stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
סופה טרופית
פיזיקה ואנרגטיקה > הסירקולציה הראשית: רוחות מסתחררות

זרימת הסחרור הראשית בסופה טרופית נשלטת על ידי חוק שימור התנע הזוויתי. אף על פי שבתחילת התהוות הסופה התנע הזוויתי של גושי האוויר יחסית למרכז הסופה הוא אפס, ההשפעה של כוח קוריוליס (הנובע מכך שהסופה מתחוללת במערכת ייחוס מסתובבת – כדור הארץ עצמו) מטה את כיוון זרימת האוויר. נקודת מבט שקולה, אך לצרכים מסוימים נוחה יותר, מגולמת במה שמכונה במטאורולוגיה "חוק שימור הערבוליות הפוטנציאלית" (אנ'); עקב סיבוב כדור הארץ גושי האוויר ניחנים במידה מסוימת של ערבוליות ביחס לאנך המקומי לפני כדור הארץ; זאת בדומה לסיבוב של גוף קשיח, שבמסגרתו עצם השומר על החזית שלו כך שתצביע תמיד לכיוון הציר סובב גם סביב עצמו (בנוסף לסיבוב מרכז מסתו סביב הציר). "חוק שימור הערבוליות הפוטנציאלית" קובע שעבור גוש אוויר בעובי נתון, הסכום של ערבוליותו העצמית הטבעית (בגלל סיבוב כדור הארץ) ושל ערבוליותו הציקלונית, קבוע. לפיכך, כיוון שערבוליות עצמית זאת מרבית בקטבים ואפסית באזור קו המשווה, כל תנועה של גוש אוויר מקו רוחב אחד למשנהו תאלץ את הגוש לפתח תנועת סירקולציה ביחס לאנך המקומי כדי "לפצות" על שינוי הערבוליות העצמית, בהתאמה עם שימור הערבוליות. מתמטית, התנע הזוויתי הסגולי הכולל על כוכב לכת מסתובב  M ניתן בנוסחה:
כאשר  f הוא פרמטר קוריוליס, ששווה לפעמיים מכפלת המהירות הזוויתית של כדור הארץ בסינוס קו הרוחב, r הוא מרחק הנקודה מציר הסיבוב (שבמקרה של סופה טרופית עובר דרך עין הסערה) ו-v הוא רכיב המהירות המשיקי (מהירות הסיבוב) של גוש האוויר. האיבר הראשון באגף ימין הוא ההיטל של התנע הזוויתי הפלנטרי ביחס לאנך המקומי. האיבר השני באגף ימין מייצג את התנע הזוויתי הנובע מהסירקולציה עצמה, כלומר מסחרור מורגש של האוויר ביחס לציר סיבוב. כיוון ש־ M נשמר עבור גוש אוויר נתון, ערבוליות פוטנציאלית ולא מורגשת הנובעת מסיבוב כדור הארץ יכולה להמיר עצמה לערבוליות מורגשת בדמות סירקולציה ביחס לעין הסערה. כיוון שאיבר התנע הזוויתי הפלנטרי מתאפס על קו המשווה ( f=0), סופות טרופיות נוצרות רק לעיתים רחוקות במרחק שקטן מ-5° קו רוחב מקו המשווה.
כאשר האוויר זורם רדיאלית פנימה במפלסים נמוכים, הוא מתחיל להסתובב ציקלונית כדי לשמר את התנע הזוויתי. בדומה לכך, כאשר אוויר המסתחרר מהר זורם רדיאלית החוצה בסמוך לטרופופאוזה, סיבובו הציקלוני פוחת ובסופו של דבר משנה סימן ברדיוס גדול מספיק, מה שגורם להתהוות מערכת אנטי-ציקלונית במפלסים גבוהים. התוצאה היא מבנה אנכי המאופיין על ידי ציקלון חזק במפלסים נמוכים ואנטי-ציקלון חזק ליד הטרופופאוזה; ממאזן רוח תרמלית, מצב כזה תואם למערכת מזג אוויר שהיא חמה יותר במרכזה מאשר את הסביבה המקיפה אותה ובכל הגבהים (לכן זו נקראת גם מערכת "ליבה חמה"). משיווי משקל הידרוסטטי, הליבה החמה מתורגמת ללחץ נמוך יותר במרכז בכל הגבהים, כאשר הצניחה המרבית בלחץ הברומטרי מתרחשת בסמוך לפני הים.
פיזיקה ואנרגטיקה > אינטראקציה עם שכבת האוקיינוס העליונה

