammaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=gam+Ser
| عنوان = * Gamma Serpentis – Variable star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 22 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201105151357/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=gam+Ser | تاريخ أرشيف = 5 نوفمبر 2020 }}</ref> من المعروف أن النجم يظهر [[تذبذبات شبه شمسية|التذبذبات الشبيهة بالطاقة الشمسية]].<ref name="Bi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/521575
| عنوان = Seismological Analysis of the Stars γ Serpentis and ι Leonis: Stellar Parameters and Evolution
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 673
| العدد = 2
| صفحات = 1093–1105
| سنة = 2008
| الأخير = Bi
| الأول = S. ‐L.
| الأخير2 = Basu
| الأول2 = S.
| الأخير3 = Li
| الأول3 = L. ‐H.
| bibcode = 2008ApJ...673.1093B
}}</ref>

تشكل دلتا سيربنتيس جزءًا من جسم الثعبان بين القلب والرأس، وهي عبارة عن نظام متعدد النجوم <ref name="Malkov">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/201219774
| عنوان = Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| المجلد = 546
| صفحات = A69
| سنة = 2012
| الأخير = Malkov
| الأول = O. Y.
| الأخير2 = Tamazian
| الأول2 = V. S.
| الأخير3 = Docobo
| الأول3 = J. A.
| الأخير4 = Chulkov
| الأول4 = D. A.
| bibcode = 2012A&A...546A..69M
}}</ref> حوالي 70 فرسخ فلكي من الأرض. يتكون النظام من أربعة نجوم، ويبلغ الحجم الظاهري الإجمالي لهذا النظام 3.79 كما يُنظر إليه من الأرض، <ref name="DeltaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Ser
| عنوان = * Delta Serpentis – Double or multiple star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 18 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210831185944/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Ser | تاريخ أرشيف = 31 أغسطس 2021 }}</ref> على الرغم من أن اثنين من النجوم، مع الحجم الظاهري المشترك 3.80، يوفران كل الضوء تقريبًا. الأساسي،<ref name="DeltaBSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Ser+B
| عنوان = * Delta Serpentis B – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 18 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201010135751/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+Ser+B | تاريخ أرشيف = 10 أكتوبر 2020 }}</ref> العملاق الأبيض، هو [[متغير دلتا الترس]] بمتوسط حجم ظاهر يبلغ 4.23.<ref name="DeltaAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34969
| عنوان = Delta Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 18 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210910154517/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34969 | تاريخ أرشيف = 10 سبتمبر 2021 }}</ref> تم وضعه بالقرب من دلتا، سواء في سماء الليل ومن المحتمل في الفضاء الفعلي على مسافة تقدر بحوالي 70 فرسخ فلكي،<ref name="16Simbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=16+Ser
| عنوان = * 16 Serpentis – Star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 24 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201107115214/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=16+Ser | تاريخ أرشيف = 7 نوفمبر 2020 }}</ref> [[نجوم الباريوم|نجم الباريوم]] الحية 16.<ref name="Tomkin">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/164821
| عنوان = Heavy-element abundances in the mild barium stars Omicron Virginis and 16 Serpentis
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 311
| صفحات = 819
| سنة = 1986
| الأخير = Tomkin
| الأول = J.
| الأخير2 = Lambert
| الأول2 = D. L.
| bibcode = 1986ApJ...311..819T
}}</ref> نجم آخر متغير بارز يمكن رؤيته بالعين المجردة هو تشي الحية، وهو [[نجوم ألفا كلاب الصيد|متغير]] [[نجوم ألفا كلاب الصيد]] يقع في منتصف الطريق بين دلتا وبيتا والذي يختلف عن متوسط سطوعه البالغ 5.33 × 0.03 درجة على مدى 1.5 يومًا تقريبًا.<ref name="ChiAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34972
| عنوان = Chi Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 26 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210910140544/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34972 | تاريخ أرشيف = 10 سبتمبر 2021 }}</ref>

النجمان في رأس الحية اللذان يشكلان جزءًا من جسم الحية أسفل القلب هما ايبسيلون ومو الحية، وكلاهما [[نجوم النسق الأساسي نوع-A|من النجوم من النوع A.]] <ref name="EpsilonSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eps+Ser
| عنوان = * Epsilon Serpentis – Star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 26 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210909212630/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eps+Ser | تاريخ أرشيف = 9 سبتمبر 2021 }}</ref><ref name="MuSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=32+Ser
| عنوان = * Mu Serpentis – Star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 26 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210816023043/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=32+Ser | تاريخ أرشيف = 16 أغسطس 2021 }}</ref> كلاهما له خصوصية: إبسيلون هو [[نجم إيه إم|نجم إيه ام]]، <ref name="Adelman">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x
| عنوان = Elemental abundance analyses with DAO spectrograms -- XX. The early a stars epsilon Serpentis, 29 Vulpeculae and sigma Aquarii
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| المجلد = 300
| العدد = 2
| صفحات = 359
| سنة = 1998
| الأخير = Adelman
| الأول = S. J.
| الأخير2 = Albayrak
| الأول2 = B.
| bibcode = 1998MNRAS.300..359A
}}</ref> بينما مو هو ثنائي.<ref name="Gontcharov">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1016/j.newast.2009.09.006
| عنوان = Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries
| صحيفة = New Astronomy
| المجلد = 15
| العدد = 3
| صفحات = 324–331
| سنة = 2010
| الأخير = Gontcharov
| الأول = G. A.
| الأخير2 = Kiyaeva
| الأول2 = O. V.
| bibcode = 2010NewA...15..324G
| arxiv = 1606.08182
}}</ref> تقع إلى الشمال الغربي قليلاً من Mu وهي الحية 36، وهي نجمة أخرى من النوع A الرئيسي. هذا النجم أيضا له خصوصية. إنه ثنائي مكونه الأساسي هو نجم لامدا بوتيس، مما يعني أنه يحتوي على كميات شبيهة بالطاقة الشمسية من [[كربون|الكربون]] [[نيتروجين|والنيتروجين]] [[أكسجين|والأكسجين]]، بينما يحتوي على كميات منخفضة جدًا من عناصر [[ذروة الحديد]].<ref name="Nikolov">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Nikolov
| الأول5 = I. S.
| تاريخ = April 2008
| صفحات = 433–434
| العدد = 2
| المجلد = 38
| صحيفة = Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso
| عنوان = Spectroscopic orbit determination of two metal-weak dwarf stars: HD64491 and HD141851
| الأخير5 = Barzova
| الأول = G.
| الأول4 = E.
| الأخير4 = Paunzen
| الأول3 = I. K.
| الأخير3 = Iliev
| الأول2 = E.
| الأخير2 = Atanasova
| bibcode = 2008CoSka..38..433N
}}</ref> الحية 25 ، الموجود على بعد درجات قليلة شمال شرق الحية مو، هو [[نجم ثنائي|ثنائي طيفي]]<ref name="Petrie">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Petrie
| الأول = R. M.
| الأخير2 = Phibbs
| الأول2 = Edgar
| عنوان = Redetermination of the Spectrographic Orbits of Iota Pegasi and 25 Serpentis
| صحيفة = Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria
| المجلد = 8
| صفحات = 225–234
| سنة = 1950
| bibcode = 1950PDAO....8..225P
}}</ref> يتكون من [[عملاق أزرق|عملاق ساخن من النوع B]] ونجم من النوع A. الأساسي هو نجم B ينبض ببطء، مما يتسبب في اختلاف النظام بمقدار 0.03 درجة.<ref name="25AAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34909
| عنوان = PT Serpentis
| تاريخ = 10 February 2012
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 28 May 2014
| الأخير = VSX
| الأخير2 = Otero
| الأول2 = S. A
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210910143902/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34909 | تاريخ أرشيف = 10 سبتمبر 2021 }}</ref>

تحتوي كوكبة رأس الحية على العديد من [[متغيرات (RR) القيثارة|متغيرات RR ليريا]]، على الرغم من أن معظمها خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بدون التصوير الفوتوغرافي الاحترافي. ألمع هو الحية في واي، فقط من الدرجة العاشرة. تتزايد فترة هذا النجم بنحو 1.2 ثانية في كل قرن.<ref name="Wunder">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Wunder
| الأول = E.
| عنوان = Period Changes of Bright RR Lyrae Stars SU Dra and VY Ser
| صحيفة = Information Bulletin on Variable Stars
| المجلد = 3669
| العدد = 1
| صفحة = IBVS Homepage
| تاريخ = October 1991
| bibcode = 1991IBVS.3669....1W
}}</ref> نجم متغير من نوع مختلف هو الحية تاو4، عملاق أحمر بارد ينبض بين 5.89 و 7.07 في 87 يومًا.<ref name="Tau4AAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34971
| عنوان = Tau4 Serpentis
| تاريخ = 28 June 2012
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 24 June 2014
| الأخير = VSX
| الأخير2 = Otero
| الأول2 = S. A
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210910145349/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34971 | تاريخ أرشيف = 10 سبتمبر 2021 }}</ref> تم العثور على هذا النجم لعرض [[P الدجاجة|ملف تعريف الدجاجة P]] معكوس، <ref name="Kolotilov">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Kolotilov
| الأول = E. A.
| الأخير2 = Russev
| الأول2 = R. M.
| عنوان = Inverse P Cyg Profile of Halpha in the Spectrum of the Red Giant HD 139216 = tau4 Ser
| صحيفة = Information Bulletin on Variable Stars
| المجلد = 1730
| صفحة = 1
| تاريخ = January 1980
| bibcode = 1980IBVS.1730....1K
}}</ref> حيث يؤدي تدفق الغاز البارد على النجم إلى إنشاء [[انزياح أحمر|خطوط امتصاص هيدروجين منقولة إلى الأحمر]] بجوار خطوط الانبعاث العادية.<ref name="UToledo">{{استشهاد ويب
| مسار = http://astro1.physics.utoledo.edu/~megeath/ph6820/lecture7_ph6820.pdf
| عنوان = Lecture 7: The Collapse of Cores and Infall
| ناشر = Department of Physics and Astronomy, University of Toledo
| تاريخ الوصول = 17 July 2015
| الأخير = Galactic Star and Planet Formation Research Group
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210920104656/http://astro1.physics.utoledo.edu/~megeath/ph6820/lecture7_ph6820.pdf | تاريخ أرشيف = 20 سبتمبر 2021 }}</ref>

تم العثور على العديد من النجوم في كوكبة الحية لها [[كوكب غير شمسي|كواكب]]. ألمع نجم في الحية أوميغا، الواقعة بين إبسيلون ومو، هو [[نجم عملاق|عملاق برتقالي]] بكوكب لا يقل عن 1.7 [[المشتري|كوكب المشتري]].<ref name="Sato">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1093/pasj/65.4.85
| الأول4 = Y. -J.
| bibcode = 2013PASJ...65...85S
| الأول9 = Y.
| الأخير9 = Itoh
| الأول8 = M.
| الأخير8 = Yoshida
| الأول7 = Y.
| الأخير7 = Takeda
| الأول6 = E.
| الأخير6 = Kambe
| الأول5 = H.
| الأخير5 = Izumiura
| الأخير4 = Liu
| عنوان = Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952, HD 120084, and ω Serpentis
| الأول3 = H.
| الأخير3 = Harakawa
| الأول2 = M.
| الأخير2 = Omiya
| الأول = B.
| الأخير = Sato
| سنة = 2013
| صفحات = 85
| العدد = 4
| المجلد = 65
| صحيفة = Publications of the Astronomical Society of Japan
| arxiv = 1304.4328
}}</ref> الحية ان ان، وهو ثنائي خسوف لما بعد المغلف يتألف من [[قزم أبيض|قزم أبيض وقزم]] [[قزم أحمر|أحمر]]،<ref name="Parsons">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x
| الأول3 = C. M.
| bibcode = 2010MNRAS.402.2591P
| الأول7 = R.
| الأخير7 = Hickman
| الأول6 = B. T.
| الأخير6 = Gänsicke
| الأول5 = S. P.
| الأخير5 = Littlefair
| الأول4 = V. S.
| الأخير4 = Dhillon
| الأخير3 = Copperwheat
| عنوان = Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis
| الأول2 = T. R.
| الأخير2 = Marsh
| الأول = S. G.
| الأخير = Parsons
| سنة = 2010
| صفحات = 2591
| العدد = 4
| المجلد = 402
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| arxiv = 0909.4307
}}</ref> المحتمل جدًا أن يكون لهما كوكبان يسببان اختلافات في فترة الخسوف.<ref name="Marsh">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1093/mnras/stt1903
| الأخير5 = Copperwheat
| arxiv = 1310.1391
| bibcode = 2014MNRAS.437..475M
| الأول9 = M. R.
| الأخير9 = Schreiber
| الأول8 = C.
| الأخير8 = Caceres
| الأول7 = E.
| الأخير7 = Breedt
| الأول6 = V. S.
| الأخير6 = Dhillon
| الأول5 = C. M.
| الأول4 = S. P.
| عنوان = The planets around NN Serpentis: Still there
| الأخير4 = Littlefair
| الأول3 = M. C. P.
| الأخير3 = Bours
| الأول2 = S. G.
| الأخير2 = Parsons
| الأول = T. R.
| الأخير = Marsh
| سنة = 2013
| صفحات = 475
| العدد = 1
| المجلد = 437
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| مسار = http://wrap.warwick.ac.uk/58930/1/WRAP_MNRAS-2014-Marsh-475-88.pdf
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210920104700/http://wrap.warwick.ac.uk/58930/1/WRAP_MNRAS-2014-Marsh-475-88.pdf | تاريخ أرشيف = 20 سبتمبر 2021 }}</ref> على الرغم من أنه لا يحتوي على كوكب، فقد وجد أن التناظرية الشمسية HD 137510 لها رفيق [[قزم بني]] داخل صحراء القزم البني .<ref name="Endl">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/422310
| الأخير4 = McArthur
| bibcode = 2004ApJ...611.1121E
| الأول8 = Ana
| الأخير8 = Bedalov
| الأول7 = Eike
| الأخير7 = Guenther
| الأول6 = Diane B.
| الأخير6 = Paulson
| الأول5 = Carlos Allende
| الأخير5 = Prieto
| الأول4 = Barbara
| الأول3 = William D.
| عنوان = HD 137510: An Oasis in the Brown Dwarf Desert
| الأخير3 = Cochran
| الأول2 = Artie P.
| الأخير2 = Hatzes
| الأول = Michael
| الأخير = Endl
| سنة = 2004
| صفحات = 1121–1124
| العدد = 2
| المجلد = 611
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = astro-ph/0404584
}}</ref>

