تاريخ الكون والعصور المظلمة والانفجار الكبير وبوابة نجوم

تاريخ الكون
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة  

 
يصف تاريخ الكون (بالإنجليزية: chronology of the universe) تاريخ نشأة الكون ومستقبله وفقا لنظرية الانفجار الكبير. قُدّر بدء المراحل الأولى من وجود الكون قبل 13.8 مليار سنة مع عدم يقين يبلغ نحو 21 مليون سنة ونسبة ضمان 68 ٪.
محتويات
1 المراحل الخمسة لتاريخ الكون
1.1 الكون المبكر جدًا
1.2 الكون المبكر
1.3 العصور المظلمة
1.4 الكون الذي نعرفه اليوم
1.5 المستقبل البعيد
2 الانفجار الكبير
3 المراجع
المراحل الخمسة لتاريخ الكون
من المناسب تقسيم تاريخ الكون منذ نشأته إلى خمسة أقسام. وغير واضح فيما إذا كان هناك زمنًا يسبق هذا التأريخ.
الكون المبكر جدًا
أول جزء من الثانية (واحد من التريليون من الثانية) من الزمن الكوني. ويتضمن حقبة بلانك، والتي قد لا تنطبق عليها قوانين الفيزياء المستخدمة حاليًا؛ ظهور القوى الأساسية الأربعة أولها الجاذبية، ومن ثم القوى النووية القوية والضعيفة والقوة الكهرومغناطيسية؛ وتمدد الفضاء والتبريد الفائق للكون الحار الذي بقيت حرارته هائلة بسبب الانتفاخ الكوني والذي يقال أنه ناتج من القوى النووية القوية والكهرومغناطيسية. 

 
ويعتقد بأن التموجات الخفيفة في الكون في هذه المرحلة كانت أساس تشكل الهياكل الكبيرة في وقت لاحق. توجد مراحل مختلفة لهذه الفترة من الكون المبكر. إذ أن الأجزاء الأقدم تقع خارج نطاق البحث في الفيزياء الجزيئية ولكن يمكن اكتشافها بوسائل أخرى. 

 
الكون المبكر
ودام نحو 377,000 سنة. 

 

= ومبدئيًاً ظهرت العديد من الجزيئات غير الذرية في هذه المرحلة. وتتضمن هذه الجزيئات كميات متساوية من المادة والمادة المضادة، لذلك تفنى معظمها بسرعة مخلّفةً بقايا صغيرة من المادة في الكون. 

 
وفي ثانية واحدة، تتجزأ النيوترونات والتي تشكل الخلفية النيوترونية الكونية. وإذا وُجد ثقب أسود فإنها تتشكل أيضًاً بنحو الثانية حسب الزمن الكوني. وتظهر الجزيئات الذرية المركبة -من ضمنها النيوترونات والبروتونات- وبحدود الدقيقتين تصبح الظروف مناسبة من أجل التراكب النووي: تندمج نسبة 25% من البروتونات وكل النيوترونات مشكلة عناصر أثقل مثل الديوتيريوم مبدأيًا والذي يندمج مشكلاً هيليوم. 

 
وخلال 20 دقيقة لا يكون الكون حارًا بما يكفي من أجل الاندماج ولكن تعتبر حرارته مناسبة من أجل تواجد الذرات المعتدلة أو لكي تنتقل الفوتونات لمسافات بعيدة. وبذلك تكون البلازما غير الشفافة. وبحدود 47,000 سنة حين برد الكون بدأ سلوكه بالاقتصار على المادة أكثر من الإشعاع. وبعد نحو 10,000 سنة تشكل أول جزء وهو هيدريد الهيليوم. (ولاحقًاً تفاعل كل من الهيدروجين وهيدريد الهيليوم ليشكلان الهيدروجين الجزيئي وهو الوقود الذي احتاجته أوائل النجوم). 

=
وبعد نحو 377,000 سنة أصبح الكون باردًاً كفاية لتتشكل الذرات المعتدلة وكنتيجة لذلك أيضًاً أصبحت شفافة للمرة الأولى. ووصلت الذرات المتشكلة حديثاً- بشكل رئيسي الهيدروجين والهيليوم مع آثار من الليثيوم - بسرعة إلى أدنى مستوى طاقي لها (مستوى الخمول) بعد إطلاق الفوتونات (انفصال الفوتون) ولا تزال هذه الفوتونات تمثل الخلفية الكونية من الأمواج الميكروية (CBM). وهذا هو أقدم تصور لدينا عن الكون. 

