stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
קדם-כוכב
רקע היסטורי

המונח "קדם-כוכב" (במקור ברוסית: Протозвезда, ובהמשך באנגלית: Protostar) נהגה לראשונה על ידי האסטרופיזיקאי הסובייטי ויקטור אמברצומיאן והוכנס על ידו לשימוש בסוף שנות ה-40 ותחילת שנות ה-50 של המאה ה-20. במקור, תיאר המונח אובייקטים מסיביים היפותטיים שהתפרקותם מולידה כוכבים. עם התפתחות המדע התברר כי כוכבים נוצרים בתהליך שונה לגמרי, אך השם נשמר.
השימוש במונח "קדם-כוכב", במובנו הנוכחי, נעשה לראשונה במאמרם של הפיזיקאים היפניים צ'ושירו הייאשי (Chushiro Hayashi) וטקאנורי נאקנו (Takenori Nakano) ב-1965.
על אף שמונח זה יכול לתאר כל שלב התפתחות בין ענן גז ואבק לבין כוכב, לרוב הוא מתאר את שלב ספיחת המעטפת לפני הגרעין. אובייקטים בשלבי ההתפתחות הבאים, לרבות שלב התכווצות הגרעין, נקראים בספרות "אובייקטים כוכביים צעירים" (Young stellar object) או "כוכבים טרום-סדרה ראשית" (Pre-main-sequence star). בספרות הפופולרית והסמי-פופולרית משמש השם "קדם-כוכב" גם לשלבים אלו ולפעמים גם לשלב הקריסה האיזותרמית.
הבסיס התאורטי למנגנון יצירת הכוכבים הונח על ידי צ'ושירו הייאשי ושותפיו שקבעו את תכונות של כוכבים טרום-סדרה ראשית שמאירים תוך כדי התכווצות קוואזי-סטטית השומרת על מסה קבועה. כוכב טרום-סדרה ראשית במסה נמוכה יחסית ואוריות מעל ערך מסוים תואר לראשונה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל על ידי לואיס הניי, רוברט לה-לווייר (Robert Le Levier) ור.ד לווי ( R. D. Levée) ב-1955. המשך המחקר הראה את חשיבותם של תהליכים תרמו-גרעיניים המוקדמים לשלב בו הכוכב הצעיר מגיע לסדרה הראשית.
חישוביו של הייאשי לא פסלו את האפשרות של צפיפות וטמפרטורה נמוכות מאוד לחומר ממנו בסופו של דבר הכוכב נוצר. עד מהרה נפסלה האפשרות לכך שקדם-כוכב בשלביו הראשונים יכול להיות בשיווי משקל הידרוסטטי. ב-1963 ג'ון גאוסטד( John E. Gaustad) הראה שבתווך רחב של צפיפויות וטמפרטורות הענן הקורס יאבד אנרגיה תרמית מהר מכדי לשמור על שיווי משקל מכני. מכאן הושגה ההבנה השלבים הראשונים של קדם כוכב יכולים להיות מתוארים אך ורק על ידי תהליכים דינמיים ולא סטטיים.
חישובים הידרודינמיים משנות ה-60 הראו שהקריסה הכבידתית של ענן עם תנאי התחלה הנתונים על ידי קריטריון ג'ינס תהיה מאוד לא אחידה. בשנות ה-70, ריצ'רד לארסון (Richard B. Larson) וחוקרים נוספים הגיעו להסכמה כוללת על מבנה של קדם-כוכב הכולל גרעין ומעטפת, אך פרטים אחרים נותרו שנויים במחלוקת. בשנות ה-80 נושא התפתחות הכוכבים היה נושא מחקר מאוד פעיל והמנגנון העכשווי של הקריסה פותח בתקופה זו.