PSR B1534 + 11 عبارة عن نظام يتكون من [[نجم نيوتروني|نجمين نيوترونيين]] يدوران حول بعضهما البعض، أحدهما [[نجم نابض]] تبلغ مدته 37.9 مللي ثانية. يقع على بعد حوالي 1000 فرسخ فلكي، تم استخدام النظام لاختبار نظرية [[ألبرت أينشتاين]] [[النسبية العامة|للنسبية العامة]]، والتحقق من صحة المعلمات النسبية للنظام في حدود 0.2 ٪ من القيم التي تنبأت بها النظرية.<ref name="Fonseca">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/787/1/82
| عنوان = A Comprehensive Study of Relativistic Gravity Using PSR B1534+12
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 787
| العدد = 1
| صفحات = 82
| سنة = 2014
| الأخير = Fonseca
| الأول = E.
| الأخير2 = Stairs
| الأول2 = I. H.
| الأخير3 = Thorsett
| الأول3 = S. E.
| bibcode = 2014ApJ...787...82F
| arxiv = 1402.4836
}}</ref> [[أشعة سينية|تم العثور على انبعاث الأشعة السينية]] من النظام موجود عندما يتقاطع النجم غير النابض مع [[رياح سديمية نبضية|الرياح النابضة]] الاستوائية للنجم النابض، ووجد أن مدار النظام يختلف قليلاً.<ref name="Durant">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/741/1/65
| الأخير2 = Kargaltsev
| bibcode = 2011ApJ...741...65D
| الأول4 = G. G.
| الأخير4 = Pavlov
| الأول3 = I.
| الأخير3 = Volkov
| الأول2 = O.
| الأول = M.
| عنوان = Orbital Variation of the X-Ray Emission from the Double Neutron Star Binary J1537+1155
| الأخير = Durant
| سنة = 2011
| صفحات = 65
| العدد = 1
| المجلد = 741
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 1108.3330
}}</ref>

==== نجوم الذيل ====
[[ملف:SerpensCaudaCC.jpg|بديل=The pattern of stars in Serpens Cauda seen with the naked eye, with a line of stars marking the tail|يمين|تصغير|302x302بك| كوكبة Serpens (Cauda) كما يمكن رؤيتها بالعين المجردة]]
ألمع نجم في الذيل، ايتا الحية، يشبه النجم الأساسي الفا الحية من حيث أنه عملاق أحمر من الفئة الطيفية K. ومع ذلك، من المعروف أن هذا النجم يعرض تذبذبات شبيهة بالشمس على مدار 2.16 ساعة تقريبًا.<ref name="Hekker">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/200912777
| عنوان = Line-profile variations of stochastically excited oscillations in four evolved stars
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 515
| صفحات = A43
| سنة = 2010
| الأخير = Hekker
| الأول = S.
| الأخير2 = Aerts
| الأول2 = C.
| bibcode = 2010A&A...515A..43H
| arxiv = 1002.2212
}}</ref> النجمان الآخران في ذيل الحية يشكلان نجمته هما ثيتا و Xi الحية، حيث تعبر النجوم إلى مو الحية في الرأس، هي نظام نجمي ثلاثي <ref name="Eggleton" /> يقع على بعد حوالي 105 فرسخ فلكي.<ref name="XiSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ksi+ser
| عنوان = Xi Serpentis – Spectroscopic binary
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 21 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201105153140/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ksi+Ser | تاريخ أرشيف = 5 نوفمبر 2020 }}</ref> اثنان من النجوم، مع الحجم الظاهري مجتمعة حوالي 3.5، يشكلان ثنائيًا طيفيًا مع [[مسافة زاوية|فصل زاوي]] يبلغ 2.2 ملي [[دقيقة وثانية القوس|ثانية قوسية]] فقط، <ref name="Halbwachs">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Halbwachs
| الأول = J. L.
| عنوان = List of Estimated Angular Separations of Spectroscopic Binaries
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics Supplement
| المجلد = 44
| صفحة = 47
| سنة = 1981
| bibcode = 1981A&AS...44...47H
}}</ref> وبالتالي لا يمكن حلها باستخدام المعدات الحديثة. الأساسي هو [[نجم عملاق|عملاق أبيض]] به فائض من [[سترونتيوم|السترونتيوم]].<ref name="XiSimbad" /> ثيتا، التي تشكل طرف الذيل، هي أيضًا نظام متعدد، يتكون من نجمين متسلسلين من النوع A مع حجم ظاهر مجتمعي يبلغ حوالي 4.1 مفصولة بنصف دقيقة قوسية تقريبًا.<ref name="Eggleton" />

تقع بالقرب من الحدود مع [[الحواء (كوكبة)|الحواء]] هي زيتا ونو واوميكرون الحية . الثلاثة نجوم من الدرجة الرابعة من حيث التسلسل الرئيسي، مع كون نو وأوميكرون من النوع الطيفي A <ref name="NuSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=*+nu.+ser
| عنوان = Nu Serpentis – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 20 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201010181758/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=*+nu.+ser | تاريخ أرشيف = 10 أكتوبر 2020 }}</ref><ref name="OmicronSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=omi+ser
| عنوان = Omicron Serpentis – Variable Star of delta Sct type
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 20 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210909212633/https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=omi+Ser | تاريخ أرشيف = 9 سبتمبر 2021 }}</ref> وكون زيتا من النوع الطيفيF.<ref name="ZetaSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet+ser
| عنوان = Zeta Serpentis – Star
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 20 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201105091725/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=zet+Ser | تاريخ أرشيف = 5 نوفمبر 2020 }}</ref> نو هو نجم واحد <ref name="Eggleton" /> مع حجم 9 رفيق بصري،<ref name="NuBSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+156928B
| عنوان = BD-12 4724 – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 20 June 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201017211937/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+156928B | تاريخ أرشيف = 17 أكتوبر 2020 }}</ref> بينما أو ميكرون هو متغير دلتا شيلد مع تغيرات في السعة بمقدار 0.01.<ref name="OmicronAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34970
| عنوان = Omicron Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 20 June 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911002856/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34970 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> في عام 1909، ظهر [[مستعر تكافلي|المستعر التكافلي]] <ref name="Pavlenko">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1007/BF02044949
| عنوان = 9,6-Year periodicity of symbiotic nova RT Ser (1909) during the outburst decay from 1940 to 1994
| صحيفة = Astrophysics
| المجلد = 39
| العدد = 1
| صفحات = 15–19
| سنة = 1996
| الأخير = Pavlenko
| الأول = E. P.
| الأخير2 = Bochkov
| الأول2 = V. V.
| الأخير3 = Vasil'yanovskaya
| الأول3 = O. P.
| bibcode = 1996Ap.....39...15P
}}</ref> ار تي الحية بالقرب من اوميكرون، على الرغم من أنه وصل إلى الحد الأقصى فقط من 10.<ref name="RTAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34603
| عنوان = RT Serpentis
| تاريخ = 1 April 2014
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 28 May 2014
| الأخير = VSX
| الأخير2 = Osborne
| الأول2 = W.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210910165739/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34603 | تاريخ أرشيف = 10 سبتمبر 2021 }}</ref>

النظام النجمي الحية 59، المعروف أيضًا باسم الحية d، هو نظام نجمي ثلاثي<ref name="Tilley">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/144577
| عنوان = A Spectrographic Study of the Triple System in 59 D Serpentis
| مسار = https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1943-11_98_3/page/347
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 98
| صفحات = 347
| سنة = 1943
| الأخير = Tilley
| الأول = E. C.
| bibcode = 1943ApJ....98..347T
}}</ref> يتكون من ثنائي طيفي يحتوي على نجم من النوع A وعملاق برتقالي <ref name="Abt">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0067-0049/180/1/117
| عنوان = MK Classifications of Spectroscopic Binaries
| صحيفة = The Astrophysical Journal Supplement Series
| المجلد = 180
| العدد = 1
| صفحات = 117–118
| سنة = 2009
| الأخير = Abt
| الأول = H. A.
| bibcode = 2009ApJS..180..117A
}}</ref> وعملاق برتقالي ثانوي.<ref name="59BSimbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+169986
| عنوان = HD 169986 – Star in double system
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 25 May 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200915141320/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+169986 | تاريخ أرشيف = 15 سبتمبر 2020 }}</ref> يُظهر النظام [[متغير غير منتظم|اختلافات غير منتظمة في السطوع]] بين القدر 5.17 و5.2.<ref name="59AAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34973
| عنوان = d Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 25 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911000504/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34973 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> في عام 1970 ، ظهر الحية الجديدFH شمال الحية 59 بقليل، ووصل سطوعه الأقصى إلى 4.5.<ref name="FHAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34763
| عنوان = FH Serpentis
| تاريخ = 28 April 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 23 June 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911000441/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34763 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> يوجد أيضًا بالقرب من الحية 59 في سحابة الحية العديد من [[متغير جبار|متغيراتجبار]]MWC 297 هو أحد [[نجم هيربيغ Ae/Be|نجوم]] [[نجم هيربيغ Ae/Be|هيربيغ Ae/Be]] الذي أظهر في عام 1994 توهجًا كبيرًا [[أشعة سينية|للأشعة السينية]] وزاد في لمعان الأشعة السينية بمقدار خمس مرات قبل العودة إلى حالة الهدوء.<ref name="Hamaguchi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/308607
| الأخير2 = Terada
| bibcode = 2000ApJ...532.1111H
| الأول4 = K.
| الأخير4 = Koyama
| الأول3 = A.
| الأخير3 = Bamba
| الأول2 = H.
| الأول = K.
| عنوان = Large X‐Ray Flare from the Herbig Be Star MWC 297
| الأخير = Hamaguchi
| سنة = 2000
| صفحات = 1111
| العدد = 2
| المجلد = 532
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = astro-ph/9911120
}}</ref> يبدو أيضًا أن النجم يمتلك [[قرص نجمي دوار|قرصًا نجميًا]].<ref name="Acke">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:200809654
| الأخير5 = Waelkens
| bibcode = 2008A&A...485..209A
| العدد = 1
| الأول9 = E.
| الأخير9 = Puga
| الأول8 = M.
| الأخير8 = Benisty
| الأول7 = E.
| الأخير7 = Tatulli
| الأول6 = O.
| الأخير6 = Chesneau
| الأول5 = C.
| الأول4 = P.
| عنوان = MWC 297: A young high-mass star rotating at critical velocity
| الأخير4 = Deroo
| الأول3 = M. E.
| الأخير3 = van den Ancker
| الأول2 = T.
| الأخير2 = Verhoelst
| الأول = B.
| الأخير = Acke
| سنة = 2008
| صفحات = 209–221
| المجلد = 485
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = 0804.1212
}}</ref> متغير جبار آخر في المنطقة هو الحية في في، وهو نجم هيربيج أي تم العثور عليه لعرض نبضات دلتا شيلد.<ref name="Ripepi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20065728
| الأول4 = A.
| bibcode = 2007A&A...462.1023R
| الأول9 = S.
| الأخير9 = Marinoni
| الأول8 = P.
| الأخير8 = Ferrara
| الأول7 = J. P.
| الأخير7 = Marques
| الأول6 = M. J. P. F. G.
| الأخير6 = Monteiro
| الأول5 = F.
| الأخير5 = Palla
| الأخير4 = Ruoppo
| عنوان = Discovery of δ Scuti pulsation in the Herbig Ae star VV Serpentis
| الأول3 = M.
| الأخير3 = Marconi
| الأول2 = S.
| الأخير2 = Bernabei
| الأول = V.
| الأخير = Ripepi
| سنة = 2007
| صفحات = 1023
| العدد = 3
| المجلد = 462
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = astro-ph/0610194
}}</ref> تم العثور على الحية في في أيضًا، مثل MWC 297، به قرص مغبر يحيط به،<ref name="Alonso-Albi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/587935
| الأخير3 = Bachiller
| bibcode = 2008ApJ...680.1289A
| الأول6 = L.
| الأخير6 = Testi
| الأول5 = P.
| الأخير5 = Planesas
| الأول4 = R.
| الأخير4 = Neri
| الأول3 = R.
| الأول2 = A.
| عنوان = The Dusty Disk around VV Serpens
| الأخير2 = Fuente
| الأول = T.
| الأخير = Alonso‐Albi
| سنة = 2008
| صفحات = 1289–1294
| العدد = 2
| المجلد = 680
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 0802.4152
}}</ref> وهو أيضًا [[نجم هيربيغ Ae/Be|نجم اوريونيسUX]]،<ref name="VVAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34631
| عنوان = VV Serpentis
| تاريخ = 23 November 2011
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 28 May 2014
| الأخير = VSX
| الأخير2 = Otero
| الأول2 = S. A.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911052822/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34631 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> مما يعني أنه يظهر اختلافات غير منتظمة في سطوعه.<ref>{{استشهاد بكتاب
| محرر1 = Ridpath
| محرر1-الأول = Ian
| عنوان = A dictionary of astronomy
| تاريخ = 2012
| ناشر = Oxford University Press
| مكان = Oxford
| ISBN = 9780191739439
| طبعة = 2
| مسار الفصل = http://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803115022152
| تاريخ الوصول = 8 August 2015
| الفصل = UX Orionis star
| DOI = 10.1093/acref/9780199609055.001.0001
}}</ref>