 
العصور المظلمة
وظهور الهياكل الكبيرة من 377,000 وحتى نحو 1 مليار سنة. بعد إعادة التركيب والانفصال كان الكون شفافًاً ولكن انهارت الغيوم الهيدروجينية ببطء لتشكل نجومًاً ومجرات، لذلك لم يمكن هناك مصادر للضوء. والفوتونات الوحيدة في الكون (الإشعاع الكهرومغنطيسي أو الضوء) كانت تلك المنبعثة أثناء الانفصال (وهي مرئية اليوم وتمثل الخلفية الكونية من الأمواج الميكروية) وتطلق انبعاثات راديوية عادة من ذرات الهيدروجين. وملأت الفوتونات المنفصلة الكون ببريق برتقالي فاتح رائع في البداية وتحولت تدريجيًاً إلى أطوال موجات غير مرئية بعد نحو 3 ملايين سنة، تاركة الكون من دون ضوء مرئي. وتعرف هذه الفترة بالعصور المظلمة.
بين الفترة من 10 إلى 17 مليون سنة كانت درجة حرارة الكون مناسبة لتشكل الماء السائل (273-373 k).
وكانت هناك تكهنات فيما إذا قد تشكلت كواكب صخرية أو ظهرت الحياة الفعلية لفترة وجيزة، تبعًا للحسابات الإحصائية فإن جزء صغير من الكون كان يمكن أن يتميز بظروف مختلفة عن الأجزاء الأخرى واكتسب الحرارة المناسبة من الكون ككل. 

 
في وقت ما بين الفترة من 200 إلى 500 مليون سنة تشكلت الأجيال الأولى من النجوم والمجرات (ما تزال الأبحاث جارية لتحديد التوقيت الدقيق) ونشأت الهياكل الكبيرة المبكرة تدريجيًاً والتي تشكل المادة المظلمة على هيئة رغوة والتي بدأت بالفعل في التجمع في جميع أنحاء الكون. الأجيال الأولى من النجوم لم تتم مراقبتها بعد من الناحية الفلكية. قد تكون ضخمة (بما يعادل 100 إلى 300 ضعف حجم الشمس) وغير معدنية وعاشت لفترات قصيرة جدًا مقارنة بمعظم النجوم التي نراها اليوم، لذلك فإنها عادةً تستهلك الهيدروجين وتنفجر بعد ملايين السنين متحولة إلى مستعر أعظم ازدواجي عالي الطاقة وغير مستقر. تشير نظريات أخرى إلى أن الأجيال الأولى ربما تضمنت نجومًا صغيرة لا يزال بعضها يحترق حتى اليوم. في كلتا الحالتين شكّلت هذه الأجيال المبكرة من المستعرات الأعظمية معظم العناصر اليومية التي نراها من حولنا اليوم ومدّت الكون بالطاقة. 

 
ظهرت مع مرور الوقت مجموعات وعناقيد المجرات. في مرحلة ما أدت الفوتونات ذات الطاقة العالية من النجوم القديمة والمجرات القزمية وربما النجوم البعيدة إلى ظهور فترة من إعادة التأيين التي بدأت تدريجيًا بين الفترة من 250 إلى 500 مليون سنة واُستكملت بنحو 700 إلى 900 مليون سنة وتضاءلت بعد نحو مليار سنة (التوقيت الدقيق ما زال قيد الدراسة). تحول الكون تدريجيًاً إلى الكون الذي نراه حولنا اليوم ولم تنته العصور المظلمة بالكامل إلا بعد نحو مليار سنة. 

 
الكون الذي نعرفه اليوم
ظهر منذ مليار سنة وقد يمتد إلى 12.8 مليار سنة وسيبقى على هذه الحال لمليارات السنين. بدأ القرص الرقيق لمجرتنا بالتشكل منذ 5 مليارات سنة (8.8 مليار سنة) وتشكل نظامنا الشمسي منذ نحو 9.2 مليار سنة (4.6 مليار سنة) وظهرت آثار الحياة الأولى على الأرض منذ 10.3 مليار سنة (3.5 مليار سنة).