נוכחותה של סופה טרופית מעל האוקיינוס גורמת לשכבות העליונות של האוקיינוס להתקרר במידה משמעותית, מה שעשוי להשפיע על ההתפתחות העתידית של הסופה. הקירור הזה נגרם בראש ובראשונה בשל ערבוב של מים קרירים ממעמקי האוקיינוס עם המים החמימים שעל פניו, זאת כתוצאה מההשפעה המערבלת של הרוחות העזות על השכבה העליונה שלו. אפקט זה מוסיף משוב שלילי למערכת שיכול למנוע מהסופה להתחזק או להביא להחלשתה. קירור נוסף נגרם על ידי נפילת טיפות גשם קרירות (זה מכיוון שהאטמוספירה קרה יותר ברום). כיסוי עננות עשוי לשחק גם הוא תפקיד בקירור האוקיינוס, בכך שהוא ממסך את משטח האוקיינוס מאור שמש ישיר לפני ואחרי חלוף עין הסערה. כל האפקטים הללו עשויים לחבור יחדיו ולגרום לירידה דרמטית בטמפרטורת פני הים בתוך ימים ספורים בלבד. בדומה לכך, הערבוב של הים גורם לחום מהשכבה העליונה להיקלט במים העמוקים יותר, דבר שהוא בבחינת גורם משפיע פוטנציאלי על האקלים הגלובלי.
סיווג וטרמינולוגיה

סופות טרופיות מסווגות לשלוש קבוצות עיקריות: שקע טרופי, סופה טרופית וקטגוריה שלישית ששמה נקבע על פי האזור שבו הסופה מתרחשת.
שקע טרופי הוא מערכת מאורגנת של עננות וסופות רעמים בעלת זרימת אוויר בשכבות הקרובות לקרקע בכיוון מוגדר. בשקעים טרופיים הרוחות מגיעות למהירות של פחות מ־17 מטרים לשנייה.
הפעילות בסופה טרופית חזקה ואינטנסיבית יותר מבשקע טרופי, והרוחות בה מהירותן מעל 17 מטרים לשנייה ומתחת ל־33 מטרים לשנייה.
שמות הסופות בקטגוריה השלישית, שהרוחות הנמדדות בהן מהירותן מעל 33 מטרים לשנייה הם:
בצפון האוקיינוס האטלנטי ובצפון האוקיינוס השקט (ממזרח לקו התאריך) הסופות נקראות הוריקן.
בצפון מערב האוקיינוס השקט הסופות נקראות טייפון.
בדרום מערב האוקיינוס השקט ובצפון מזרח האוקיינוס ההודי נקראות הסופות "סופה טרופית חמורה", או ציקלון טרופי חמור.
בצפון האוקיינוס ההודי נקראות הסופות "סופה ציקלונית חמורה".
בדרום מערב האוקיינוס ההודי הסופה נקראת ציקלון טרופי.
הוריקנים מדורגים (לפי עוצמת הרוח הנושבת בהם) בסולם סאפיר סימפסון. על פי סולם זה ההוריקנים מקוטלגים בין 1 ל־5, כאשר 1 הוא הוריקן שבו הרוחות מנשבות בעוצמה החלשה ביותר, ו-5 החזקה ביותר. הוריקן בקטגוריה נמוכה יכול לגרום יותר נזק מהוריקן בקטגוריה גבוהה יותר, מפני שפעמים רבות עיקר הנזק אינו נגרם מעוצמת הרוח אלא מהצפות ומפולות בוץ וכדומה.
טייפון טיפ היה ציקלון טרופי שהתפתח באוקיינוס השקט בשנת 1979, ונחשב, נכון ל-2016, לגדול ולחזק ביותר בהיסטוריה המתועדת.
עונת ההוריקנים האטלנטית 2005 שברה את כל השיאים מבחינת מספר ההוריקנים ועצמתם. בצפון האוקיינוס האטלנטי היו 28 סופות טרופיות (שיא), 15 מתוכן הוגדרו כהוריקן (שיא) ומתוכם 7 היו בעצמה של קטגוריה 3 ומעלה. בהוריקן וילמה נמדד שקע ברומטרי של 882 מיליבר (שיא) ורוחות בעצמה של 295 קמ"ש. בעונת ההוריקנים נספו 2280 אנשים (בעיקר בעקבות הוריקן קתרינה והוריקן סטן), ונגרם נזק של כ-120 מיליארד דולר (שיא).
סיווג וטרמינולוגיה > שמות מיוחדים

מאז שנת 1953 ניתנים לסופות הטרופיות (מטעמי נוחות) שמות פרטיים, בסדר עולה של האלפבית הלטיני (ABC), כשכל שם מתחיל באות הבאה בתור. הרשימה מורכבת מראש על ידי הארגון העולמי למטאורולוגיה. עד 1979 ניתנו רק שמות של נשים ואז הוכנסה לשימוש רשימה שש־שנתית שבה ניתנים לסירוגין שמות של גברים ושמות של נשים. במקרים שסופה גרמה נזק כבד מאוד – שמה מוצא מן הרשימה כדי שלא ייעשה בו שימוש שוב במחזור נתינת השמות הבא. ברשימה לכל שנה 21 שמות, וביחד 126 שמות למחזור בן שש שנים, כשלכל אזור סופה, מוגדרת רשימת שמות שש־שנתית שונה. אם בעונה אחת מתרחשות יותר מ־21 סופות טרופיות, הבאות תקראנה בשמות אותיות האלפבית היווני (אלפא, בטא, גמא וכו').
השירות המטאורולוגי הישראלי מעניק שמות לסופות גדולות ומשמעותיות.
מחקר סופות

