לאחר מלחמת העולם השנייה דרשה ברית המועצות את ביטולו של הסכם קארס ואת השבת השטחים עליהם ויתרה במסגרתו מטורקיה. הסובייטים אף החלו מרכזים כוחות צבא לאורך הגבול עם טורקיה, אך לחץ בינלאומי, במיוחד מצד וינסטון צ'רצ'יל הביא את הסובייטים לזנוח את דרישתם. לאחר התפרקות ברית המועצות הכירו כל המדינות הנוגעות בדבר בתוקפו של הסכם קארס.
גוף התא
ערפילית אוריון
ערפילית אוריון (באנגלית: Orion Nebula) או הערפילית הגדולה באוריון (The Great Nebula of Orion) היא ערפילית מפוזרת מרשימה בקבוצת הכוכבים אוריון. הערפילית, הקרויה גם "מלכת הערפיליות", M42 או NGC 1976 נמצאת במרחק של כ-1,300 שנות אור ממערכת השמש. היא מהווה ערפילית פליטה, החזרה ובליעה, וגודלה מוערך ב-24 שנות אור.
הערפילית ממוקמת מדרום ל"חגורת" אוריון במרכז ה"חרב". ממקום חשוך ניתן לראותה בעין בלתי מזוינת ככתם מעורפל. משקפת המוחזקת על בסיס יציב תגלה את תצורת הפרח האופיינית לערפילית זו, ועושר הפרטים המרשים מתחיל להתגלות כבר בעזרת טלסקופ חובבים. ערפילית אוריון היא אחד האובייקטים הנחקרים ביותר על ידי אסטרונומים מקצועיים, ואחת המטרות הנצפות ביותר בעזרת טלסקופי מחקר.
ראשית חקר הערפילית.
למרבה ההפתעה, אף על-פי שהערפילית נראית היטב בעין בלתי-מזוינת, אין לה זכר ברשומות עתיקות. אפילו גלילאו גליליי שחקר היטב את אזור אוריון, אינו מזכיר אותה. הרשומה הראשונה שבה הערפילית מופיעה היא של המדען הצרפתי ניקולס פיירה (Nicholas Peiresc) בשנת 1611. הרשומה הבאה, פרי עטו של הישועי ציצטוס, נכתבה שבע שנים לאחר מכן, ובה הערפילית מתוארת אך ורק כעצם להתייחסות מול שביט שנצפה באותה שנה. נראה שהערפילית לא זכתה להתייחסות רצינית עד שנת 1656, בה האסטרונום ההולנדי כריסטיאן הויגנס פרסם תיאור שלה עם רישום.
בעקבות תיאור זה צפה בה ויליאם הרשל בשנת 1774, באחד מראשוני הטלסקופים שבנה במו ידיו. הוא הוכה בתדהמה מהמראה שנגלה לעיניו, ובעקבות תצפית זו הוא הפך ל"צייד ערפיליות" נלהב למשך שארית חייו, ואף הוריש תשוקה זו לבנו ג'ון הרשל. הרשל, בהכרזה נבואית ממש, תיאר "ערפל לוהט של ראשית הבריאה, תוהו ובוהו שיוליד שמשות לעתיד לבוא". בזמנו של הרשל עדיין לא הייתה קיימת התאוריה, המקובלת כיום ואף נשענת על תצפיות רבות, שכוכבים נוצרים במרכזי ערפיליות.
בעקבות דבריהם הנלהבים של הרשל ובנו, ערפילית אוריון הייתה הראשונה מבין הערפיליות שצולמה. הנרי דרייפר הצליח לצלם אותה ב-1880 בעזרת טלסקופ שובר אור בעל עדשה בקוטר 11 אינץ', בחשיפה של 51 דקות.
מיקום הערפילית בשביל החלב.
קביעת מרחקה של הערפילית מאיתנו נתקלה בקשיים רבים. המרחק גדול מכדי למדוד אותו באופן ישיר בשיטת הפרלקסה, והמדידות הראשונות הסתמכו על הערכות גסות של הבהירות המוחלטת של כוכבי הערפילית, בהשוואה לבהירות נראית הנראית. עד שנות החמישים של המאה ה-20 ההערכה המקובלת הייתה כ-900 שנות אור, אולם שיפור מתמיד במכשור ובידע על סוגי כוכבים הביאו לקביעת מרחק מינימלי של 1,300 שנות אור.