 

 

 
منذ نحو 9.8 مليار سنة من الزمن الكوني بدأ التوسع البطيء للفضاء بالتسارع تدريجيًاً تحت تأثير الطاقة المظلمة والتي قد تكون حقلًا قياسيًا في جميع أنحاء الكون. يتم فهم الكون في الوقت الحاضر بشكل جيد ولكن بعد نحو 100 مليار سنة من الزمن الكوني (نحو 86 مليار سنة في المستقبل) فإن حالات عدم اليقين في المعرفة الحالية تعني أننا أقل ثقة في المسار الذي سيتخذه الكون.
المستقبل البعيد  - في وقت ما سينتهي عصر الكون الحالي أو ما يسمى Stelliferous Era إذ لن تولد النجوم بعدها وسيعني امتداد الكون أن الكون الذي يمكن ملاحظته يصبح مقتصرًا على المجرات المحلية. هناك سيناريوهات مختلفة للمستقبل البعيد والمصير النهائي للكون. إن المعرفة الأكثر دقة لكوننا الحالي ستسمح بفهم هذه الأمور بشكل أفضل. 

 
الانفجار الكبير
يعتمد النموذج القياسي لعلم الكون على نموذج الزمكان الذي يطلق عليه مقياس فريدمان- ليمايتر- روبرتسون ووكر (FLRW). يوفر المقياس حساب المسافة بين الأجسام ومقياس FLRW هو الحل الدقيق لمعادلات حقل أينشتاين مع افترض أن بعض الخصائص الأساسية للفضاء مثل التجانس وتوحد الخواص صحيحة. يتوافق مقياس FLRW مع أدلة أخرى جازمة ما يدل على أن الكون قد توسّع منذ الانفجار الكبير. 

 
إذا افترضنا أن معادلات مقياس FLRW صالحة طوال فترة العودة إلى بداية الكون فيمكننا متابعتها في الوقت المناسب إلى درجة تشير فيها المعادلات إلى أن جميع المسافات بين الأجسام في الكون كانت صفرية أو متناهية في الصغر. (هذا لا يعني بالضرورة أن الكون كان صغيرًا لحظة الانفجار الكبير، على الرغم من أنه يمثل بالفعل أحد الاحتمالات.) يوفر هذا نموذجًا للكون الذي يطابق جميع الملاحظات المادية الحالية بشكل وثيق للغاية. وتسمى هذه الفترة الأولى من التسلسل الزمني للكون بـ «الانفجار الكبير». لا يحاول النموذج القياسي لعلم الكون شرح سبب بدء الكون وهذا يفسر فقط كيف تطور الكون ماديًا فور حدوث تلك اللحظة.
================
بوابة:نجوم  من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
علوم ورياضيات
علوم الصحة
المجتمع والأعلام والتراجم
رياضة
تقنية  

 
بوابة نجوم
مقدمة '
النجم هو عبارة عن جسم كروي ضخم ومضيء من البلازما متماسك بفعل الجاذبية. كما يمكن أن يحتوي النجم في نهاية فترة حياته على نسبة من المادة المتحللة. أقرب نجم للأرض هو الشمس وتمثل مصدراً لمعظم الطاقة على الأرض. وتظهر نجوم أخرى بشكل واضح من الأرض أثناء الليل حينما لا تحجبها الظواهر الجوية على شكل نقط كثيرة مضيئة بفعل بعدها الهائل. تاريخياً، وضعت أبرز نجوم القبة السماوية ضمن مجموعات تسمى كوكباتومجمات، واكتسبت ألمع النجوم أسماءاً خاصة بها. وقد جمع علماء الفلك فهارس نجمية شاملة والتي تقدم تسميات معيارية للنجوم.

 

 يضيء النجم خلال جزء على الأقل من حياتهِ بسبب الاندماج النووي الحراري للهيدروجين في لُب النجم مُطلِقاً طاقة تجتاز باطن النجم لتشع في الفضاء الخارجي. تقريباً نشأت جميع العناصر التي تحدث طبيعياً والأثقل من الهيليوم عبر النجوم، إما عبر تفاعلات الانصهار النجمي خلال فترة حياة النجم أو عبر التخليق النووي في المستعر الأعظم عند انفجار النجوم. يمكن لعلماء الفلك تحديد كل من كتلة وعمر والتركيب الكيميائي وكثير من الخضائص الأخرى لنجم ما من خلال رصد طيفهوضياءه وحركته عبر الفضاء. تمثل الكتلة الكلية لنجم مُحدِداً رئيسياً في تطوره ومصيره النهائي. تتحدد الصفات الأخرى لنجم ما عبرر تاريخه التطوري وتتضمن قطره ودورانه وحركته ودرجة حرارته. يُعرف المخطط البياني لدرجة حرارة كثير من النجوم بدرجة ضياءها بمخطط هرتزبرونغ-راسل البياني الذي يسمح بتحديد العمر والحالة التطورية للنجم.
المزيد حول... النجوم: تشكهاوتطورهاوتسمياتهاوبنيتهاوتنوعها
نجوم مختار - أظهر آخر