פרק זה לוקה בחסר. אנא תרמו לוויקיפדיה ו. ייתכן שתמצאו פירוט בדף השיחה.
אדמונד היילי היה הראשון, שכבר ב־1686 פרסם את מפת העולם המציגה את משטר הרוחות מעל האוקיינוסים. הוא תיעד את תוצאות המחקר שעשה בסנט הלנה בדבר הקשר בין הלחץ הברומטרי והגובה מעל פני הים והקשר בין התחממות לבין היווצרות רוחות וסופות טרופיות.
מייג'ור גנרל ויליאם ריד(אנ') הוצב באיי ליווארד, היה עד להוריקן של 1831(אנ') ובעקבות כך חקר את משטר הרוחות. ב-1838 הוא פרסם את ממצאיו ב-"An Attempt to Develop the Law of Storms by Means of Facts" וכעבור כעשור פרסם את "The Progress of the Development of the Law of Storms and of the Variable Winds".
הנרי פידינגטון (אנ') היה בקולקטה ב-1833 כאשר ציקלון הכה במקום. ב-1838 קרא את מחקרו של ריד על "משטר הסערות". פידינגטון היה זה שכינה את הסופות המכות בחופי הודו בשם "ציקלון" ופרסם סדרת מאמרים בנושא. הוא הבחין בעובדה שיש לציקלון מרכז שקט וכי רוחות נעות סביבו נגד כיוון השעון בחצי הכדור הצפוני ובכיוון השעון בחצי הכדור הדרומי.
החל משנת 2023 החלה לפעול מערכת לוויינים "טרופיקס" אשר מודדת נתוני טמפרטורה ולחות ברזולוציה גבוהה על מנת לשפר את ההבנה של תהליכי יצירת הסופה.
ראו גם

מערבולת
מטאורולוגיה - מונחים
נואול (טייפון)
מסלולי כל הסופות הטרופיות שנוצרו בשנים 1985–2005
הערות שוליים

↑  זהו אחד התנאים הראשוניים להיווצרות הסופה הטרופית; כלומר ל"התנעת" מנוע החום של הסירקולציה.
↑  ברשימה לא נכללים שמות המתחילים באחת מן האותיות Y ,X ,U ,Q ו-Z, כך שמתוך 26 אותיות האלפבית הלטיני מנוצלות רק 21 אותיות לשמות הסופות; וראו גם "Tropical Cyclone Names" (באנגלית)
↑  הלל, קרן, זיו ועדן: רשימת שמות הסופות של חורף 2024, באתר ‏מאקו‏, 28 בספטמבר 2023
| --- | --- |
בקרת זהויות :  NLI: 987007553672405171  GND: 4186319-7  LCCN: sh85138066  NARA: 10638964  NDL: 00575300  NKC: ph820588 
מבנה הוריקן בהמיספירה הצפונית
סופות טרופיות מפגינות סירקולציה משנית שבמהלכה האוויר זורם פנימה במפלסים נמוכים שבסמוך לפני הים, מטפס מעלה בסביבת ענני סערה, וזורם החוצה במפלסים גבוהים בקרבת הטרופופאוזה.
שלוש סופות הוריקן במבט מהחלל
סיבוב עצמי של כוכב

איור זה של הכוכב אכרנר, ממחיש את הפחיסות בקטבים כתוצאה מהסיבוב העצמי המהיר.
סיבוב עצמי (רוטציה) של כוכב היא התנועה הזוויתית של כוכב סביב צירו. קצב הסיבוב יכול להימדד על ידי בחינת ספקטרום הכוכב או מדידת תנועה של מאפיינים פעילים על פני השטח שלו.
הכוח הצנטריפוגלי שנובע מהסיבוב, יוצר בליטה סביב קו המשווה של הכוכב. כמו כן, מכיוון שכוכבים אינם גופים מוצקים, הם יכולים להיות בעלי רוטציה דיפרנציאלית. כלומר, קו המשווה יכול להסתובב במהירות זוויתית שונה מקווי רוחב גבוהים יותר. הפרשים אלה בקצב הסיבוב הם בעלי תפקיד חשוב ביצירת שדה מגנטי של כוכב שמוסברת בדרך כלל באמצעות תאוריית הדינמו.
תופעה נוספת קשורה לרוח הכוכב (חלקיקים טעונים שנזרקים מהפוטוספירה לחלל): ככל שהחומר הנפלט מתרחק, המהירות הזוויתית שלו קטנה (עקב שימור תנע זוויתי) וכשהשדה המגנטי של הכוכב מפעיל כוח על החומר, נוצר גרר ותנע זוויתי עובר מהכוכב אל החומר, תהליך שבהדרגתיות גורם להאטת קצב הסיבוב של הכוכב.
שיטות מדידה