באמצעות מדידות של מהירות תנועת הכוכבים בערפילית הסתבר שהיא נמצאת על אותה זרוע של שביל החלב בה נמצאת השמש, זרוע אוריון. הבנה זו יצרה את ההערכות הנוכחיות שמרחקה של ערפילית אוריון מאיתנו הוא 1,400 - 1,500 שנות אור. בהתבסס על מרחק זה, ממדי הערפילית הם כ-30-40 שנות אור.
שימוש בציוד רגיש לאור קלוש הממוקם בחלל, הביא לתגלית שערפילית אוריון היא חלק מקומפלקס עצום של גז ואבק הקרוי הענן המולקולרי אוריון. ערפילית אוריון היא חלק קורן של הענן, וכמוה ערפיליות נוספות - M43, M78, NGC 1788, ערפילית הלהבה ולולאת ברנרד. גודלו של הענן המולקולרי כולו נמדד במאות שנות אור.
בית יוצר לכוכבים.
בדומה לערפיליות פליטה אחרות, ערפילית אוריון היא בית יוצר לכוכבים. ענני הגז והאבק מהם מורכבת הערפילית נדחסים בהשפעת גלי הלם וכבידתם העצמית ומתחממים עקב הדחיסה. כשהטמפרטורה בלב אזור דחוס כזה מגיעה לסדר גודל של עשרה מיליון קלווין מתחיל תהליך של היתוך גרעיני וכוכב נולד. הכוכבים הצעירים שנוצרים, אפופים עדיין באבק ובגז, ולכן לא ניתן לצפות בהם באור נראה, אך טלסקופים רגישים לאור תת-אדום מאפשרים מבט חודר דרך כיסוי האבק ומגלים שבערפילית ישנם כ-2,300 כוכבים צעירים וכ-200 כוכבים במצב עוברי ממש, שרק החלו את תהליך ההיתוך הגרעיני.
הטרפזיום.
בליבה של הערפילית מצוי הכוכב θ (תטא) באוריון. הראשון שהבין שה"כוכב" הוא למעשה מספר כוכבים היה גלילאו גליליי שמצא שם שלושה כוכבים. מאוחר יותר התגלה כוכב רביעי וקבוצת הכוכבים זכתה לכינוי צביר הטרפזיום. שימוש בטלסקופים גדולים וטובים יותר הביא לתגליות נוספות. פרידריך פון שטרובה גילה כוכב חמישי ב-1826, וארבע שנים מאוחר יותר גילה ג'ון הרשל כוכב שישי. מאחר ששני כוכבים אלו היו אמורים להתגלות בקלות להרשל האב, הועלתה השערה שמדובר בכוכבים שעלו באופן חד בבהירותם בשנים אלו. כיום הם נראים בכל טלסקופ חובבים טוב ובלבד שתנאי הראות יציבים. שני כוכבים נוספים התגלו ב-1988. מדובר בכוכבים שבהירותם נמוכה מאוד. בשנות ה-70 של המאה ה-20 הסתבר שלפחות שניים מארבעת הכוכבים ה"מקוריים" הם בעצמם כוכבים כפולים.
מדידות העלו שהטרפזיום הוא מרכזו של צביר פתוח צעיר מאוד המכיל כ-200 כוכבים, רובם בעלי בהירות נמוכה. כוכבי הטרפזיום הם מקור אור בתדרי על-סגול הגורם לחלקים אחרים בערפילית להאיר על ידי פלואורסצנציה.
הרכב הערפילית.
צפיפות הערפילית, למעט מרכזי התגרענות שם נוצרים כוכבים, נמוכה מאוד. הרכב הערפילית נקבע במדידה ספקטרוסקופית והתוצאות מתוארות בטבלה:
הכוכבים הנמלטים.
לפחות שלושה כוכבים, AE בעגלון, 53 בטלה ו-μ ביונה, נעים בחלל במהירויות גבוהות מאוד, במסלול שנראה בבירור שמקורו בערפילית אוריון.
ההשערה הנפוצה היא שכוכבים אלו היו חלק ממערכת מרובת כוכבים, בעלי מהירות רדיאלית גבוהה. במצב נורמלי מערכות כאלו ממשיכות להתקיים כמערכת סגורה. על פי ההשערה הכוכב המסיבי יותר במערכות אלו התפוצץ בסופרנובה, והכוכבים הנותרים הוטלו במהירות גבוהה אל מחוץ לערפילית. משערים שלולאת ברנרד היא שריד של אחד מאירועי סופרנובה אלו.