النجم النيوتروني هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من 10 1 2 {\displaystyle 10^{1}2} في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية. النجوم النيوترونية هي أصغر وأكثر أنواع النجوم المعروفة كثافةً. بعد نفاذ الوقود الذري في النجم وهو عنصر الهيدروجين تتغلب قوى الجذب في النجم على قوى التشتت، وتنقلب مناطقه الغازية الخارجية لتصب في الداخل، وتزيد كثافة النجم شيئاً فشيئاً بتزايد انكماش الذرات داخله تحت تأثير الجاذبية. ويظل انكماش الذرات داخله مع فقدانه المتزايد للحرارة، حتي يأتي الوقت الذي تبتلع فيه نوى الذرات الإلكترونات المحيطة بها، وشيئاً فشيئاً يُصبح النجم عبارة عن نواة واحدة عظيمة الكبر، وبامتصاص البروتونات للإلكترونات تتحول بالتفاعل النووي إلى نيوترونات، وتصبح كل تلك المادة الغريبة للنجم مادة النيوترونات. ولهذا يسمى النجم النيوتروني. يحدث هذا التحول للنجوم حيث تنقلب إلى نجوم نيوترونية عندما تكون كتلتها في الحدود بين 1.44 و 3 كتلة شمسية. أما إذا كانت كتلة النجم أكبر من هذا الحد، فإن النجم يتحول في آخر عمره إلى ثقب أسود.
مختارات أخرى...للمزيد...
مقالة مختارة - أظهر آخر

المُسْتَعِرُ الأعظم أو الطارف الأعظم (Supernova سوبرنوفا) هو حدث فلكي يحدث خلال المراحل التطورية الأخيرة لحياة نجم ضخم، حيث يحدث انفجار نجمي هائل يقذف فيه النجم غلافه في الفضاء عند نهاية عمره، ويؤدي ذلك إلى تكون سحابة كروية حول النجم، وبراقة للغاية (شديدة البريق) من البلازما، وسرعان ما تنتشر طاقة الانفجار في الفضاء وتتحول إلى أجسام غير مرئية في غضون أسابيع أو أشهر، أما مركز النجم فينهار على نفسه نحو المركز مكوناً إما قزما أبيضا أو يتحول إلى نجم نيوتروني ويعتمد ذلك على كتلةالنجم، وأما إذا زادت كتلة النجم عن نحو 20 كتلة شمسية فإنه قد يتحول إلى ثقب أسود بدون أن ينفجر في صورة مستعر أعظم.
وهناك طريقان محتملان لهذه النهاية: إما أن نجماً ضخماً تفوق كتلته 8 كتل شمسيّة ينتهي عند إنتهاء عملية الإندماج النووي فيه بسبب نفاذ الوقود النووي فجأة، وتتغلب قوى الجاذبية فينهار النجم نحو الداخل تحت تأثير قوة ثقالته وهو المستعر الأعظم من النّمط الثّاني، والطريق الآخر المحتمل أن يقوم قزم أبيض بإلتقاط مادة إضافية من نجم مجاور إلى ان يصل إلى كتلة حرجة هي حد شاندراسيخار فيخضع لعملية انفجار نووي حراري وهو المستعر الأعظم من النّمط الأوّل، وفي كلتا الحالتين فإن انفجار المستعر الأعظم يقذف بالطبقة الخارجية من مادة النجم بقوة هائلة في الفضاء ويتبقى قزم أبيض أو نجم نيوتروني، والحد الفاصل بين التطورين هو 1.4 كتلة شمسية فإذا كانت كتلة النجم أكبر من 1.4 كتلة شمسية فإن النجم يمر بمرحلة المستعر الأعظم ويتبقى منه نجماً نيوترونياً.
مختارات أخرى...للمزيد...
 