מלבד המקרה בו קו הראייה של כוכב מתלכד בדיוק עם ציר הסיבוב שלו, לפני השטח של כוכב מסתובב יש רכיב מהירות בכיוון הצופה: מהירות רדיאלית, הניתנת למדידה בעזרת אפקט דופלר. כשמתבוננים בקווי בליעה בספקטרום הכוכב, הקצה המתקרב מסיט את הקווים לכחול והקצה המתרחק – לאדום. התוצאה הכוללת היא שכל קו 'נמרח', ולפי מידת ההתרחבות ניתן למדוד את מהירות סיבוב הכוכב. עם זאת, בשיטה זו יש להתחשב גם בגורמים אחרים שיכולים להרחיב את קווי הבליעה.
רכיב המהירות הרדיאלית שנמדד בשיטה זו תלוי בזווית בין קו הראייה של הצופה לבין ציר הסיבוב של הכוכב. תוצאת המדידה היא הביטוי  v_{e}\cdot \sin i, כאשר ve היא מהירות הסיבוב בקו המשווה ו-i היא הזווית. זווית זו לא תמיד ידועה ולכן מדידה בשיטה זו מסוגלת לספק רק ערך מינימלי למהירות הסיבוב. כלומר, אם הזווית בין קו הראיה לציר הסיבוב לא ישרה, המהירות בפועל תהיה גבוהה יותר מהגודל הנמדד. לתוצאת המדידה מתייחסים גם כהיטל מהירות הסיבוב.
עבור כוכבים ענקים, מיקרו-מערבולות במעטפת הכוכב יכולות לגרום להרחבת קווי ספקטרום גדולה משמעותית מזו שנגרמת על ידי סיבוב הכוכב, ולכן לא מתאפשרת מדידה בשיטה זו. ניתן להשתמש בשיטה שונה, שמנצלת אירועים של מיקרו-עידוש כבידתי, אשר מתרחשים כשעצם מסיבי עובר בין הצופה לכוכב הנצפה. העצם המסיבי גורם לאפקט דמוי עדשה, כלומר הוא מגביר את עוצמת האור שמגיעה מהכוכב למשך זמן קצר. המידע המפורט שנאסף בזמן זה מאפשר להפריד בין השפעת המערבולות לבין השפעת סיבוב הכוכב על ספקטרום הבליעה.
אם לכוכב יש פעילות מגנטית בקרבת פני השטח, בדמות כתמי כוכב, ניתן לעקוב אחר תופעות אלה כדי להעריך את מהירות הסיבוב. בעיה שנוצרת היא האפשרות שכתמי כוכב ייווצרו לא רק בקו המשווה ואף יכולים לנדוד בין קווי רוחב לאורך זמן, כך שרוטציה דיפרנציאלית (פירוט בהמשך) של הכוכב תיתן תוצאות קשות לעיבוד. פעילות מגנטית של הכוכב בדרך כלל מתאימה לסיבוב מהיר, ואז נדידת הכתמים קטנה מספיק או שהשפעתה ניתנת לחישוב, כך שניתן להשתמש בטכניקה זו על כוכבים אלה. תצפיות הראו שכתמי כוכב יכולים לשנות את קצב הסיבוב של הכוכב, מכיוון ששדות מגנטיים משפיעים על זרימת הגזים בתוך הכוכב.
אפקטים פיזיים > הבליטה בקו המשווה

הסיבוב העצמי של הכוכב יוצר כוח צנטריפוגלי, בכיוון המאונך לציר הסיבוב. בקוטב כוח זה מתאפס, וכוח הכבידה של הכוכב פועל לבדו. לעומת זאת, סביב קו המשווה הכוח הצנטריפוגלי מתנגד לכוח הכבידה. כתוצאה מכך, לחץ הקרינה דוחף את המסה באזור זה החוצה והכוכב מקבל צורת אליפסואיד (כדור פחוס בקטבים).
דוגמה קיצונית של שינוי צורה זה ניתן למצוא בכוכב רגולוס (אלפא בקבוצת אריה): קו המשווה של הכוכב נע במהירות של כ-317 ק"מ לשנייה (מחזור סיבוב של 15.9 שעות), כ-86% מהמהירות בה הכוכב היה מתפרק כתוצאה מהכוח הצנטריפוגלי. רדיוס הכוכב בקו המשווה גדול ב-32% מהרדיוס בקוטב. כוכבים אחרים בעלי מהירות סיבוב גבוהה הם אלפא במזבח, וגה ואכרנר.
בהקשר זה, "מהירות ההתפרקות" של כוכב היא מהירות הסיבוב בה הכוח הצנטריפוגלי בקו המשווה שווה לכוח הכבידה. כדי שכוכב יהיה יציב, מהירות הסיבוב שלו צריכה להיות קטנה מערך זה.
אפקטים פיזיים > מהירות סיבוב משתנה