النجم HR 6958، المعروف أيضًا باسم الحية ام في، الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة.<ref name="MVAAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34875
| عنوان = MV Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 25 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911055641/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=34875 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> إن وفرة المعدن للنجم أعلى بعشر مرات من الشمس لمعظم المعادن في ذروة الحديد وتصل إلى 1000 مرة أكثر للعناصر الثقيلة. كما وجد أنه يحتوي على فائض من [[سيليكون|السيليكون]].<ref name="Lopez-Garcia">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20000438
| عنوان = Elemental abundance studies of CP stars
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 367
| العدد = 3
| صفحات = 859–864
| سنة = 2001
| الأخير = López-García
| الأول = Z.
| الأخير2 = Adelman
| الأول2 = S. J.
| الأخير3 = Pintado
| الأول3 = O. I.
| bibcode = 2001A&A...367..859L
}}</ref> بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة هو HD 172365،<ref name="HD172365Simbad">{{استشهاد ويب
| مسار = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+172365
| عنوان = HR 7008 – Star in Cluster
| ناشر = [[سيمباد]]
| تاريخ الوصول = 14 December 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211123104350/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+172365 | تاريخ أرشيف = 23 نوفمبر 2021 }}</ref> من المحتمل أن يكون [[نجم أزرق شارد|شارًا]] ما بعد الأزرق في العنقود المفتوح [[IC 4756]] الذي يحتوي على فائض كبير من [[ليثيوم|الليثيوم]].<ref name="Andrievsky">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Andrievsky
| عنوان = The Lithium-rich supergiant HD172365
| bibcode = 1999AN....320...35A
| سنة = 1999
| صفحات = 35–41
| العدد = 1
| المجلد = 320
| صحيفة = Astronomische Nachrichten
| الأول5 = V. E.
| الأول = S. M.
| الأخير5 = Panchuk
| الأول4 = V. V.
| الأخير4 = Kovtyuch
| الأول3 = V. G.
| الأخير3 = Klochkova
| الأول2 = N. I.
| الأخير2 = Gorlova
| DOI = 10.1002/1521-3994(199903)320:1<35::aid-asna35>3.0.co;2-f
}}</ref> HD 172189، الموجود أيضًا في IC 4756، هو ثنائي متغير من Algol <ref name="Ibanoglu">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2008.14087.x
| الأول4 = Ö.
| الأول9 = O.
| الأخير9 = Özdarcan
| الأول8 = H. A.
| الأخير8 = Dal
| الأول7 = E.
| الأخير7 = Sipahi
| الأول6 = M.
| الأخير6 = Afşar
| الأول5 = Z.
| الأخير5 = Bozkurt
| الأخير4 = Çakırlı
| عنوان = Spectroscopic and photometric observations of the selected Algol-type binaries - IV. V799 Cassiopeiae, BX Piscium and HD 172189
| الأول3 = G.
| الأخير3 = Taş
| الأول2 = S.
| الأخير2 = Evren
| الأول = C.
| الأخير = Ibanoǧlu
| سنة = 2009
| صفحات = 757
| العدد = 2
| المجلد = 392
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| bibcode = 2009MNRAS.392..757I
}}</ref> مع فترة 5.70 يومًا. النجم الأساسي في النظام هو أيضًا متغير Delta Scuti، ويخضع لترددات نبض متعددة، والتي تتسبب، جنبًا إلى جنب مع الكسوف، في تغيير النظام بحوالي عُشر الحجم.<ref name="Costa">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20065784
| الأول4 = O.
| bibcode = 2007A&A...468..637C
| الأول9 = L.
| الأخير9 = Fox Machado
| الأول8 = M.
| الأخير8 = Alvarez
| الأول7 = J. A.
| الأخير7 = Belmonte
| الأول6 = M.
| الأخير6 = Chevreton
| الأول5 = Z. P.
| الأخير5 = Li
| الأخير4 = Creevey
| عنوان = Pulsational frequencies of the eclipsing δ Scuti star HD 172189. Results of the STEPHI XIII campaign
| الأول3 = J.
| الأخير3 = Peña
| الأول2 = E.
| الأخير2 = Michel
| الأول = J. E. S.
| الأخير = Costa
| سنة = 2007
| صفحات = 637–642
| العدد = 2
| المجلد = 468
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = 0706.4083
}}</ref>

عندما [[مستوى مجري|تمر الطائرة المجرية]] عبرها، تحتوي ذيل الحية على العديد من [[نجم-OB|نجوم OB]] الضخمة. العديد من هؤلاء مرئي للعين المجردة، مثل الحية NW، وهو [[نجم-Be|نجم Be]] المبكر الذي وجد أنه متغير إلى حد ما. التباين مثير للاهتمام. وفقًا لإحدى الدراسات، يمكن أن يكون أحد أول الهجينة المكتشفة بين [[متغير بيتا سيفي|متغيرات بيتا سيفي]] والنجوم B النابضة ببطء.<ref name="Gutierrez-Soto">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20077414
| الأول4 = J. C.
| الأول9 = C.
| الأخير9 = Neiner
| الأول8 = M.
| الأخير8 = Floquet
| الأول7 = A. -M.
| الأخير7 = Hubert
| الأول6 = R.
| الأخير6 = Garrido
| الأول5 = A.
| الأخير5 = Moya
| الأخير4 = Suárez
| عنوان = Multiperiodic pulsations in the Be stars NW Serpentis and V1446 Aquilae
| الأول3 = J.
| الأخير3 = Suso
| الأول2 = J.
| الأخير2 = Fabregat
| الأول = J.
| الأخير = Gutiérrez-Soto
| سنة = 2007
| صفحات = 565–570
| العدد = 2
| المجلد = 472
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| bibcode = 2007A&A...472..565G
}}</ref> على الرغم من عدم رؤيته للعين المجردة، فإن HD 167971 (الحيةMY ) عبارة عن نظام ثلاثي متغير بيتا ليرا يتكون من ثلاثة [[نجم نوع-أو|نجوم شديدة السخونة من النوع او.]] عضو في العنقود [[NGC 6604]]، <ref name="DeBecker">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20052810
| الأخير3 = Blomme
| bibcode = 2005A&A...437.1029D
| الأول6 = M. C.
| الأخير6 = Runacres
| الأول5 = I. R.
| الأخير5 = Stevens
| الأول4 = J. M.
| الأخير4 = Pittard
| الأول3 = R.
| الأول2 = G.
| عنوان = An XMM-Newton observation of the multiple system HD 167971 (O5-8V + O5-8V + (O8I)) and the young open cluster NGC 6604
| الأخير2 = Rauw
| الأول = M.
| الأخير = De Becker
| سنة = 2005
| صفحات = 1029–1046
| العدد = 3
| المجلد = 437
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = astro-ph/0503471
}}</ref> كلا النجمين الخسوفين هما عمالقة زرقاء، أحدهما من النوع الطيفي المبكر للغاية O7.5III. النجم المتبقي إما عملاق أزرق أو [[عملاق أزرق ضخم|عملاق خارق]] من النوع الطيفي المتأخر أو أو النوع بي المبكر.<ref name="Ibanoglu2">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1093/mnras/stt1616
| عنوان = MY Serpentis: A high-mass triple system in the Ser OB2 association
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| المجلد = 436
| العدد = 1
| صفحات = 750–758
| سنة = 2013
| الأخير = Ibanoglu
| الأول = C.
| الأخير2 = Cakirli
| الأول2 = O.
| الأخير3 = Sipahi
| الأول3 = E.
| arxiv = 1308.4971
| bibcode = 2013MNRAS.436..750I
}}</ref> نظام HD 166734 هو أيضًا ثنائي <ref name="V411AAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=62762
| عنوان = V411 Serpentis
| تاريخ = 4 January 2010
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 25 May 2014
| الأخير = VSX
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911074458/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=62762 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref>، ويتكون من عملاقين زرقاء عملاقة من النوع أو في مدار حول بعضهما البعض.<ref name="Conti">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/157971
| عنوان = Spectroscopic studies of O-type binaries. V - the Of System HD 166734
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 238
| صفحات = 184
| سنة = 1980
| الأخير = Conti
| الأول = P. S.
| الأخير2 = Ebbets
| الأول2 = D.
| الأخير3 = Massey
| الأول3 = P.
| الأخير4 = Niemela
| الأول4 = V. S.
| bibcode = 1980ApJ...238..184C
}}</ref> أقل تطرفًا من حيث الكتلة ودرجة الحرارة هو HD 161701 ، وهو ثنائي طيفي يتكون من [[تصنيف نجمي|النوع B]] الأساسي [[نجوم Ap وBp|والثانوي Ap]] ، على الرغم من أنه الثنائي الطيفي الوحيد المعروف الذي يتكون من نجم به كمية زائدة من [[زئبق|الزئبق]] [[منغنيز|والمنغنيز]] ونجم Ap .<ref name="Hubrig">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1093/mnrasl/slu012
| الأول4 = M.
| الأول9 = M.
| الأخير9 = Giarrusso
| الأول8 = F.
| الأخير8 = Leone
| الأول7 = F.
| الأخير7 = Castelli
| الأول6 = C.
| الأخير6 = Saffe
| الأول5 = I.
| الأخير5 = Ilyin
| الأخير4 = Scholler
| عنوان = The magnetic field in HD 161701, the only binary system identified to consist of an Hg ''Mn'' primary and an Ap secondary
| الأول3 = J. F.
| الأخير3 = Gonzalez
| الأول2 = T. A.
| الأخير2 = Carroll
| الأول = S.
| الأخير = Hubrig
| سنة = 2014
| صفحات = L6
| المجلد = 440
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters
| bibcode = 2014MNRAS.440L...6H
}}</ref>

جنوب [[سديم العقاب|سديم النسر]] على الحدود مع القوس يوجد ثنائي الحية W الخسوف، والذي يتألف من عملاق أبيض يتفاعل مع الثانوي. تم العثور على النظام يحتوي على [[قرص مزود|قرص تراكم]] ، وكان من أوائل الثعابين المكتشفة، والتي تحجب ثنائيات تحتوي على خطوط طيفية [[الأشعة فوق البنفسجية|قوية للغاية فوق البنفسجية.]] <ref name="Weiland">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/175883
| الأول2 = S. N.
| الأول5 = E. I.
| الأخير5 = Rosenblatt
| الأول4 = R. W.
| الأخير4 = Lyons
| الأول3 = E. A.
| الأخير3 = Beaver
| الأخير2 = Shore
| عنوان = Goddard High-Resolution Spectrograph Observations of the Interacting Binary System W Serpentis
| وصلة = https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1995-07-01_447_1/page/n404
| الأول = J. L.
| الأخير = Weiland
| سنة = 1995
| صفحات = 401
| المجلد = 447
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| bibcode = 1995ApJ...447..401W
}}</ref> يُشتبه في أن مثل هذه الثعابين في مرحلة تطورية سابقة، وسوف تتطور أولاً إلى [[متغير دوري مزدوج|متغيرات دورية مزدوجة]] ثم متغيرات ألغول الكلاسيكية.<ref name="Mennickent">{{استشهاد بدورية محكمة
| arxiv = 0904.1539
| الأخير = Mennickent
| الأول = R. E.
| عنوان = Interacting Binary Star Environments and the W Ser - DPV - Algol Connection
| الأخير2 = Kolaczkowski
| الأول2 = Z.
| سنة = 2009
| bibcode = 2010RMxAC..38...23M
| المجلد = 38
| صفحات = 23–26
| صحيفة = The Interferometric View on Hot Stars
}}
</ref> أيضا بالقرب من سديم النسر هو الكسوف [[نجم وولف-رايت|وولف-رايت]] الثنائي الحية سي في، ويتألف من نجم Wolf-Rayet والعملاق الفرعي من النوع O الساخن. ويحيط النظام على شكل حلقة [[سديم|السديم]]، من المحتمل تشكلت خلال المرحلة ولف-رايت من الانتخابات التمهيدية.<ref name="Cappa">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/340725
| عنوان = VLA Radio Continuum and IRAS Observations of the Ring Nebulae around WR 101 and WR 113
| مسار = https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-06_123_6/page/3348
| صحيفة = The Astronomical Journal
| تاريخ = 2002
| المجلد = 123
| العدد = 6
| صفحات = 3348–3355
| الأول = C. E.
| الأخير = Cappa
| bibcode = 2002AJ....123.3348C
}}</ref> يختلف خسوف النظام بشكل متقطع، وعلى الرغم من وجود نظريتين حول السبب، إلا أن أيًا منهما لا يتوافق تمامًا مع الفهم الحالي للنجوم.<ref name="David-Uraz">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2012.21736.x
| عنوان = Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| تاريخ = 2012
| المجلد = 426
| العدد = 3
| صفحات = 1720–1730
| الأول = Alexandre
| الأخير = David-Uraz
| bibcode = 2012MNRAS.426.1720D
| arxiv = 1207.6032
}}</ref>