جوزيف فون فراونهوفر هو فيزيائي وعالم بصريات ألماني. مولود بتاريخ 6 مارس1787 في ستراوبنج ومتوفي بتاريخ 7 يونيو 1826 في ميونيخ، منذ 1823 أستاذاً في ميونيخ، وقد عمل فراونهوفر أساساً في مجال الضوء وحدد طول الموجة الضوئية بواسطة المحزوزات المفرقة وقام ببعض التحاليل الطيفية، وبالنسبة للفلك فإن تحسينات فراونهوفر للمنظار ذات أهمية وكذلك دراساته عن خطوط الامتصاص في طيف الشمس عرفت خطوط فراونهوفر.
مختارات أخرى...للمزيد...
 

المصدر: ناسا
سديم السرطان أو مسييه 1 هو عبارة عن بقايا مستعر أعظموسديم رياح نبضية في كوكبةالثور. كان جون بفيس قد لاحظ هذا السديم عام 1731، وتطابق موقعه المكتشف مع سجلات تاريخية لمستعر أعظم ساطع تعود لعلماء فلك صينيين وعرب. 

 
هل تعلم؟ '
... أنه إذا ما سافرت مركبة فوياجر الفضائية بسرعتها الحالية في اتجاه قنطور الأقرب وهو أقرب نجم للشمس ستستغرق حوالي 80,000 سنة للوصول؟ 

 
... أنه يبلغ حجم في واي الكلب الأكبر وهو أحد أكبر النجوم المعروفة 1800 ضعف الشمس تقريباً؟
... أن التقديرات تشير لاحتواء مجرتنا على ما يتروح بين 200 حتى 400 مليار نجم، أي أكثر من عدد البشر الذين كانوا قد عاشوا على سطح الأرض؟
أرشيف – هل ترغب في إنشاء مقالة جديدة؟
تصانيف '
لعرض جميع التصانيف الفرعية اضغط على ◄ 

نجوم
أجسام غولد
أجسام فلامستيد
أقزام بنية
أقزام حمراء
أنظمة نجمية
أنواع النجوم
الشمس
نجوم بأسماء خاصة
بذرة نجوم
بقايا نجمية متراصة
تجمعات نجمية
تطور النجوم
نجوم ثنائية
شعارات درع بها نجوم
نجوم بأسماء عربية
علم الفلك النجمي
عمالقة حمراء
نجوم حسب درجة السطوع
فهارس فلكية للنجوم
قوائم النجوم
متغيرات ميرا
نجوم مجرة درب التبانة
مجموعات نجمية
نجوم نبضية
نجوم افتراضية
نجوم القطب
نجوم بين المجرات
نجوم حسب النوع الطيفي
نجوم خارج المجرة
نجوم عملاقة
نجوم في الخيال
نجوم قبل النسق الأساسي
نجوم متغيرة
نجوم نيوترونية
ثقوب سوداء
ثقوب سوداء فائقة
ثقوب سوداء في الخيال
ثقوب سوداء متوسطة الكتلة
ثقوب سوداء نجمية
مستعرات عظمى
بقايا مستعرات عظمى
مستعرات فائقة
مواضيع '
نجمالشمسمجرةثقب أسودمستعر أعظم
تطور
النجوم
تشكل
قبل النسق الأساسي
النسق الأساسي
الفرع الأفقي
عملاق مقارب
تجريف
شريحة متقلبة
متثاقل أحمر
سديم كوكبي
سديم كوكبي أولي
متغير أزرق شديد الضياء
نجم وولف-رايت
مستعر أعظم مخادع
مستعر أعظم
مستعر فوق عظيم
رسم هرتزبرونغ-راسل