מהירות סיבוב משתנה (או "רוטציה דיפרנציאלית") של פני השטח היא תופעה שנצפתה בכוכבים דוגמת השמש, ובה המהירות הזוויתית משתנה עם קו הרוחב. בדרך כלל המהירות הזוויתית קטנה ככל שקו הרוחב עולה. עם זאת, נצפה גם מצב הפוך, לדוגמה, בכוכב HD-31993. הכוכב הראשון בעל רוטציה דיפרנציאלית שמופתה בפירוט גבוה הוא AB בקבוצת "דג זהב" (AB Doradus) – הרכיב הראשי במערכת משולשת זו הוא כוכב צעיר בעל מהירות סיבוב גבוהה מאוד (פי 50 מהשמש) וכמות גדולה של כתמי כוכב.
המנגנון שגורם לרוטציה דיפרנציאלית הוא הסעת אנרגיה טורבולנטית (מאופיינת במערבולות) בתוך הכוכב. מנגנון ההסעה אחראי להעברת אנרגיה מתוך ליבת השמש, שם מתרחש ההיתוך, אל פני השטח, באמצעות תנועת הפלזמה. מסת הפלזמה נושאת חלק מהתנע הזוויתי של הכוכב ולכן כאשר מתרחשות מערבולות, התנע הזוויתי יכול להתחלק לקווי רוחב שונים.
אתרי המפגש בין אזורים עם הפרש גדול במהירות הסיבוב הם, ככל כנראה, המקומות בהם מתרחשים תהליכי דינמו שיוצרים את השדה המגנטי של הכוכב. קיימת גם אינטראקציה מורכבת בין התפלגות הסיבוב של הכוכב והשדה המגנטי שלו, כאשר תהליך המרת שדה מגנטי לאנרגיה קינטית משפיע על התפלגות מהירות הסיבוב.
האטת הסיבוב

| טיפוסספקטרלי | ק"מ/שנייה |
| --- | --- |
O5: 190
B0: 200
B5: 210
A0: 190
A5: 160
F0: 95
F5: 25
G0: 12
על פי התאוריה הקיימת, כוכבים נוצרים כתוצאה מקריסה כבידתית של ענני גז ואבק. עם קריסת הענן, שימור התנע הזוויתי גורם לכך שהתנע ההתחלתי (קטן ככל שהיה) גדל, וגורם לסיבוב של דיסקת החומר. במרכז הדחוס של הדיסקה נוצר קדם-כוכב, אשר צובר חום מאנרגיית הכבידה של הקריסה.
עם המשך הקריסה, קצב הסיבוב יכול לגדול עד כדי שהקדם-כוכב שנוצר יתפרק, בגלל הכוח הצנטריפטלי בקו המשווה. כדי למנוע תרחיש זה, מהירות הסיבוב חייבת לקטון במהלך 100,000 השנים הראשונות. ייתכן שהדבר מתאפשר על ידי אובדן תנע זוויתי לרוח הכוכב (הסבר בהמשך).
תצפיות הראו כי מרבית כוכבי הסדרה הראשית, מטיפוס ספקטרלי בתחום O5-F5, הם בעלי מהירויות סיבוב גבוהות. לכוכבים בתחום זה, מהירות הסיבוב גדלה עם המסה. שיא המהירות נרשם בכוכבים צעירים ומסיביים מטיפוס B. מכך ניתן להסיק, כי מהירות הסיבוב יורדת עם הזדקנות הכוכב ומוערכת על ידי הקשר המתמטי  v_{e}\propto t^{-{\frac {1}{2}}}
שבו ve היא המהירות הזוויתית בקו המשווה ו-t הוא גיל הכוכב.
קשר זה מוכר כחוק סקומניש, על שם אנדרו סקומניש שגילה אותו ב-1972.
גירוכרונולוגיה היא קביעת גיל הכוכב בהתבסס על מהירות הסיבוב שלו.
כוכבים מאבדים מסה עקב פליטה של חומר מהפוטוספירה, תופעה שנקראת "רוח כוכב". השדה המגנטי של הכוכב יוצר מומנט על החומר הנפלט, וגורם לאיבוד תנע זוויתי על ידי הכוכב. כוכבים עם מהירות סיבוב גדולה מ-15 ק"מ לשנייה נוטים לקצב גבוה יותר של פליטת מסה ולכן גם דעיכת הסיבוב בהם מהירה יותר. ככל שקצב הסיבוב קטן, יש גם ירידה בקצב אובדן התנע הזוויתי. התוצאה היא שמהירות סיבוב של כוכבים קטנה ומתקרבת לאפס, אך לעולם לא תגיע לאפס מוחלט.
מערכות בינאריות קרובות

מערכת בינארית קרובה היא מקרה פרטי של כוכב זוגי (בינארי), בו המרחק בין שני הכוכבים הוא מאותו סדר גודל של הקטרים שלהם. במצב כזה, מתפתחות אינטראקציות מורכבות, כגון תופעות גאות, העברת מסה ואף התנגשויות. תופעות של גאות במערכת בינארית קרובה יכולות לגרום לשינוי בפרמטרי מסלול וסיבוב: התנע הזוויתי הכולל של המערכת אמנם נשמר, אך הוא יכול לעבור בין הסיבוב העצמי של כוכב לבין התנועה שלו במסלול.
כל אחד מכוכבי המערכת הבינארית הקרובה גורם לגאות על פניו של הכוכב השני, באמצעות השפעה כבידתית. אך גלי הגאות על כל כוכב יכולים להיווצר בכיוון שונה מעט מכיוון כוח הכבידה בין הגופים. במקרה כזה, כוח הכבידה יוצר מומנט על גל הגאות וגורם להעברת תנע זוויתי בין הכוכבים, מה שגורם למערכת להתפתח (למרות שהיא יכולה להתקרב לשיווי משקל יציב). האפקט עלול להיות מורכב יותר במקרים בהם ציר הסיבוב אינו מאונך למישור המסלול.
במקרה בו מתקיימת העברה של מסה בין בני הזוג במערכת, מתרחשת גם העברת תנע זוויתי. בן הזוג הסופח יכול לצבור מהירות עד לנקודה בה הוא מגיע למהירות סיבוב קריטית ("מהירות ההתפרקות") ומתחיל לאבד מסה לאורך קו המשווה.
כוכבים מנוונים