يحتوي ذيل الحية على عدد قليل [[ثنائي أشعة إكس|من ثنائيات الأشعة السينية]]. واحد من هؤلاء، GX 17 + 2، هو [[ثنائي أشعة إكس|ثنائي منخفض الكتلة للأشعة السينية]] يتكون من نجم نيوتروني ، وكما هو الحال في جميع ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ، نجم منخفض الكتلة. تم تصنيف النظام على أنه مصدر Z يشبه Sco، مما يعني أن تراكمه قريب من [[حد إدنجتون]].<ref name="Lin">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/756/1/34
| عنوان = The Spectral Evolution Along the Z Track of the Bright Neutron Star X-Ray Binary GX 17+2
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| تاريخ = 2012
| المجلد = 756
| العدد = 1
| صفحات = 34
| الأول = Dacheng
| الأخير = Lin
| bibcode = 2012ApJ...756...34L
| arxiv = 1207.1107
}}</ref> تم العثور على النظام أيضًا كل 3 أيام تقريبًا أكثر سطوعًا بحوالي 3.5 قدر ظاهري، ربما بسبب وجود [[إشعاع سنكروتروني|نفاث السنكروترون]] .<ref name="Bornak">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/701/2/L110
| عنوان = A Possible Period for the K-Band Brightening Episodes of GX 17+2
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| تاريخ = 2009
| المجلد = 701
| العدد = 2
| صفحات = L110–L113
| الأول = Jillian
| الأخير = Bornak
| bibcode = 2009ApJ...701L.110B
| arxiv = 0907.4348
}}</ref> جهاز ثنائي آخر للأشعة السينية منخفض الكتلة ، Serpens X-1 ، يخضع أحيانًا لموجات من الأشعة السينية. استمرت إحداها على وجه الخصوص ما يقرب من أربع ساعات ، وربما يفسر ذلك احتراق الكربون في «محيط ذي عنصر ثقيل».<ref name="Cornelisse">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20011591
| عنوان = A four-hours long burst from Serpens X-1
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| تاريخ = 2002
| المجلد = 382
| العدد = 1
| صفحات = 174–177
| الأول = R.
| الأخير = Cornelisse
| bibcode = 2002A&A...382..174C
| arxiv = astro-ph/0111263
}}</ref>

=== كائنات السماء العميقة ===

==== أجسام الرأس ====
[[ملف:Messier_5_-_HST.jpg|بديل=Messier 5's central dense core of stars, containing a large number of stars packed into a small area|يسار|تصغير| [[مسييه 5|مسية 5]] ، كتلة كروية يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظروف جيدة]]
نظرًا لأن المستوى المجري لا يمر عبر هذا الجزء من كوكبة الحية، فمن الممكن رؤية العديد من المجرات وراء ذلك. ومع ذلك ، توجد بعض هياكل مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، مثل [[مسييه 5|مسية 5]] ، وهو [[عنقود مغلق|تجمع كروي يقع على]] بعد 8 درجات تقريبًا جنوب غرب الحية الفا، بجوار النجم الحية 5 . بالكاد يمكن رؤيته بالعين المجردة في ظل ظروف جيدة ، <ref name="M5SEDS">{{استشهاد ويب
| مسار = http://messier.seds.org/m/m005.html
| عنوان = Messier 5
| تاريخ = 21 August 2007
| ناشر = [[SEDS]]
| تاريخ الوصول = 16 December 2014
| الأخير = Frommert
| الأول = H.
| الأخير2 = Kronberg
| الأول2 = C.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211220025747/https://www.messier.seds.org/m/m005.html | تاريخ أرشيف = 20 ديسمبر 2021 }}</ref> ويقع ما يقرب من 25000 لاي بعيد.<ref name="Paust">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-6256/139/2/476
| الأول4 = A.
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = A.
| الأخير9 = Dotter
| الأول8 = B.
| الأخير8 = Chaboyer
| الأول7 = L. R.
| الأخير7 = Bedin
| الأول6 = A.
| الأخير6 = Sarajedini
| الأول5 = J.
| الأخير5 = Anderson
| الأخير4 = Aparicio
| عنوان = The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. Viii. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions
| الأول3 = G.
| الأخير3 = Piotto
| الأول2 = I. N.
| الأخير2 = Reid
| الأول = N. E. Q.
| الأخير = Paust
| سنة = 2010
| صفحات = 476
| العدد = 2
| المجلد = 139
| صحيفة = The Astronomical Journal
| bibcode = 2010AJ....139..476P
}}</ref> يحتوي مسية 5 على عدد كبير من النجوم المتغيرة لايارRR المعروفة،<ref name="Szeidl">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2010.17815.x
| الأول2 = Zs.
| bibcode = 2011MNRAS.411.1744S
| الأول5 = M.
| الأخير5 = Lovas
| الأول4 = C.
| الأخير4 = Clement
| الأول3 = J.
| الأخير3 = Jurcsik
| الأخير2 = Hurta
| عنوان = Long-term photometric monitoring of Messier 5 variables - I. Period changes of RR Lyrae stars
| الأول = B.
| الأخير = Szeidl
| سنة = 2011
| صفحات = 1744–1762
| العدد = 3
| المجلد = 411
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| arxiv = 1010.1115
}}</ref> ويتراجع عنا عند أكثر من 50 كم / ثانية.<ref name="Harris">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/118116
| عنوان = A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way
| صحيفة = The Astronomical Journal
| المجلد = 112
| صفحات = 1487
| سنة = 1996
| الأخير = Harris
| الأول = William E.
| bibcode = 1996AJ....112.1487H
}}</ref> يحتوي العنقود على [[نباض ميلي ثانية|نجمين نابضين من ميلي ثانية]]، أحدهما في شكل ثنائي، مما يسمح [[حركة خاصة|بقياس الحركة المناسبة]] للعنقود. يمكن أن يساعد الثنائي في فهمنا [[مادة متحللة|للمادة المتحللة]] من النيوترونات؛ الكتلة المتوسطة الحالية، إذا تم تأكيدها، ستستبعد أي [[معادلة حالة|معادلة]] «ناعمة» للحالة لمثل هذه المادة.<ref name="Freire">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/587832
| الأخير2 = Wolszczan
| bibcode = 2008ApJ...679.1433F
| الأول4 = J. W. T.
| الأخير4 = Hessels
| الأول3 = M.
| الأخير3 = van den Berg
| الأول2 = A.
| الأول = P. C. C.
| عنوان = A Massive Neutron Star in the Globular Cluster M5
| الأخير = Freire
| سنة = 2008
| صفحات = 1433–1442
| العدد = 2
| المجلد = 679
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 0712.3826
}}</ref> تم استخدام الكتلة لاختبار [[عزم مغناطيسي|لحظات ثنائي القطب المغناطيسي]] في النيوترينوات، والتي يمكن أن تلقي الضوء على بعض الجسيمات الافتراضية مثل الأكسيون.<ref name="Viaux">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/201322004
| الأخير4 = Raffelt
| bibcode = 2013A&A...558A..12V
| الأول7 = A.
| الأخير7 = Weiss
| الأول6 = A. A. R.
| الأخير6 = Valcarce
| الأول5 = J.
| الأخير5 = Redondo
| الأول4 = G. G.
| الأول3 = P. B.
| عنوان = Particle-physics constraints from the globular cluster M5: Neutrino dipole moments
| الأخير3 = Stetson
| الأول2 = M.
| الأخير2 = Catelan
| الأول = N.
| الأخير = Viaux
| سنة = 2013
| صفحات = A12
| المجلد = 558
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| arxiv = 1308.4627
}}</ref> كتلة كروية أخرى هي [[بالومار 5|بالومار5]] ، وتقع جنوب مسية 5. تترك العديد من النجوم هذه الكتلة الكروية بسبب جاذبية مجرة درب التبانة ، وتشكل ذيلًا مدّيًا يبلغ طوله 30000 سنة ضوئية.<ref name="Ibata">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1038/scientificamerican0407-40
| عنوان = The Ghosts of Galaxies Past
| صحيفة = Scientific American
| المجلد = 296
| العدد = 4
| صفحات = 40–5
| سنة = 2007
| الأخير = Ibata
| الأول = R.
| الأخير2 = Gibson
| الأول2 = B.
| PMID = 17479629
| bibcode = 2007SciAm.296d..40I
| مسار = https://semanticscholar.org/paper/037a49dce1e3652a509bac677badad74384a2975
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911114212/https://www.semanticscholar.org/paper/The-ghosts-of-galaxies-past.-Ibata-Gibson/037a49dce1e3652a509bac677badad74384a2975 | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref>

L134 / L183 عبارة عن [[سديم مظلم|مجمع سديم مظلم من]] المحتمل أن يتكون مع سحابة ثالثة من شظايا سحابة أصلية واحدة تقع على بعد 36 درجة من المستوى المجري ، وهي مسافة كبيرة للسدم المظلمة.<ref name="ClarkJohnson">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Clark
| الأول = F. O.
| الأخير2 = Johnson
| الأول2 = D. R.
| عنوان = The L134-L183-L1778 system of interstellar clouds
| صحيفة = Astrophysical Journal, Part 1
| المجلد = 247
| صفحات = 104–111
| سنة = 1981
| bibcode = 1981ApJ...247..104C
| DOI = 10.1086/159014
}}</ref> يُعتقد أن المجمع بأكمله يقع على بعد حوالي 140 فرسخ فلكي.<ref name="Cernis">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Cernis
| الأول = K.
| الأخير2 = Straizys
| الأول2 = V.
| عنوان = On the distance of the high latitude dark cloud LYNDS 134 in Serpens
| صحيفة = Baltic Astronomy
| المجلد = 1
| العدد = 2
| صفحة = 163
| سنة = 1992
| bibcode = 1992BaltA...1..163C
| DOI = 10.1515/astro-1992-0204
}}</ref> يُشار إلى L183 أيضًا باسم L134N، وهو موطن للعديد من مصادر الأشعة تحت الحمراء ، مما يشير إلى مصادر ما قبل النجوم <ref name="Lehtinen">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Lehtinen
| عنوان = Faar infrared observations of pre-protostellar sources in Lynds 183
| DOI = 10.1051/0004-6361:20021411
| bibcode = 2003A&A...398..571L
| issn = 0004-6361
| صفحات = 571–581
| سنة = 2003
| العدد = 2
| المجلد = 398
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| الأول6 = R.
| الأول = K.
| الأخير6 = Laureijs
| الأول5 = T.
| الأخير5 = Prusti
| الأول4 = M.
| الأخير4 = Juvela
| الأول3 = D.
| الأخير3 = Lemke
| الأول2 = K.
| الأخير2 = Mattila
| arxiv = astro-ph/0209617
}}</ref> يُعتقد أنها تقدم أول ملاحظة معروفة لمرحلة الانكماش بين نوى السحب ونوى ما قبل النجم.<ref name="Pagani">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Pagani
| الأخير8 = Pardo
| bibcode = 2004A&A...417..605P
| issn = 0004-6361
| صفحات = 605–613
| سنة = 2004
| العدد = 2
| المجلد = 417
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| عنوان = L183 (L134N) Revisited
| الأول9 = A. J.
| الأخير9 = Apponi
| الأول8 = J.-R.
| الأول7 = M.-A.
| الأول = L.
| الأخير7 = Miville-Deschênes
| الأول6 = G.
| الأخير6 = Lagache
| الأول5 = M.
| الأخير5 = Fich
| الأول4 = L.
| الأخير4 = Cambrésy
| الأول3 = F.
| الأخير3 = Motte
| الأول2 = A.
| الأخير2 = Bacmann
| DOI = 10.1051/0004-6361:20034087
}}</ref> ينقسم اللب إلى ثلاث مناطق،<ref name="Kirk">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Kirk
| الأول = Jason M.
| الأخير2 = Crutcher
| الأول2 = Richard M.
| الأخير3 = Ward-Thompson
| الأول3 = Derek
| عنوان = BIMA N2H+1-0 Mapping Observations of L183: Fragmentation and Spin-up in a Collapsing, Magnetized, Rotating, Prestellar Core
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 701
| العدد = 2
| سنة = 2009
| صفحات = 1044–1052
| issn = 0004-637X
| bibcode = 2009ApJ...701.1044K
| DOI = 10.1088/0004-637X/701/2/1044
| arxiv = 0906.3632
}}</ref> بكتلة مجمعة تبلغ حوالي 25 كتلة شمسية.<ref name="Juvela">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Juvela
| عنوان = Far-infrared and molecular line observations of Lynds 183 – Studies of cold gas and dust
| DOI = 10.1051/0004-6361:20011539
| bibcode = 2002A&A...382..583J
| issn = 0004-6361
| صفحات = 583–599
| سنة = 2002
| العدد = 2
| المجلد = 382
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| الأول6 = T.
| الأول = M.
| الأخير6 = Prusti
| الأول5 = R.
| الأخير5 = Laureijs
| الأول4 = D.
| الأخير4 = Lemke
| الأول3 = K.
| الأخير3 = Lehtinen
| الأول2 = K.
| الأخير2 = Mattila
| arxiv = astro-ph/0111216
}}</ref>