הרי חברון
1906 במדע
מסלול הוהמן
מסלול הוֹהְמן (באנגלית: Hohmann transfer orbit) הוא תמרון אסטרונאוטי שנועד להעביר לוויין למסלול גבוה יותר, בטיסה בין כוכבי לכת או בין כל שני מסלולים מעגליים המקיפים מרכז משותף. מסלול הוהמן הוא אחת הדרכים החסכוניות והיעילות להגעה מכוכב לכת אחד למשנהו מאחר שהוא דורש הפעלת דחף רק בתחילתו ובסופו. בתמרון הוהמן אידיאלי המסלול הנמוך והמסלול הגבוה נמצאים על אותו מישור, אך במציאות המסלולים לא תמיד נמצאים על אותו מישור.
המסלול נקרא על שמו של וולטר הוהמן , מהנדס ומדען גרמני שפיתח אותו בשנת 1916 ופרסם אותו ב-1925 בספרו "נגישותם של הגופים השמימיים" (The Attainability of the Celestial Bodies).
בשנות ה-20 פיתח במקביל המדען הרוסי ולדימיר וטצ'ינקין את עקרונות המסלול, ולכן כינויו ברוסיה הוא מסלול הוהמן-וטצ'ינקין.
מבנה ותכונות המסלול.
מסלול הוהמן הוא אליפסה שהפריגיאה שלה (הקצה הקרוב לגוף המרכזי) נמצא על המסלול הנמוך, והאפוגיאה שלה (הקצה הרחוק) נמצא על המסלול הגבוה.
ביצוע טיסה במסלול הוהמן בין כוכבי לכת מתחיל בהפעלת דחף (formula_1) המשנה את תנועת החללית ממסלולה המעגלי סביב השמש של כוכב המוצא למסלול אליפטי העתיד להפגש עם כוכב היעד עם השלמתה של מחצית הקפה סביב השמש, ומסתיים בהפעלת דחף נוסף המשנה את המסלול האליפטי בחזרה למעגלי.
מסלול הוהמן טהור מבוסס על הפעלת דחף קצר ובעל עוצמה בתחילתו ובסיומו. מאחר שחלליות לרוב נושאות מנועים בעלי דחף נמוך מכדי לבצע את התמרון, השימוש הנפוץ הוא במסלול מקורב למסלול הוהמן המתבסס על מספר הפעלות דחף המביאות את החללית בהדרגה למסלול אליפטי. המסלול המקורב הוא בזבזני ואיטי ממסלול הוהמן טהור אך עדיין נחשב ליעיל.
את החללית יש לשגר במועד מדויק ומחושב מראש על מנת שבעת הגעתה למסלול היעד, הכוכב אכן יימצא בו, לכן מסלול הוהמן ניתן לביצוע רק בתאריכים מסוימים – "חלונות שיגור".
מסלול הוהמן נחשב למסלול החסכוני ביותר למעבר בין מסלולי הקפה שיחס הגדלים ביניהם הוא בערך עד 1:15.
בולגרים (עם טורקי)
הבולגרים היו חלק מהקבוצה המערבית של משפחת העמים דוברי השפות הטורקיות.
הבולגרים הגיעו במאה השנייה ממרכז אסיה והתיישבו בצפון מזרח הים השחור, בטריטוריה שבין הדון ובין הוולגה. הבולגרים התחלקו לשתי קבוצות, האוטריגורים והקוטריגורים, לפי שמות מנהיגיהם. הקוטריגורים התיישבו במאה החמישית, לאחר מות אטילה, בצפון הים השחור ובחצי האי קרים. מכאן פשטו הבולגרים על האימפריה הביזנטית ושבו עם שלל ועבדים. כדי להתמודד עם פלישות השוד הקימו נגדם הביזנטים את האווארים ואת הענף הבולגרי השני, האוטריגורים. במאבק זה הפסידו הקוטריגורים ונשלטו על ידי האווארים עד תקופתו של קובראט.
קובראט, שהתחנך והוטבל לנצרות בקונסטנטינופול, קיבל סיוע של הביזנטים נגד האווארים, שהתחזקו יתר על המידה לדעת הביזנטים. ב-628 שב קובראט מביזנטיון לאזור בו חיו שבטי הבולגרים, איחד אותם תחת הנהגתו למדינה (בולגריה הישנה) והביס את האווארים בשנת 632. בסביבות שנת 660 הוביל, עם בניו, את שבטי הבולגרים להתיישבות בבולגריה של הוולגה.