לאחר שכוכב מסיים לייצר אנרגיה בתהליך של היתוך גרעיני, הוא מתפתח למצב קומפקטי ודחוס יותר. בתהליך זה, ממדי הכוכב קטנים משמעותית, מה שעלול לגרום להגדלה במהירות הזוויתית.
כוכבים מנוונים > ננס לבן

ננס לבן הוא כוכב שמורכב מהיסודות הכבדים הנוצרים בהיתוך גרעיני בשלב מוקדם יותר של חייו, אך אין לו מספיק מסה כדי להתיך יסודות אלה. זהו גוף דחוס שנתמך על ידי האפקט המכני-קוונטי של לחץ ניוון אלקטרונים, אשר לא מאפשר קריסה נוספת של הגוף לתוך עצמו.
ככלל, רוב הננסים הלבנים הם בעלי מהירות סיבוב נמוכה, ככל הנראה עקב האטה לאורך זמן או אובדן תנע זוויתי שנגרם כאשר כוכב האב איבד את המעטפת החיצונית שלו. (ראו גם ערפילית פלנטרית)
ננס לבן בעל מהירות סיבוב נמוכה לא יכול לעבור את גבול צ'נדראסקאר, של 1.44 מסות שמש, מבלי לקרוס לכוכב נייטרונים או להתפוצץ כסופרנובה מסוג Ia. מאידך, בננס לבן בעל מהירות סיבוב גבוהה, הכוח הצנטריפוגלי בקו המשווה יאזן את כוח הכבידה ויאפשר לו לעבור את גבול צ'נדראסקאר. סיבוב מהיר יכול להיגרם, לדוגמה, על ידי ספיחת מסה שתגרום לתוספת תנע זוויתי.
בינואר 2020 הצליחו לראשונה חוקרים למדוד את מהירות הסיבוב העצמי של ננס לבן (PSR J1141−6545) וגילו כי הוא משלים סיבוב סביב עצמו תוך רבע שעה בלבד, לכל היותר.
כוכבים מנוונים > כוכב נייטרונים

כוכב נייטרונים הוא שארית דחוסה מאוד של כוכב, המורכבת בעיקר מנייטרונים ובעלת מסה שנעה בתחום של 1.35 עד 2.1 מסות שמש. כתוצאה מהקריסה (ושימור תנע זוויתי), כוכבי נייטרונים צעירים נוטים להיות בעלי מהירויות סיבוב גבוהות מאוד, בסדר גודל של אלפי סיבובים לשנייה.
פולסרים הם כוכבי נייטרונים מסתובבים בעלי שדה מגנטי. מקטביו של פולסר נפלטת קרן צרה של קרינה אלקטרו-מגנטית, וכאשר היא עוברת על פני צופה מרוחק (הנמצא על כדור הארץ, לדוגמה), הדבר נראה כמתקף מחזורי (או פולס, ומכאן שמם). האנרגיה המוקרנת על ידי השדה המגנטי מקטינה בהדרגתיות את קצב הסיבוב, ולכן מחזור סיבוב של פולסרים מבוגרים יותר יכול להיות בסדר גודל של שניות.
כוכבים מנוונים > חור שחור

חור שחור הוא עצם בעל שדה כבידה כה חזק עד שדבר אינו יכול לברוח ממנו. לפי משפט האין-שיער תנע זוויתי הוא אחד משלושת הגדלים המאפיינים חורים שחורים. חורים שחורים שיש להם תנע זוויתי קרויים "חורים שחורים מטיפוס קר" (Kerr). כאשר חור שחור נוצר, בתהליך של קריסת כוכב מסיבי, הוא שומר על התנע הזוויתי והסיבוב שלו גורם למרחב בנפח שנקרא 'ארגוספירה', להיגרר אחריו. מסה שנופלת לתוך מרחב זה מקבלת אנרגיה ויכולה להיפלט מהארגוספירה מבלי ליפול לחור השחור. בריחת המסה גורמת לחור השחור לאבד תנע זוויתי. אפקט זה נקרא תהליך פנרוז.
תצפיות הראו שמהירות הסיבוב של חור שחור יכולה להיות גבוהה מאוד. במקרה מסוים נצפתה מהירות סיבוב שגודלה 98.7% ממהירות האור.
ראו גם