خارج مجرة درب التبانة، لا توجد أجسام لامعة في أعماق السماء لعلماء الفلك الهواة في ذيل الحية، ولا يوجد شيء آخر فوق 10 درجات. ألمعها هي [[NGC 5962]]، وهي [[مجرة حلزونية|مجرة حلزونية تقع على بعد]] حوالي 28 ميغا فرسخ <ref name="NGC5962NED">{{استشهاد ويب
| مسار = http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?objname=NGC+5962&extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES
| عنوان = NED results for object NGC 5962
| ناشر = [[قاعدة بيانات خارج المجرى ناسا/ديسك]]
| تاريخ الوصول = 3 June 2015
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911144505/http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?objname=NGC+5962&extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> مع حجم واضح 11.34.<ref name="GilDePaz">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/516636
| الأخير5 = Joe
| bibcode = 2007ApJS..173..185G
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = Luciana
| الأخير9 = Bianchi
| الأول8 = David
| الأخير8 = Thilker
| الأول7 = Ted K.
| الأخير7 = Wyder
| الأول6 = Alessandro
| الأخير6 = Boselli
| الأول5 = Young H.
| الأول4 = Mark
| عنوان = The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies
| الأخير4 = Seibert
| الأول3 = Barry F.
| الأخير3 = Madore
| الأول2 = Samuel
| الأخير2 = Boissier
| الأول = Armando
| الأخير = Gil De Paz
| سنة = 2007
| صفحات = 185–255
| العدد = 2
| المجلد = 173
| صحيفة = The Astrophysical Journal Supplement Series
| arxiv = astro-ph/0606440
}}</ref> أكثر خفوتًا هي [[NGC 5921]]، وهي [[مجرة حلزونية ضلعية]] مع [[نواة مجرية نشطة|نواة مجرية نشطة من]] نوع [[منطقة خط أنبعاثات نووي منخفض التأين|LINER]] تقع على مسافة قريبة إلى حد ما على مسافة 21 ميغا فرسخ.<ref name="NGC5921NED">{{استشهاد ويب
| مسار = http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?objname=NGC+5921&extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES
| عنوان = NED results for object NGC 5921
| ناشر = [[قاعدة بيانات خارج المجرى ناسا/ديسك]]
| تاريخ الوصول = 3 June 2015
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210911151126/http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?objname=NGC+5921&extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES | تاريخ أرشيف = 11 سبتمبر 2021 }}</ref> [[مستعر أعظم نوع 2|تمت ملاحظة مستعر أعظم من النوع الثاني]] في هذه المجرة في عام 2001 وتم تسميته SN 2001X.<ref name="Gal-Yam">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 2001IAUC.7602....2G
| عنوان = Supernova 2001X in NGC 5921
| صحيفة = IAU Circular
| المجلد = 7602
| صفحات = 2
| الأخير = Gal-Yam
| الأول = A.
| الأخير2 = Shemmer
| الأول2 = O.
| الأخير3 = Dann
| الأول3 = J.
| سنة = 2001
}}</ref> ومازال الخافت هو الحلزون [[NGC 5964]] <ref name="Hernandez-Toledo">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/521358
| عنوان = BVRISurface Photometry of Isolated Spiral Galaxies
| صحيفة = The Astronomical Journal
| المجلد = 134
| العدد = 6
| صفحات = 2286–2307
| سنة = 2007
| الأخير = Hernández-Toledo
| الأول = H. M.
| الأخير2 = Zendejas-Domínguez
| الأول2 = J.
| الأخير3 = Avila-Reese
| الأول3 = V.
| bibcode = 2007AJ....134.2286H
| arxiv = 0705.2041
}}</ref> و [[NGC 6118]]، حيث يستضيف الأخير [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]] SN 2004dk.<ref name="Stockdale">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 2009CBET.1714....1S
| الأخير5 = van Dyk
| الأول9 = V.
| الأخير9 = Dwarkadas
| الأول8 = S.
| الأخير8 = Immler
| الأول7 = D.
| الأخير7 = Pooley
| الأول6 = K. W.
| الأخير6 = Weiler
| الأول5 = S. D.
| الأول4 = F. E.
| عنوان = Supernovae 1996aq and 2004dk
| الأخير4 = Bauer
| الأول3 = C. M.
| الأخير3 = Vandrevala
| الأول2 = M. S.
| الأخير2 = Heim
| الأول = C. J.
| الأخير = Stockdale
| صفحات = 1
| المجلد = 1714
| صحيفة = Central Bureau for Electronic Telegrams
| سنة = 2009
}}</ref>
[[ملف:Hoag's_object.jpg|بديل=The yellow nucleus of Hoag's Object surrounded by a blue ring of stars|يمين|تصغير| [[مجرة هوغ]]، مجرة في كوكبة الحية وعضو من فئة نادرة جدًا تُعرف باسم [[مجرة حلقية|المجرات الحلقية]] .]]
[[مجرة هوغ]]، الذي يقع على بعد 600 مليون سنة ضوئية من الأرض، هو عضو في فئة نادرة جدًا من المجرات المعروفة باسم [[مجرة حلقية|المجرات الحلقية]]. تتكون الحلقة الخارجية إلى حد كبير من نجوم زرقاء فتية بينما يتكون اللب من نجوم صفراء أقدم. النظرية السائدة فيما يتعلق بتكوينها هي أن المجرة السلفية كانت مجرة حلزونية ضيقة وذراعها سرعات أكبر من أن تحافظ على تماسك المجرة وبالتالي منفصلة.<ref name="objects">{{استشهاد بكتاب
| عنوان = 300 Astronomical Objects: A Visual Reference to the Universe
| مسار = https://archive.org/details/300astronomicalo0000wilk
| مؤلف1 = Wilkins
| الأول = Jamie
| مؤلف2 = Dunn
| الأول2 = Robert
| ناشر = Firefly Books
| تاريخ = 2006
| طبعة = 1st
| مكان = Buffalo, New York
| ISBN = 978-1-55407-175-3
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220316043611/https://archive.org/details/300astronomicalo0000wilk | تاريخ أرشيف = 16 مارس 2022 }}</ref> [[أرب 220]] هي مجرة أخرى غير عادية في كوكبة الحية. [[مجرات تحت الحمراء ساطعة|مجرة الأشعة تحت الحمراء]] النموذجية فائقة السطوع، Arp 220 أقرب إلى حد ما من [[مجرة هوغ]] على بعد 250 مليون سنة ضوئية من الأرض. وهي تتألف من مجرتين حلزونيتين كبيرتين في طور [[تفاعل مجري|الاصطدام]] بنواتهما التي تدور على مسافة 1200 سنة ضوئية، مما يتسبب في [[تكون النجوم|تكوين نجمي]] واسع النطاق في كلا المكونين. تمتلك مجموعة كبيرة من أكثر من مليار نجم ، مغطاة جزئيًا بسحب كثيفة من الغبار بالقرب من أحد نواة المجرات.<ref name="objects" /> يتألف زوج مجرات آخر متفاعل ، وإن كان في مرحلة مبكرة ، من المجرتين NGC 5953 وNGC 5954. في هذه الحالة، كلاهما [[نواة مجرية نشطة|مجرتان نشطتان]] ، الأولى [[مجرة زايفرت]] والأخيرة مجرة من نوع LINER. كلاهما يخضع لانفجار من تشكيل النجوم الناتج عن التفاعل.<ref name="GonzalezDelgado">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 1996MNRAS.281..781G
| الأخير = Gonzalez Delgado
| الأول = Rosa M.
| الأخير2 = Perez
| الأول2 = Enrique
| عنوان = The circumnuclear region in the Seyfert 2 galaxy NGC 5953
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| المجلد = 281
| العدد = 3
| صفحات = 781–798
| تاريخ = August 1996
| DOI = 10.1093/mnras/281.3.781
}}</ref>

[[سداسية زايفرت]] هي [[تجمع مجري|مجموعة]] من ست مجرات، أربعة منها [[تفاعل مجري|تتفاعل]] بقوة الجاذبية واثنتان منها تبدو ببساطة وكأنها جزء من المجموعة على الرغم من المسافة الأكبر بينهما. [[عنقود مجري|يقع العنقود]] المرتبط بالجاذبية على مسافة 190 مليون [[سنة ضوئية]] من الأرض ويبلغ عرضه حوالي 100000 سنة ضوئية، مما يجعل مجموعة [[سداسية زايفرت]] واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة كثافة. يتوقع علماء الفلك أن المجرات الأربع المتفاعلة [[اندماج المجرات|ستندمج في]] النهاية لتشكل [[مجرة إهليلجية]] كبيرة.<ref name="objects" /> كان مصدر الراديو 3C 326 في الأصل منبثقًا من مجرة إهليلجية عملاقة. ومع ذلك، في عام 1990 ، تبين أن المصدر هو بدلاً من ذلك مجرة أصغر حجمًا وأكثر إشراقًا على بعد بضع ثوانٍ قوسية شمالًا.<ref name="Rawlings">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Rawlings
| الأول5 = S. A.
| سنة = 1990
| صفحة = 21
| العدد = 3
| المجلد = 246
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| عنوان = A New Identification for the Giant Radiosource 3C326
| الأخير5 = Eales
| الأول = S.
| الأول4 = M. E.
| الأخير4 = Jones
| الأول3 = P.
| الأخير3 = Miller
| الأول2 = R
| الأخير2 = Saunders
| bibcode = 1990MNRAS.246P..21R
}}</ref> يحتوي هذا الجسم، المسمى 3C 326 N، على غاز كافٍ لتشكيل النجوم، ولكن يتم تثبيطه بسبب الطاقة من نواة المجرة الراديوية.<ref name="Guillard">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Guillard
| الأخير7 = Bernard-Salas
| DOI = 10.1051/0004-6361/201423612
| bibcode = 2015A&A...574A..32G
| سنة = 2015
| صفحة = 15
| المجلد = 574
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| عنوان = Exceptional AGN-driven turbulence inhibits star formation in the 3C 326N radio galaxy
| الأول7 = J.
| الأول6 = E.
| الأول = P.
| الأخير6 = Falgarone
| الأول5 = F.
| الأخير5 = Combes
| الأول4 = G.
| الأخير4 = Pineau de Forêts
| الأول3 = M. D.
| الأخير3 = Lehnert
| الأول2 = F.
| الأخير2 = Boulanger
| arxiv = 1410.6155
}}</ref>

العنقود المجري الأكبر بكثير هو الانزياح الأحمر -0.0354 أبيل 2063 .<ref name="Kanov">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/508862
| عنوان = Chandra ''Observation'' of the Interaction of the Radio Source and Cooling Core in Abell 2063
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 653
| العدد = 1
| صفحات = 184–192
| سنة = 2006
| الأخير = Kanov
| الأول = Kalin N.
| الأخير2 = Sarazin
| الأول2 = Craig L.
| الأخير3 = Hicks
| الأول3 = Amalia K.
| bibcode = 2006ApJ...653..184K
| arxiv = astro-ph/0609037
}}</ref> يُعتقد أن العنقود يتفاعل مع مجموعة المجرات القريبة MKW 3s ، بناءً على قياسات السرعة الشعاعية للمجرات وتحديد موقع [[مجرة نوع-cD|مجرة القرص المضغوط]] في مركز أبيل 2063.<ref name="Krempec-Krygier">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 1999AcA....49..403K
| عنوان = Interaction of Abell Cluster 2063 and the Group of Galaxies MKW3s
| صحيفة = Acta Astronomica
| المجلد = 49
| صفحات = 403
| الأخير = Krempec-Krygier
| الأول = J.
| الأخير2 = Krygier
| الأول2 = B.
| سنة = 1999
}}</ref> تظهر المجرة النشطة في مركز MKW 3s - NGC 5920 - أنها تخلق فقاعة من الغاز الساخن من نشاطها الراديوي.<ref name="Giacintucci">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1002/asna.200610594
| الأول2 = P.
| الأول5 = S.
| الأخير5 = Bardelli
| الأول4 = T.
| الأخير4 = Venturi
| الأول3 = G.
| الأخير3 = Brunetti
| الأخير2 = Mazzotta
| عنوان = Evidence of gas heating by the central AGN in MKW 3s
| الأول = S.
| الأخير = Giacintucci
| سنة = 2006
| صفحات = 573–574
| العدد = 5–6
| المجلد = 327
| صحيفة = Astronomische Nachrichten
| bibcode = 2006AN....327..573G
}}</ref> بالقرب من النجم الخامس Pi Serpentis يقع AWM 4 ، وهو كتلة تحتوي على فائض من المعادن في وسط داخل العنقود. المجرة المركزية NGC 6051 هي [[مجرة راديوية]] مسؤولة على الأرجح عن هذا التخصيب.<ref name="OSullivan">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2010.17812.x
| الأول2 = Simona
| bibcode = 2011MNRAS.411.1833O
| الأول5 = Somak
| الأخير5 = Raychaudhury
| الأول4 = Jan M.
| الأخير4 = Vrtilek
| الأول3 = Laurence P.
| الأخير3 = David
| الأخير2 = Giacintucci
| عنوان = A deep Chandra observation of the poor cluster AWM 4 - II. The role of the radio jets in enriching the intracluster medium
| الأول = Ewan
| الأخير = O’Sullivan
| سنة = 2011
| صفحات = 1833–1842
| العدد = 3
| المجلد = 411
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| arxiv = 1010.0610
}}</ref> على غرار AWM 4 ، تحتوي مجموعة Abell 2052 على مجرة راديو cD مركزية ، 3C 317 . يُعتقد أن هذه المجرة الراديوية قد أعيد تشغيلها بعد فترة من الخمول أقل من 200 عام.<ref name="Venturi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20040089
| عنوان = Radio galaxies in cooling core clusters. Renewed activity in the nucleus of 3C 317?
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 422
| العدد = 2
| صفحات = 515–522
| سنة = 2004
| الأخير = Venturi
| الأول = T.
| الأخير2 = Dallacasa
| الأول2 = D.
| الأخير3 = Stefanachi
| الأول3 = F.
| bibcode = 2004A&A...422..515V
| arxiv = astro-ph/0404571
}}</ref> تحتوي المجرة على أكثر من 40000 عناقيد كروية معروفة ، وهو أعلى مجموع معروف لأي مجرة اعتبارًا من عام 2002.<ref name="MyungGyoon">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 2002IAUS..207..330L
| الأخير3 = Geisler
| سنة = 2002
| الأول5 = Keith
| الأخير5 = Ashman
| الأول4 = Terry
| الأخير4 = Bridges
| الأول3 = Doug
| الأول2 = Eunhyeuk
| عنوان = A Comparative Study of Globular Cluster Systems in UGC 9799 and NGC 1129
| الأخير2 = Kim
| الأول = Myung Gyoon
| الأخير = Lee
| صفحات = 330
| المجلد = 207
| صحيفة = Extragalactic Star Clusters
| arxiv = astro-ph/0109248
}}</ref>
[[ملف:Galaxy3C321-composite.jpg|بديل=A brilliant red galaxy on the left interacts with a blue galaxy on the right, forming the merging active galaxy pair 3C 321.|يسار|تصغير| صورة مركبة من [[3C 321]]، زوج مجرة مدمج نشط]]
يتكون زوج الكوازارات 4C 11.50 من اثنين من الكوازارات بفاصل أقل من 5 [[دقيقة وثانية القوس|ثوانٍ قوسية]] ، وهو أحد أزواج الكوازارات الأقرب بصريًا في السماء. ومع ذلك ، فإن كلاهما لهما انزياحات حمراء مختلفة بشكل ملحوظ ، وبالتالي لا علاقة لهما.<ref name="Shaver">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 1985MNRAS.212P..15S
| عنوان = The close QSO pair Q1548 + 114A, B
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| المجلد = 212
| صفحات = 15P–20P
| الأخير = Shaver
| الأول = P. A.
| الأخير2 = Robertson
| الأول2 = J. G.
| سنة = 1985
| DOI = 10.1093/mnras/212.1.15p
}}</ref> لا يمتلك العضو الأمامي للزوج (4C 11.50 A) كتلة كافية لكسر الضوء من مكون الخلفية (4C 11.50 B) بما يكفي لإنتاج [[عدسة الجاذبية|صورة بعدسة]]، على الرغم من أنه يحتوي على رفيق حقيقي خاص به.<ref name="Claeskens">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 2000A&A...356..840C
| عنوان = QSO mass constraints from gravitational lensing studies of quasar pairs. The cases of Q1548+114 A & B and Q1148+0055 A & B
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 356
| صفحات = 840
| الأخير = Claeskens
| الأول = J.-F.
| الأخير2 = Lee
| الأول2 = D.-W.
| الأخير3 = Remy
| الأول3 = M.
| الأخير4 = Sluse
| الأول4 = D.
| الأخير5 = Surdej
| الأول5 = J.
| سنة = 2000
}}</ref> زوج المجرات الأكثر غرابة هو [[3C 321]]. على عكس الزوج السابق ، تتفاعل المجرتان اللتان تشكلان 3C 321 مع بعضهما البعض وهما في طور الاندماج. يبدو أن كلا العضوين عبارة عن مجرات نشطة ؛ قد تكون المجرة الراديوية الأولية مسؤولة عن النشاط في المرحلة الثانوية عن طريق مادة القيادة النفاثة الأولى على [[ثقب أسود فائق|الثقب الأسود الهائل]] للأخير.<ref name="Evans">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/527410
| الأول4 = Ralph P.
| bibcode = 2008ApJ...675.1057E
| الأول9 = Tom W. B.
| الأخير9 = Muxlow
| الأول8 = Judith H.
| الأخير8 = Croston
| الأول7 = Mark
| الأخير7 = Birkinshaw
| الأول6 = Diana M.
| الأخير6 = Worrall
| الأول5 = Julia C.
| الأخير5 = Lee
| الأخير4 = Kraft
| عنوان = A Radio through X‐Ray Study of the Jet/Companion‐Galaxy Interaction in 3C 321
| الأول3 = Martin J.
| الأخير3 = Hardcastle
| الأول2 = Wen‐Fai
| الأخير2 = Fong
| الأول = Daniel A.
| الأخير = Evans
| سنة = 2008
| صفحات = 1057–1066
| العدد = 2
| المجلد = 675
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 0712.2669
}}</ref>