نجوم أولية
سحابة جزيئية
كرة بوك
أجسام نجمية فتية
جرم هيربج هارو
مسار هياشي
مسار هينيي
نجم تي الثور
هيربيغ أي/ نجم بي
تصنيف
نجمي
الشمس
شبه قزم
قزم
أزرق
برتقالي
أحمر
أصفر
شبه عملاق
عملاق
أزرق
أحمر
عملاق ساطع
عملاق ضخم
أزرق
أحمر
أصفر
عملاق فائق
أصفر
زرقاء شاردة
قذيفي
كربوني
CH
الباريوم
نوع-S
متميز
التكنيشيوم
زئبق-منغنيز
متغير
غير نظامي
شبه نظامي
جبار
بقايا
نجوم
قزم أبيض
قزم أسود
نجم نيوتروني
نباض
نجم مغناطيسي
ثقب أسود نجمي
نجوم متراصة
غريبة
نجم كواركات
نجم بريونات
نجم كيو
كرة زغب
نجم بوزونات
غرافاستار
نجم طاقة مظلمة
نجم أسود
نجم كهروضعيف
Eternally collapsing object
أجسام شبه نجمية
قزم بني
قزم شبه بني
نجم مادة مظلمة مظلم
بنى
نجمية
نواة
منطقة الحمل الحراري
منطقة الإشعاع
غلاف ضوئي
كلف نجمي
غلاف لوني
هالة
ريح نجمي
فقاعة
علم دراسة تذبذب النجوم
حد إدنجتون
الانصهار النجمي
عملية ألفا
عملية ألفا الثلاثية
سلسلة بروتون-بروتون
وميض هيليوم
دورة كربون-نيتروجين-أكسجين
احتراق الكربون
احتراق النيون
احتراق الأكسجين
احتراق السيليكون
عملية التقاط النيوترون البطيئة
عملية التقاط النيوترون السريعة
خصائص
النجم
تصنيف
تسمية
الحركيات
درجة الحرارة الفعالة
علم الحركة
حركة خاصة
سرعة شعاعية
حقل مغناطيسي
قدر
مطلق
ظاهري
فوتوغرافي
كتلة
معدنية
اضطراب جزئي
تذبذبات
نظام كوكبي
دوران
نظام نجمي
ثنائي
ثنائي متصل
متعدد
UBV color
أبدية الظهور
قوائم
النجوم
أسماء النجوم العربية
أسماء النجوم التقليدية
أسماء النجوم الصينية
أكثر النجوم ضخامة
أقل النجوم ضخامة
أكبر النجوم
أشد النجوم سطوعاً
أكثر النجوم ضياءاً
أقرب النجوم إلينا
Timeline of stellar astronomy
الكوكبات الـ88
المرأة المسلسلة
مفرغة الهواء
طائر الفردوس
الدلو
العقاب
المجمرة
الحمل
ممسك الأعنة
العواء
الإزميل
الزرافة
السرطان
السلوقيان
الكلب الأكبر
الكلب الأصغر
الجدي
القاعدة
ذات الكرسي
قنطورس
الملتهب
قيطس
الحرباء
البيكار
الحمامة
الهلبة
الإكليل الجنوبي
الإكليل الشمالي
الغراب
الباطية
  الجنوب
الدجاجة
الدلفين
أبو سيف
التنين
قطعة الفرس
النهر
الكور
التوأمان
الكركي
الجاثي
الساعة
الشجاع
حية الماء
الهندي
العظاءة
الأسد
الأسد الأصغر
الأرنب
الميزان
السبع
الوشق
القيثارة
الجبل
المجهر
وحيد القرن
الذبابة
مسطرة النقاش
الثمن
الحواء
الجبار
الطاووس
الفرس الأعظم
حامل رأس الغول
العنقاء
المرسمة
الحوت
الحوت الجنوبي
الكوثل
بيت الإبرة
الشبكة
السهم
الرامي
العقرب
معمل النحات
الترس
الحية
السدس
الثور
المرقب
المثلث
المثلث الجنوبي
الطوقان
الدب الأكبر
الدب الأصغر
الشراع
العذراء
السمكة الطائرة
الثعلب
مزيد من المواضيع المتعلقة...
مشاريع ويكي '

مشروع ويكي فيزياءمشروع ويكي فلكمشروع ويكي علوم
أشياء يمكنك القيام بها ' 

 
هذه بعض المهام المطلوبة التي تستطيع المساهمة بها.
مقترحة:
تنمية بذرة: للمزيد ...
الحيادية: للمزيد ...
إعادة كتابة: للمزيد ...:
للحذفللمزيد ...:
حذف سريع
للدمج
سير للتدقيق
خرق لحقوق النشر
' للمزيد ...
تدقيق لغويللمزيد ...
بوابات متعلقة '

علم الفلكرحلة فضائيةعلم الكون

 

 

 
فضاءالمجموعة الشمسيةالمريخ
المزيد من بوابات العلوم...
ويكيميديا '
المزيد عن نجوم في المشاريع الشقيقة:
ويكي كتبكومنزويكي أخبارويكي اقتباسويكي مصدرويكي جامعةويكي رحلاتويكاموسويكي بيانات
كتب وسائط متعددة أخبار اقتباسات نصوص مصادر تعليمية وجهات سفر تعاريف ومعاني قواعد بيانات 
تحديث محتويات هذه الصفحة
تصنيفان:
بوابة نجوم
بوابات علم الفلك