ההיווצרות וההתפתחות של מערכת השמש
הערות שוליים

↑  גיא ניר, הננס המהיר והזמן המתעוות, במדור "חדשות מדע" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 6 במאי 2020
| --- | --- |
בקרת זהויות :  GND: 4243974-7  LCCN: sh85127449 
לכוכב זה יש נטייה i ביחס לקו הראייה של צופה מכדור הארץ ומהירות סיבוב ve בקו המשווה.
כוכב הנייטרונים (במרכז) פולט קרן צרה של קרינה מהקטבים המגנטיים שלו. בזמן סיבוב הכוכב על צירו, הקרניים יוצרות משטח קוני
מישי בטשואיי

מישי בטשואיי טונגה (בצרפתית: Michy Batshuayi Tunga, נולד ב-2 באוקטובר 1993) הוא כדורגלן בלגי המשחק בקבוצת איינטרכט פרנקפורט ובנבחרת בלגיה בעמדת החלוץ.
קריירה

בטשואיי הגיע בגיל 15 למחלקת הנוער של סטנדרד לייז', וב-20 בפברואר 2011 ערך את הופעת הבכורה שלו בקבוצה הבוגרת בהפסד 1–4 לגנט. ב-15 בדצמבר 2011 הבקיע בטשואיי את שער הבכורה שלו בקריירה בניצחון 0–1 נגד פ.צ. קופנהגן במסגרת שלב הבתים של הליגה האירופית.
ב-8 באוגוסט 2014 חתם באולימפיק מרסיי. ב-29 באוקטובר 2014 הבקיע את שער הבכורה שלו במועדון בהפסד 1–2 לסטאד רן במסגרת גביע הליגה הצרפתית.
ב-3 ביולי 2016 חתם בצ'לסי מהפרמייר ליג לחמש שנים.
ב-31 בינואר 2018 הושאל בטשואיי לבורוסיה דורטמונד עד לסוף עונת 18–2017. בטשואיי כבש שני שערים במשחק הבכורה שלו בדורטמונד במסגרת הבונדסליגה בניצחון 2–3 על קלן.
ב-10 באוגוסט 2018 הושאל בטשואיי לולנסיה מהליגה הספרדית. ב-31 בינואר 2019 הושאל לקריסטל פאלאס עד לסוף העונה.
בסוף עונת 2018/19 חזר בטשואיי לשחק בצ׳לסי.
ב-10 בספטמבר 2020 הושאל לקריסטל פאלאס לעונה אחת.
ב-18 באוגוסט 2021 הושאל לבשיקטש לעונה אחת.
ב-2 בספטמבר 2022 עזב את צ'לסי וחתם לשנתיים בפנרבחצ'ה.
ב-1 ביולי 2024 חתם בגלאטסראיי.
ב-3 בפברואר 2025 חתם באיינטרכט פרנקפורט לשנתיים וחצי.
קריירה > נבחרת

במרץ 2015 בטושאיי הודיע כי הוא החליט לייצג את נבחרת בלגיה והוא העדיף אותה על פני נבחרת הרפובליקה הדמוקרטית של קונגו. ב-28 במרץ 2015 ערך את הופעת הבכורה שלו בנבחרת נגד קפריסין במסגרת מוקדמות יורו 2016 בה גם הוא הבקיע את שער הבכורה שלו בנבחרת. במשחק ניצחה בלגיה 0–5 כאשר בטושאיי הבקיע את השער האחרון.
נכלל בסגל נבחרת בלגיה לטורניר מונדיאל 2022.
חיים אישיים

בטשואיי הוא אחיו הגדול של הכדורגלן ארון לייה איסקה.
תארים

אליפות אנגליה (1): 2016/2017
הסופר קאפ הטורקי (1): 2021
הגביע הטורקי (1): 2022/2023
הערות שוליים