تم العثور على مثال على [[عدسة الجاذبية]] في المجرة الراديوية 3C 324 . كان يعتقد في البداية أنها مجرة راديوية مفردة متداخلة مع انزياح أحمر لـ ''z'' = 1.206 ، تم العثور عليها في عام 1987 على أنها في الواقع مجرتان ، مع المجرة الراديوية عند الانزياح الأحمر المذكور أعلاه والتي تم التقاطها بواسطة مجرة أخرى عند الانزياح الأحمر ''z'' = 0.845. تم اكتشاف أول مثال لمجرة راديوية متعددة الصور ، <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = Is 3C324 the first gravitationally lensed giant galaxy?
| صحيفة = Nature
| تاريخ = March 25, 1987
| صفحات = 268–269
| المجلد = 326
| العدد = 6110
| DOI = 10.1038/326268a0
| الأول = O. Le
| الأخير = Fèvre
| الأول2 = F.
| الأخير2 = Hammer
| الأول3 = L.
| الأخير3 = Nottale
| الأول4 = G.
| الأخير4 = Mathez
| bibcode = 1987Natur.326..268L
}}</ref> يبدو أن المصدر مجرة بيضاوية ذات حارة غبار تحجب رؤيتنا للانبعاثات المرئية والأشعة فوق البنفسجية من النواة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = High-Resolution Near-Infrared Imaging of the Powerful Radio Galaxy 3C 324 at z = 1.21 with the Subaru Telescope
| الأخير4 = Maihara
| bibcode = 2000PASJ...52...43Y
| الأخير9 = Tanabe
| الأول9 = Hirohisa
| الأخير8 = Motohara
| الأول8 = Kentaro
| الأخير7 = Goto
| الأول7 = Miwa
| الأخير6 = Terada
| الأول6 = Hiroshi
| الأخير5 = Iwamuro
| الأول5 = Fumihide
| الأول4 = Toshinori
| صحيفة = Publications of the Astronomical Society of Japan
| الأخير3 = Tanaka
| الأول3 = Ichi
| الأخير2 = Kajisawa
| الأول2 = Masaru
| الأخير = Yamada
| الأول = Toru
| DOI = 10.1093/pasj/52.1.43
| العدد = 1
| المجلد = 52
| صفحات = 43–51
| issn = 0004-6264
| تاريخ = 2000
| arxiv = astro-ph/0002390
}}</ref> حتى في الأطوال الموجية الأقصر ، فإن [[جرم بل لاسرتا]] PG 1553 + 113 هو باعث ثقيل [[أشعة غاما|لأشعة جاما]]. هذا الكائن هو الأبعد الذي تم اكتشافه لإصدار فوتونات ذات طاقات في [[إلكترون فولت|نطاق TeV]] اعتبارًا من عام 2007.<ref name="Treves">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Treves
| الأول = A.
| الأخير2 = Falomo
| الأول2 = R.
| الأخير3 = Uslenghi
| الأول3 = M.
| عنوان = On the distance of PG 1553+11
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 473
| العدد = 3
| سنة = 2007
| صفحات = L17–L19
| issn = 0004-6361
| bibcode = 2007A&A...473L..17T
| DOI = 10.1051/0004-6361:20078290
| arxiv = 0709.1271
}}</ref> الطيف فريد من نوعه ، مع انبعاث قوي في بعض نطاقات طيف أشعة جاما في تناقض صارخ مع الانبعاث الناعم في نطاقات أخرى.<ref name="Abdo">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Abdo
| الأول8 = G.
| DOI = 10.1088/0004-637X/708/2/1310
| bibcode = 2010ApJ...708.1310A
| issn = 0004-637X
| صفحات = 1310–1320
| سنة = 2010
| العدد = 2
| المجلد = 708
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| عنوان = Fermi Observations of the Very Hard Gamma-Ray Blazar PG 1553+113
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = D.
| الأخير9 = Bastieri
| الأخير8 = Barbiellini
| الأول = A. A.
| الأول7 = J.
| الأخير7 = Ballet
| الأول6 = L.
| الأخير6 = Baldini
| الأول5 = M.
| الأخير5 = Axelsson
| الأول4 = W. B.
| الأخير4 = Atwood
| الأول3 = M.
| الأخير3 = Ajello
| الأول2 = M.
| الأخير2 = Ackermann
| arxiv = 0911.4252
}}</ref> في عام 2012، اندلع الجسم في طيف أشعة جاما ، وتضاعف لمعانه ثلاث مرات لمدة ليلتين، مما سمح بقياس الانزياح الأحمر بدقة على شكل ''z'' = 0.49 <ref name="Abramowski">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Abramowski
| الأول8 = A.
| DOI = 10.1088/0004-637X/802/1/65
| bibcode = 2015ApJ...802...65A
| issn = 1538-4357
| صفحات = 65
| سنة = 2015
| العدد = 1
| المجلد = 802
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| عنوان = The 2012 Flare of PG 1553+113 Seen with H.E.S.S. and Fermi-LAT
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = A.
| الأخير9 = Barnacka
| الأخير8 = Balzer
| الأول = A.
| الأول7 = S.
| الأخير7 = Balenderan
| الأول6 = M.
| الأخير6 = Backes
| الأول5 = E. O.
| الأخير5 = Angüner
| الأول4 = A. G.
| الأخير4 = Akhperjanian
| الأول3 = F. Ait
| الأخير3 = Benkhali
| الأول2 = F.
| الأخير2 = Aharonian
| arxiv = 1501.05087
}}</ref>

لوحظ العديد [[انفجار أشعة غاما|من رشقات أشعة جاما]] (GRBs) في ذيل الحية، مثل GRB 970111، أحد ألمع GRBs التي لوحظت. لم يتم العثور على حدث عابر بصري مرتبط بهذا GRB، على الرغم من شدته. أثبتت المجرة المضيفة في البداية أيضًا أنها بعيدة المنال ، ولكن يبدو الآن أن المضيف هو [[مجرة زايفرت]] تقع في redshift ''z'' = 0.657.<ref name="Gorosabel">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 1998A&A...339..719G
| الأول5 = T.
| سنة = 1998
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = N.
| الأخير9 = Masetti
| الأول8 = A.
| الأخير8 = Guarnieri
| الأول7 = C.
| الأخير7 = Bartolini
| الأول6 = E.
| الأخير6 = Thommes
| الأخير5 = Seitz
| عنوان = An optical study of the GRB 970111 field beginning 19 hours after the gamma-ray burst
| الأول4 = J.
| الأخير4 = Heidt
| الأول3 = C.
| الأخير3 = Wolf
| الأول2 = A. J.
| الأخير2 = Castro-Tirado
| الأول = J.
| الأخير = Gorosabel
| صفحات = 719–728
| المجلد = 339
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = astro-ph/9809034
}}</ref> كما كان الوهج اللاحق للأشعة السينية لـ GRB أكثر خفوتًا من نظيره في GRBs الأخرى باهتة.<ref name="Feroci">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 1998A&A...332L..29F
| الأول5 = E.
| سنة = 1998
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = D.
| الأخير9 = Dal Fiume
| الأول8 = F.
| الأخير8 = Frontera
| الأول7 = J. J. M.
| الأخير7 = In 't Zand
| الأول6 = L.
| الأخير6 = Piro
| الأخير5 = Costa
| عنوان = BeppoSAX follow-up search for the X-ray afterglow of GRB970111
| الأول4 = J. M.
| الأخير4 = Muller
| الأول3 = M.
| الأخير3 = Guainazzi
| الأول2 = L. A.
| الأخير2 = Antonelli
| الأول = M.
| الأخير = Feroci
| صفحات = L29
| المجلد = 332
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = astro-ph/9803015
}}</ref> الأبعد هو GRB 060526 (الانزياح الأحمر ''z'' = 3.221)، والتي تم من خلالها الكشف عن الأشعة السينية والتوهجات البصرية. كانت GRB باهتة جدًا لفترة طويلة من GRB.<ref name="Thoene">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/200810340
| الأخير5 = Jaunsen
| bibcode = 2010A&A...523A..70T
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = C.
| الأخير9 = Bartolini
| الأول8 = K. S.
| الأخير8 = Baliyan
| الأول7 = C. W.
| الأخير7 = Akerlof
| الأول6 = J. P. U.
| الأخير6 = Fynbo
| الأول5 = A. O.
| الأول4 = J. H.
| عنوان = Photometry and spectroscopy of GRB 060526: A detailed study of the afterglow and host galaxy of az = 3.2 gamma-ray burst
| الأخير4 = Selj
| الأول3 = G.
| الأخير3 = Jóhannesson
| الأول2 = D. A.
| الأخير2 = Kann
| الأول = C. C.
| الأخير = Thöne
| سنة = 2010
| صفحات = A70
| المجلد = 523
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| arxiv = 0806.1182
}}</ref>

==== مجرات الذيل ====
[[ملف:Eagle_Nebula_-_GPN-2000-000987.jpg|بديل=Three pillars of opaque gas stand tall in a green nebulous background|يسار|تصغير| [[أعمدة الخلق]]، [[تكون النجوم|منطقة تشكل النجوم]] معروفة في [[سديم العقاب|سديم النسر،]] اشتهرت بهذه الصورة التي التقطتها هابل.]]
يمر جزء من الطائرة المجرية عبر الذيل، وبالتالي فإن ذيل الحية غني بأجسام السماء العميقة داخل مجرتنا. يقع [[سديم العقاب|سديم النسر]] ومجموعة النجوم المرتبطة به، ميسية 16 [[سديم العقاب|على]] بعد 7000 سنة ضوئية من الأرض في اتجاه مركز المجرة. يقيس السديم 70 سنة ضوئية في 50 سنة ضوئية ويحتوي على [[أعمدة الخلق]]، وهي ثلاث غيوم غبارية اشتهرت بالصورة التي التقطها [[مقراب هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]]. النجوم التي ولدت في سديم النسر والتي تمت إضافتها إلى تلك التي يبلغ عمرها التقريبي 5 ملايين سنة، يبلغ متوسط درجة الحرارة فيها 45000 [[كلفن|درجة كلفن]] وتنتج كميات هائلة من الإشعاع الذي سيؤدي في النهاية إلى [[تبخر ضوئي|تدمير]] أعمدة الغبار.<ref name="objects" /> على الرغم من شهرته، إلا أن سديم النسر خافت إلى حد ما، حيث يبلغ حجمه المتكامل حوالي 6.0. غالبًا ما تكون مناطق تشكل النجوم في السديم عبارة عن [[تبخر الكريات الغازية|كريات غازية تتبخر]]. على عكس [[كرة بوك|كريات بوك،]] فإنها تحمل [[نجم أولي|نجمًا أوليًا]] واحدًا فقط.<ref name="Levy">{{استشهاد بكتاب
| الأول = David H.
| مؤلف1 = Levy
| عنوان = Deep Sky Objects
| ناشر = Prometheus Books
| سنة = 2005
| ISBN = 1-59102-361-0
| صفحات = [https://archive.org/details/deepskyobjects00davi/page/112 112–113]
| مسار = https://archive.org/details/deepskyobjects00davi/page/112
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201004062604/https://archive.org/details/deepskyobjects00davi/page/112 | تاريخ أرشيف = 4 أكتوبر 2020 }}</ref>

شمال ميسيه 16، على مسافة 2000 فرسخ [[علم حركة النجوم المجردة|فلكي تقريبًا ، توجد رابطة OB]] الحية OB2، التي تحتوي على أكثر من 100 نجمة OB. منذ حوالي 5 ملايين سنة، يبدو أن الارتباط لا يزال يحتوي على مناطق تشكل النجوم، ويضيء الضوء المنبعث من [[منطقة هيدروجين II]].<ref name="Forbes">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/316822
| عنوان = The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney"
| مسار = https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2000-11_120_5/page/2594
| صحيفة = The Astronomical Journal
| المجلد = 120
| العدد = 5
| صفحات = 2594–2608
| سنة = 2000
| الأخير = Forbes
| الأول = D.
| bibcode = 2000AJ....120.2594F
}}</ref> داخل المنطقة هذه توجد المجموعة المفتوحة [[NGC 6604]]، والتي هي نفس عمر رابطة OB المحيطة، <ref name="Barbon">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/aas:2000193
| الأول2 = G.
| bibcode = 2000A&AS..144..451B
| الأول5 = L.
| الأخير5 = Tomasella
| الأول4 = T.
| الأخير4 = Zwitter
| الأول3 = U.
| الأخير3 = Munari
| الأخير2 = Carraro
| عنوان = Spectroscopy and BVIC photometry of the young open cluster NGC 6604
| الأول = R.
| الأخير = Barbon
| سنة = 2000
| صفحات = 451
| العدد = 3
| المجلد = 144
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics Supplement Series
| arxiv = astro-ph/0004012
}}</ref> ويعتقد الآن أن الكتلة هي ببساطة الجزء الأكثر كثافة فيها.<ref name="Reipurth">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Reipurth
| الأول = B.
| عنوان = The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association
| صحيفة = Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications
| المجلد = 5
| صفحة = 590
| سنة = 2008
| bibcode = 2008hsf2.book..590R
}}</ref> يبدو أن الكتلة تنتج مدخنة حرارية من الغاز المتأين ، بسبب تفاعل الغاز من [[قرص مجرة|قرص المجرة]] مع [[هالة مجرية|الهالة المجرية]].<ref name="Forbes" />

العنقود المفتوح الآخر في ذيل الحية هو [[IC 4756]]، الذي يحتوي على الأقل على نجمة واحدة بالعين المجردة، HD 172365 <ref name="Herzog">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Herzog
| الأول = A. D.
| الأخير2 = Sanders
| الأول2 = W. L.
| الأخير3 = Seggewiss
| الأول3 = W.
| عنوان = Membership and photometry of the open cluster IC 4756
| مسار = https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1975_13/page/211
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 19
| صفحات = 211–234
| سنة = 1975
| bibcode = 1975A&AS...19..211H
}}</ref> (نجم آخر يرى بالعين المجردة في المنطقة المجاورة، HD 171586، هو على الأرجح غير ذي صلة). تم وضعه على بعد حوالي 440 فرسخ فلكي،<ref name="Alcaino">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Alcaino
| الأول = G.
| عنوان = A photoelectric investigation of the galactic clusters IC 4665 and IC 4756
| صحيفة = Bulletin / Lowell Observatory
| المجلد = 6
| العدد = 7
| صفحات = 167–172
| سنة = 1965
| bibcode = 1965LowOB...6..167A
}}</ref> يقدر عمر المجموعة بحوالي 800 مليون سنة، وهي قديمة جدًا بالنسبة للعنقود المفتوح.<ref name="Phelps">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/116920
| عنوان = Development of the Galactic disk: A search for the oldest open clusters
| صحيفة = The Astronomical Journal
| المجلد = 107
| صفحات = 1079
| سنة = 1994
| الأخير = Phelps
| الأول = R. L.
| الأخير2 = Janes
| الأول2 = K. A.
| الأخير3 = Montgomery
| الأول3 = K. A.
| bibcode = 1994AJ....107.1079P
}}</ref> على الرغم من وجود مجرة درب التبانة في ذيل الحية ، يمكن العثور على مجموعة كروية واحدة: [[NGC 6535]]، على الرغم من أنها غير مرئية للعين المجردة ، يمكن صنعها في تلسكوبات صغيرة شمال زيتا سيربنتيس. لا تحتوي هذه المجموعة على متغيرات ليرا RR المعروفة، وهي صغيرة جدًا ومتناثرة بالنسبة للعنقود الكروي،<ref name="Testa">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/318752
| الأول3 = Gloria
| الأول7 = Roberto
| الأخير7 = Buonanno
| الأول6 = Anna Marina
| الأخير6 = Piersimoni
| الأول5 = Gianni
| الأخير5 = Marconi
| الأول4 = Giacinto
| الأخير4 = Iannicola
| الأخير3 = Andreuzzi
| عنوان = Horizontal-Branch Morphology and Dense Environments: Hubble Space Telescope Observations of Globular Clusters NGC 2298, 5897, 6535, and 6626
| مسار = https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2001-02_121_2/page/916
| الأول2 = Carlo E.
| الأخير2 = Corsi
| الأول = Vincenzo
| الأخير = Testa
| سنة = 2001
| صفحات = 916–934
| العدد = 2
| المجلد = 121
| صحيفة = The Astronomical Journal
| bibcode = 2001AJ....121..916T
}}</ref><ref name="Sarajeniti">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/133392
| عنوان = CCD Photometry of the Galactic globular cluster NGC 6535 in the B and V Passbands
| صحيفة = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
| المجلد = 106
| صفحات = 404
| سنة = 1994
| الأخير = Sarajedini
| الأول = Ata
| bibcode = 1994PASP..106..404S
}}</ref>

MWC 922 هو نجم محاط [[سديم كوكبي|بسديم كوكبي]]. يُطلق على السديم الكوكبي اسم سديم المربع الأحمر نظرًا لتشابهه مع [[سديم المستطيل الأحمر]]، ويبدو أنه مربع كامل تقريبًا مع شريط مظلم حول المناطق الاستوائية. يحتوي السديم على حلقات متحدة المركز تشبه تلك الموجودة في المستعر الأعظم [[مستعر أعظم 1987A|SN 1987A]] <ref name="Tuthill">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Tuthill
| الأول = P. G.
| الأخير2 = Lloyd
| الأول2 = J. P.
| DOI = 10.1126/science.1135950
| عنوان = A Symmetric Bipolar Nebula Around MWC 922
| صحيفة = Science
| المجلد = 316
| العدد = 5822
| صفحات = 247
| سنة = 2007
| PMID = 17431173
| bibcode = 2007Sci...316..247T
| مسار = https://semanticscholar.org/paper/acfdcb79ab7f7dd5a2bd740130a49313e649592b
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210912032926/https://www.semanticscholar.org/paper/A-Symmetric-Bipolar-Nebula-Around-MWC-922-Tuthill-Lloyd/acfdcb79ab7f7dd5a2bd740130a49313e649592b | تاريخ أرشيف = 12 سبتمبر 2021 }}</ref> MWC 922 بحد ذاته هو