↑  Roberto Martinez selects 26 devils for the World Cup באתר הרשמי של התאחדות הכדורגל הבלגית המלכותית, 10 בנובמבר 2022 (באנגלית)
↑  OM : cinq choses à savoir sur Aaron Leya Iseka, le petit frère de Michy Batshuayi באתר BFM, ‏ 27 באוגוסט 2016 (בצרפתית)
| נבחרת בלגיה – יורו 2016 |
| --- | --- | --- |
|  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 ניינגולן •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 פלאיני •  9 ר. לוקאקו •  10 אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 ז'ילה •  14 מרטנס • 15 דנאייר • 16 מנייה • 17 אוריגי • 18 קבאסלה • 19 דמבלה • 20 בנטקה • 21 ג'. לוקאקו • 22 בטשואיי • 23 סימאן • מאמן: וילמוטס |  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 ניינגולן •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 פלאיני •  9 ר. לוקאקו •  10 אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 ז'ילה •  14 מרטנס • 15 דנאייר • 16 מנייה • 17 אוריגי • 18 קבאסלה • 19 דמבלה • 20 בנטקה • 21 ג'. לוקאקו • 22 בטשואיי • 23 סימאן • מאמן: וילמוטס | בלגיה |
| נבחרת בלגיה – מונדיאל 2018 (מקום שלישי) |
| --- | --- | --- |
|  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 קומפני •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 פלאיני •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 קסטילס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 טיילמאנס • 18 יאנוזאי • 19 דמבלה • 20 בויאטה • 21 בטשואיי • 22 שאד'לי • 23 דנדונקר • מאמן: מרטינס |  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 קומפני •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 פלאיני •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 קסטילס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 טיילמאנס • 18 יאנוזאי • 19 דמבלה • 20 בויאטה • 21 בטשואיי • 22 שאד'לי • 23 דנדונקר • מאמן: מרטינס | בלגיה |
| נבחרת בלגיה – יורו 2020 |
| --- | --- | --- |
|  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 בויאטה •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 טילמנס •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה/קמינסקי • 13 סלס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 פנאקן • 18 דנאייר • 19 דנדונקר • 20 בנטקה • 21 קסטאן • 22 שאד'לי • 23 בטשואיי • 24 טרוסארד • 25 דוקו • 26 פראט • מאמן: מרטינס |  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 ורמאלן •  4 בויאטה •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 טילמנס •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה/קמינסקי • 13 סלס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 פנאקן • 18 דנאייר • 19 דנדונקר • 20 בנטקה • 21 קסטאן • 22 שאד'לי • 23 בטשואיי • 24 טרוסארד • 25 דוקו • 26 פראט • מאמן: מרטינס | בלגיה |
| נבחרת בלגיה – מונדיאל 2022 |
| --- | --- | --- |
|  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 תיאט •  4 פאאס •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 טילמנס •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 קסטילס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 טרוסארד • 18 אוננה • 19 דנדונקר • 20 פנאקן • 21 קסטאן • 22 דה קטלארה • 23 בטשואיי • 24 אופנדה • 25 דוקו • 26 דבאסט • מאמן: מרטינס |  1 קורטואה •  2 אלדרווירלד •  3 תיאט •  4 פאאס •  5 ורטונגן •  6 ויטסל •  7 דה בראונה •  8 טילמנס •  9 לוקאקו •  10 א. אזאר •   11 קרסקו •  12 מיניולה • 13 קסטילס •  14 מרטנס • 15 מנייה • 16 ת. אזאר • 17 טרוסארד • 18 אוננה • 19 דנדונקר • 20 פנאקן • 21 קסטאן • 22 דה קטלארה • 23 בטשואיי • 24 אופנדה • 25 דוקו • 26 דבאסט • מאמן: מרטינס | בלגיה |
ערך זה הוא קצרמרבנושא כדורגלנים. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ו.
ז'ורז' לואי לה סאז'

| --- | --- |

 לידה:  13 ביוני 1724 ז'נבה, רפובליקת ז'נבה 
 פטירה:  9 בנובמבר 1803 (בגיל 79) ז'נבה, הרפובליקה הצרפתית הראשונה 
 ענף מדעי:  פיזיקה
 תרומות עיקריות
 תאורית הגרביטציה, טלגרף חשמלי, התאוריה הקינטית של הגזים
 
ז'ורז' לואי לה סאז' (בצרפתית: Georges-Louis Le Sage;‏ 13 ביוני 1724 - 9 בנובמבר 1803) היה פיזיקאי ז'נבאי. המציא בין היתר תאורית גרביטציה ואת הטלגרף החשמלי.
ביוגרפיה

לה סאז' נולד ב-13 ביוני 1724, לגאורג לואי לה סאז' ולאן מרי קמף.
לה סאז' למד באקדמיה בז'נבה מתמטיקה ופיזיקה. לאחר מכן למד בבזל רפואה, שם גם העשיר את ידיעותיו במתמטיקה.
הוא הקדיש את חייו למתמטיקה ולפיזיקה, בניגוד לרצון אביו. הוא עסק במיוחד בנושאי הגרביטציה והתאוריה הקינטית של הגזים.
לה סאז' מת ב-9 בנובמבר 1803 בז'נבה.
המצאותיו

לה סאז' התעניין במיוחד בתחום הגרביטציה. הוא הגה ופיתח שיטה המסבירה כיצד פועל כוח הכבידה של ניוטון מבחינה מכנית. לשיטתו חלקיקים זעירים נעים במהירות גבוהה לכל הכיוונים, וחוסר איזון בין החלקיקים הפועלים על אובייקט מסוים גורם למשיכתו לאובייקט אחר.
תאוריה זו לא התקבלה, אך היוותה נדבך חשוב בהבנת הגרביטציה מבחינה מכנית, כפי שמתוארת בתורת היחסות הכללית כעקמומיות של המרחב-זמן.
ב-1774 המציא ז'ורז' לה סאז' את הטלגרף החשמלי - טלגרף המשתמש באותות חשמליים.
| --- | --- |
בקרת זהויות :  NLI: 987007272607405171  PLWABN: 9812423151105606  BIBSYS: 3029649  BNC: 000220453  BnF: cb155857475 (data)  GND: 116948078  HDS: 026040  ISNI: 0000 0001 2122 671X  LCCN: n85099527  NLG: 159619  NTA: 070169845  RERO: 02-A003504492  SNAC: w6b60qxs  SUDOC: 069107300  VIAF: 17542949   WorldCat (עם VIAF): 17542949