متغير الكلبية الكبرى اف اس،<ref name="MWC922AAVSO">{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=225441
| عنوان = MWC 922
| تاريخ = 27 March 2013
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = American Association of Variable Star Observers
| تاريخ الوصول = 11 May 2014
| الأخير = Plummer
| الأول = A.
| الأخير2 = Otero
| الأول2 = S. A.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210912032839/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=225441 | تاريخ أرشيف = 12 سبتمبر 2021 }}</ref> مما يعني أنه نجم Be يحتوي على [[خط طيفي|خطوط انبعاث]] [[هيدروجين]] ساطعة بشكل استثنائي بالإضافة إلى [[خط محظور|خطوط محظورة]] محددة، ويرجع ذلك على الأرجح إلى وجود ثنائي قريب.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes
| عنوان = Variable Star Type Designations in the VSX
| موقع = AAVSO Website
| ناشر = [[American Association of Variable Star Observers]]
| تاريخ الوصول = 11 May 2014
| الأخير = Otero
| الأول = S. A.
| الأخير2 = Watson
| الأول2 = C.
| الأخير3 = Wils
| الأول3 = P.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211208145348/https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes | تاريخ أرشيف = 8 ديسمبر 2021 }}</ref> شرق الحيةXi هو سديم كوكبي آخر، أبيل 41 ، يحتوي على النجم الثنائي الحية ام تي في مركزه. يبدو أن السديم له هيكل ثنائي القطب ، وقد وجد أن محور تناظر السديم يقع ضمن 5 درجات من الخط العمودي على المستوى المداري للنجوم ، مما يعزز الارتباط بين النجوم الثنائية والسدم الكوكبية ثنائية القطب.<ref name="Jones">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1111/j.1365-2966.2010.17277.x
| الأخير5 = Meaburn
| bibcode = 2010MNRAS.408.2312J
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = M. M.
| الأخير9 = Rubio-Díez
| الأول8 = D.
| الأخير8 = Pollacco
| الأول7 = T. J.
| الأخير7 = O'Brien
| الأول6 = D. L.
| الأخير6 = Mitchell
| الأول5 = J.
| الأول4 = J. A.
| عنوان = Abell 41: Shaping of a planetary nebula by a binary central star
| الأخير4 = López
| الأول3 = M.
| الأخير3 = Santander-García
| الأول2 = M.
| الأخير2 = Lloyd
| الأول = D.
| الأخير = Jones
| سنة = 2010
| صفحات = 2312
| العدد = 4
| المجلد = 408
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| arxiv = 1006.5873
}}</ref> على الطرف الآخر من طيف العمر النجمي يوجد L483، وهو سديم مظلم يحتوي على النجم الأولي IRAS 18418-0440 . على الرغم من تصنيفه على أنه [[نجم أولي|نجم أولي من الفئة 0]]، إلا أنه يحتوي على بعض الميزات غير العادية لمثل هذا الكائن، مثل عدم وجود [[ريح نجمي|رياح نجمية]] عالية السرعة، وقد تم اقتراح أن هذا الكائن يمر بمرحلة انتقالية بين الفئة 0 [[نجم أولي|والفئة الأولى]].<ref name="Tafalla">{{استشهاد بدورية محكمة
| bibcode = 2000A&A...359..967T
| عنوان = L483: A protostar in transition from Class 0 to Class I
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 359
| صفحات = 967
| الأخير = Tafalla
| الأول = M.
| الأخير2 = Myers
| الأول2 = P. C.
| الأخير3 = Mardones
| الأول3 = D.
| الأخير4 = Bachiller
| الأول4 = R.
| سنة = 2000
| arxiv = astro-ph/0005525
}}</ref> يوجد [[سديم متغير]] حول النجم الأولي، على الرغم من أنه مرئي فقط في ضوء الأشعة تحت الحمراء.<ref name="Connelley">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-6256/137/3/3494
| عنوان = A Photometrically and Morphologically Variable Infrared Nebula in L483
| صحيفة = The Astronomical Journal
| المجلد = 137
| العدد = 3
| صفحات = 3494
| سنة = 2009
| الأخير = Connelley
| الأول = M. S.
| الأخير2 = Hodapp
| الأول2 = K. W.
| الأخير3 = Fuller
| الأول3 = G. A.
| bibcode = 2009AJ....137.3494C
| arxiv = 0811.1232
}}</ref>
[[ملف:W40_(=Sh2-64).jpg|بديل=Bright blue stars in a large gold cloud of gas|يسار|تصغير| ويسترهوت 40، أحد أقرب المواقع لتكوين النجوم الضخم]]
سحابة الحية [[سحابة جزيئية|عبارة عن سحابة جزيئية]] ضخمة تتكون من النجوم وتقع في الجزء الجنوبي من ذيل الحية. على بعد مليوني سنة فقط <ref name="Oliveira">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/762/2/128
| الأخير2 = Merín
| bibcode = 2013ApJ...762..128O
| الأول4 = E. F.
| الأخير4 = van Dishoeck
| الأول3 = K. M.
| الأخير3 = Pontoppidan
| الأول2 = B.
| الأول = I.
| عنوان = The Physical Structure of Protoplanetary Disks: The Serpens Cluster Compared with Other Regions
| الأخير = Oliveira
| سنة = 2013
| صفحات = 128
| العدد = 2
| المجلد = 762
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 1212.3340
}}</ref> و420 فرسخ فلكي، <ref name="Dzib">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/718/2/610
| الأخير3 = Mioduszewski
| bibcode = 2010ApJ...718..610D
| الأول6 = R. M.
| الأخير6 = Torres
| الأول5 = L. F.
| الأخير5 = Rodríguez
| الأول4 = A. F.
| الأخير4 = Boden
| الأول3 = A. J.
| الأول2 = L.
| عنوان = VLBA Determination of the Distance to Nearby Star-Forming Regions. IV. A Preliminary Distance to the Proto-Herbig Ae ''Be'' Star EC 95 in the Serpens Core
| الأخير2 = Loinard
| الأول = S.
| الأخير = Dzib
| سنة = 2010
| صفحات = 610
| العدد = 2
| المجلد = 718
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 1003.5900
}}</ref> من المعروف أن السحابة تحتوي على العديد من النجوم الأولية مثل الحية FIRS 1 <ref name="Dionatos">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361/201322799
| الأخير3 = Teixeira
| bibcode = 2014A&A...563A..28D
| الأول5 = E.
| الأخير5 = Bergin
| الأول4 = M.
| الأخير4 = Güdel
| الأول3 = P. S.
| الأول2 = J. K.
| عنوان = Atomic jet from SMM1 (FIRS1) in Serpens uncovers protobinary companion
| الأخير2 = Jørgensen
| الأول = O.
| الأخير = Dionatos
| سنة = 2014
| صفحات = A28
| المجلد = 563
| صحيفة = Astronomy & Astrophysics
| arxiv = 1401.3249
}}</ref> والحية SVS 20 .<ref name="Ciardi">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/431548
| الأخير4 = Gomez Martin
| bibcode = 2005ApJ...629..897C
| الأول8 = D. E.
| الأخير8 = Harker
| الأول7 = C. J.
| الأخير7 = Phillips
| الأول6 = J. M.
| الأخير6 = De Buizer
| الأول5 = J. T.
| الأخير5 = Radomski
| الأول4 = C.
| الأول3 = C.
| عنوان = Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens SVS 20
| الأخير3 = Packham
| الأول2 = C. M.
| الأخير2 = Telesco
| الأول = D. R.
| الأخير = Ciardi
| سنة = 2005
| صفحات = 897–902
| العدد = 2
| المجلد = 629
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = astro-ph/0504665
}}</ref> تم الكشف عن عنقود سربنز الجنوبي [[مقراب سبيتزر الفضائي|الأولي بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي]] التابع لناسا في الجزء الجنوبي من السحابة، <ref name="Gutermuth">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/528710
| الأخير5 = Megeath
| bibcode = 2008ApJ...673L.151G
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = D.
| الأخير9 = Ward-Thompson
| الأول8 = J.
| الأخير8 = Di Francesco
| الأول7 = J. K.
| الأخير7 = Jørgensen
| الأول6 = B. C.
| الأخير6 = Matthews
| الأول5 = S. T.
| الأول4 = P. C.
| عنوان = The ''Spitzer'' ''Gould'' Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift
| الأخير4 = Myers
| الأول3 = L. E.
| الأخير3 = Allen
| الأول2 = T. L.
| الأخير2 = Bourke
| الأول = R. A.
| الأخير = Gutermuth
| سنة = 2008
| صفحات = L151
| العدد = 2
| المجلد = 673
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 0712.3303
}}</ref> ويبدو أن تشكل النجوم لا يزال مستمراً في المنطقة.<ref name="Nakamura">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/0004-637X/737/2/56
| الأخير5 = Higuchi
| bibcode = 2011ApJ...737...56N
| إظهار المؤلفين = 9
| الأول9 = J. L.
| الأخير9 = Karr
| الأول8 = M.
| الأخير8 = Takami
| الأول7 = R.
| الأخير7 = Kawabe
| الأول6 = S.
| الأخير6 = Nishiyama
| الأول5 = A.
| الأول4 = T.
| عنوان = Molecular Outflows from the Protocluster Serpens South
| الأخير4 = Tsukagoshi
| الأول3 = Y.
| الأخير3 = Shimajiri
| الأول2 = K.
| الأخير2 = Sugitani
| الأول = F.
| الأخير = Nakamura
| سنة = 2011
| صفحات = 56
| العدد = 2
| المجلد = 737
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = 1105.4481
}}</ref> موقع آخر لتشكيل النجوم هو مجمع ويستر هوت 40، والذي يتكون من منطقة HII بارزة مجاورة لسحابة جزيئية.<ref name="Zeilik">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Zeilik II
| الأول = M.
| الأخير2 = Lada
| الأول2 = C.J.
| عنوان = Near-infrared and CO observations of W40 and W48
| صحيفة = Astrophysical Journal, Part 1
| المجلد = 222
| صفحات = 896–901
| سنة = 1978
| bibcode = 1978ApJ...222..896Z
| DOI = 10.1086/156207
}}</ref> تقع على بعد حوالي 500 فرسخ فلكي، <ref name="Shuping">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Shuping
| صحيفة = The Astronomical Journal
| DOI = 10.1088/0004-6256/144/4/116
| bibcode = 2012AJ....144..116S
| سنة = 2012
| صفحة = 12
| العدد = 4
| المجلد = 144
| عنوان = Spectral Classification of the Brightest Objects in the Galactic Star-forming Region W40
| الأول = R. Y.
| الأول4 = K. C.
| الأخير4 = Yu
| الأول3 = M.
| الأخير3 = Kassis
| الأول2 = W. D.
| الأخير2 = Vacca
| arxiv = 1208.4648
}}</ref> وهي واحدة من أقرب المناطق الضخمة لتكوين النجوم، ولكن نظرًا لأن السحابة الجزيئية تحجب منطقة HII ، مما يجعل من الصعب رؤيتها والمجموعة المدمجة فيها بشكل مرئي، لم تتم دراستها جيدًا مثل الآخرين.<ref name="Rodney">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Rodney
| الأول = S. A.
| الأخير2 = Reipurth
| الأول2 = B.
| عنوان = The W40 Cloud Complex
| صحيفة = Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications
| المجلد = 5
| صفحة = 683
| سنة = 2008
| bibcode = 2008hsf2.book..683R
}}</ref> من المحتمل أن تحتوي المجموعة المدمجة على أكثر من 600 نجم فوق 0.1 كتلة شمسية،<ref name="Kuhn">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Kuhn
| الأول6 = G. P.
| DOI = 10.1088/0004-637X/725/2/2485
| bibcode = 2010ApJ...725.2485K
| سنة = 2010
| صفحات = 2485–2506
| العدد = 2
| المجلد = 275
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| عنوان = A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40
| الأخير6 = Garmire
| الأول = M. A.
| الأول5 = S. A.
| الأخير5 = Rodney
| الأول4 = B.
| الأخير4 = Reipurth
| الأول3 = E. D.
| الأخير3 = Feigelson
| الأول2 = K. V.
| الأخير2 = Getman
| arxiv = 1010.5434
}}</ref> مع العديد من النجوم الضخمة ، بما في ذلك نجم واحد على الأقل من النوع O، وهو مسؤول عن إضاءة منطقة HII وإنتاج [[فقاعة الرياح النجمية|فقاعة]].<ref name="Shuping" />

على الرغم من وجود مجرة درب التبانة ، تظهر العديد من المجرات النشطة في ذيل الحية أيضًا، مثل PDS 456، الموجودة بالقرب من الحية اكس أي. المجرة النشطة القريبة الأكثر إضاءة من حيث الجوهر، <ref name="Yun">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1086/380559
| الأخير3 = Scoville
| bibcode = 2004ApJ...601..723Y
| الأول6 = R. P. J.
| الأخير6 = Tilanus
| الأول5 = E. I.
| الأخير5 = Robson
| الأول4 = D. T.
| الأخير4 = Frayer
| الأول3 = N. Z.
| الأول2 = N. A.
| عنوان = Multiwavelength Observations of the Gas‐rich Host Galaxy of PDS 456: A New Challenge for the ULIRG‐to‐QSO Transition Scenario
| الأخير2 = Reddy
| الأول = M. S.
| الأخير = Yun
| سنة = 2004
| صفحات = 723–734
| العدد = 2
| المجلد = 601
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| arxiv = astro-ph/0310340
}}</ref> تم العثور على هذا [[مطيافية الأشعة السينية|المجرة النشطة متغيرة للغاية في طيف الأشعة السينية]]. وقد سمح ذلك بإلقاء الضوء على طبيعة الثقب الأسود الهائل في المركز، والذي يُحتمل أن يكون [[مترية كير|ثقبًا أسودًا من]] نوع كير.<ref name="Reeves">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1046/j.1365-8711.2002.06038.x
| الأخير2 = Wynn
| bibcode = 2002MNRAS.336L..56R
| الأول4 = K. A.
| الأخير4 = Pounds
| الأول3 = P. T.
| الأخير3 = O'Brien
| الأول2 = G.
| الأول = J. N.
| عنوان = Extreme X-ray variability in the luminous quasar PDS 456
| الأخير = Reeves
| سنة = 2002
| صفحات = L56
| العدد = 3
| المجلد = 336
| صحيفة = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| arxiv = astro-ph/0209120
}}</ref> من المحتمل أن الكوازار يمر بمرحلة انتقالية من مجرة تحت حمراء فائقة السطوع إلى كوازار كلاسيكي هادئ الإشعاع ، ولكن هناك مشاكل مع هذه النظرية ، ويبدو أن الجسم كائن استثنائي لا يقع تمامًا ضمن أنظمة التصنيف الحالية.<ref name="Yun" /> يوجد بالقرب من NRAO 530، وهو [[نجم زائف متوهج|بلازار]] معروف أنه يشتعل في الأشعة السينية من حين لآخر. كان أحد هذه التوهجات أقل من 2000 ثانية، مما يجعله أقصر توهج لوحظ في بلازار اعتبارًا من عام 2004.<ref name="Foschini">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1051/0004-6361:20064804
| الأول4 = C. M.
| bibcode = 2006A&A...450...77F
| الأول9 = G.
| الأخير9 = Di Cocco
| الأول8 = G.
| الأخير8 = Malaguti
| الأول7 = G.
| الأخير7 = Tosti
| الأول6 = G.
| الأخير6 = Ghisellini
| الأول5 = F.
| الأخير5 = Tavecchio
| الأخير4 = Raiteri
| عنوان = A short hard X-ray flare from the blazar NRAO 530 observed by INTEGRAL
| الأول3 = L.
| الأخير3 = Maraschi
| الأول2 = E.
| الأخير2 = Pian
| الأول = L.
| الأخير = Foschini
| سنة = 2006
| صفحات = 77–81
| العدد = 1
| المجلد = 450
| صحيفة = Astronomy and Astrophysics
| arxiv = astro-ph/0601101
}}</ref> يبدو أن بلزار يظهر أيضًا تباينًا دوريًا في [[موجة راديو|خرج الموجة الراديوية]] على مدى فترتين مختلفتين من ست وعشر سنوات.<ref name="Lu">{{استشهاد بدورية محكمة
| DOI = 10.1088/1674-4527/12/6/004
| الأول2 = J. Y.
| bibcode = 2012RAA....12..643L
| الأول5 = H. B.
| الأخير5 = Qiu
| الأول4 = J. M.
| الأخير4 = Lin
| الأول3 = T.
| الأخير3 = An
| الأخير2 = Wang
| عنوان = Periodic radio variability in NRAO 530: Phase dispersion minimization analysis
| الأول = J. C.
| الأخير = Lu
| سنة = 2012
| صفحات = 643
| العدد = 6
| المجلد = 12
| صحيفة = Research in Astronomy and Astrophysics
| arxiv = 1202.3873
}}</ref>

=== زخات الشهب ===
هناك نوعان من [[زخة شهب|زخات الشهب]] خلال النهار التي تشع من كوكبة الحية، أوميغا الحية وسيجما الحية. ذروتهما بين 18 ديسمبر و25 ديسمبر.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| صحيفة = Sky & Telescope
| تاريخ = September 2012
| الأخير = Jenniskens
| الأول = Peter
| صفحة = 24
| عنوان = Mapping Meteoroid Orbits: New Meteor Showers Discovered
}}</ref>

== المراجع ==
{{مراجع}}
== روابط خارجية ==

* [http://www.allthesky.com/constellations/serpens/ The Deep Photographic Guide to the Constellations: Serpens (Caput)]
* [http://astrojan.eu5.org/serpens.htm The clickable Serpens (Caput)]
* [https://iconographic.warburg.sas.ac.uk/vpc/VPC_search/subcats.php?cat_1=9&cat_2=71&cat_3=32&cat_4=40&cat_5=1074 Warburg Institute Iconographic Database (medieval and early modern images of Serpens)], more can be found under [https://iconographic.warburg.sas.ac.uk/vpc/VPC_search/subcats.php?cat_1=9&cat_2=71&cat_3=32&cat_4=40&cat_5=34 Serpentarius]

{{سماء|15|45|00|+|10|00|00|10}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|نجوم}}
{{روابط شقيقة}}

[[تصنيف:كوكبات أدرجها بطليموس]]
[[تصنيف:ثعابين أسطورية]]
[[تصنيف:كوكبات]]
[[تصنيف:كوكبة الثعبان]]

title: الحية

الاسم اللاتيني: Serpens

الميل: −8

ألمع نجم: رأس الحية · (2.08قدر ظاهري)

زخّات الشهب: - اوميجا الحية - سيجما الحية

الكوكبات · الحدودية: الجاثي · الحية · الميزان · العقرب · الرامي · العقاب