במקביל למחקר התאורטי, תצפיות אסטרונומיות בתחומי האינפרה-אדום (Infrared astronomy) והרדיו התקדמו בצעדי ענק וסייעו בקביעת המבנה של עננים מולקולריים מהם נוצרים כוכבים- הן בסקלות של ענן מולקולרי כולו והן בסקלות של אזור מבודד הקורס לכוכב יחיד. בשנות ה-90 פותחה שיטה לצפות בדיסקות קדם-פלנטריות ולמדוד את המהירות הזוויתית של הקדם כוכב. טלסקופ החלל האבל ששוגר ב-1990 סיפק מידע רחב מאוד על היווצרות הכוכבים וצילומיו שימשו את המדע גם בתחילת המאה ה-21. ב-2003 שוגר טלסקופ החלל שפיצר המצלם בתחום האינפרה-אדום. טלסקופ זה סיפק תצפיות נדירות של קדם-כוכבים שהיו מוסתרים על ידי עננים בלתי חדירים באור נראה ובכך איששו מנגנונים תאורטיים רבים.
שלבי התפתחות

| --- | --- |
 :  ראו גם – אי יציבות ג'ינס
לידתו של כוכב מתחילה מענן מולקולרי גדול, מסדר גדול של מספר פרסקים. עננים אלו הם הצטברות דלילה של מימן אטומרי (כלומר מולקולות חד-אטומיות), מימן מולקולרי (כלומר מולקולות  H_{2}), הליום ואחזור קטן של מתכות. כתוצאה מאינטראקציה כבידתית של הענן עם עצמים שכנים נוצרות בענן הפרעות הגורמות לעליית הצפיפות המקומית של הגז באזורים שונים. גורמים נוספים להפרעות בצפיפות הענן הם גלי הלם של נובות וסופרנובות קרובות, רוח כוכבית של כוכב שכן, התנגשות בין גלקסיות או אינטראקציה כבידתית בין הענן לגל צפיפות בזרוע לוליינית של הגלקסיה.
בשלב הבא מתחיל תהליך הקרוי קריסה כבידתית. עבור הפרעות חזקות מספיק, הכבידה העצמית של האזור בעל הצפיפות המוגברת תגרום לעלייה נוספת בצפיפות כתוצאה מן המשיכה הכבידתית שבין חלקיקי הגז. עלייה זו בצפיפות תגרום לעליית הטמפרטורה ועל כן לעלייה בלחץ. אם הגידול בצפיפות מהיר מספיק, הענן אינו יכול להגיע למצב של שיווי משקל הידרוסטטי בין לחץ הגז לבין הכבידה העצמית. העלייה בצפיפות לא נבלמת והענן מצוי למעשה בשלב של קריסה כוללת. הימצאותו של אבק בגז עוזרת לתהליך ההתגבשות בכך שהוא משמש כזרז לתהליך היווצרות המולקולות (וגז מולקולרי יותר צפוף מגז אטומרי). בנוסף, האבק בולע חלק מהקרינה האולטרה-סגולה שמסוגל לפרק מולקולות בעננים מולקולריים ובכך משמר אותם.
כאשר הצפיפות מגיעה לערך קריטי מסוים, הענן נעשה בלתי יציב כבידתית ומתפרק לחלקים קטנים יותר, הניתקים זה מזה. חלקי ענן אלו, מתהווים סביב אזורי הצפיפות הגבוהה של הענן המקורי וממשיכים להתכווץ בלא תלות זה בזה. תהליך הִתְעַבּוּת זה יכול להתרחש במספר שלבים, בהם עננים קטנים יותר מתאחדים חזרה לעננים גדולים יותר או מתחילים לנוע סביב מרכז כובד משותף, מצב העשוי להביא בהמשך להתפתחות צביר כוכבים, מערכת מרובת כוכבים או כוכבים זוגיים. מספר הכוכבים בצביר מושפע מגודלו של חלק הענן הקורס. תצפיות מראות שרק 1-2 אחוז מחומר המרכיב את הענן המולקולרי המקורי קורס לכוכבים. שארית החומר מצטברת סביב הכוכב המתהווה בתצורה של מעטפת אטימה אופטית.
בשלב הבא ענני המשנה עצמם עוברים תהליך נוסף של התעבות וקריסה. בשלב זה לא ניכרים עדיין מאפיינים של כוכב והענן מופיע בעיקר כמקור של קרינה בתחום התת-אדום עם אורך גל של מעל 1000 ננומטר (1 מיקרון). קריסה נוספת זו של ענני המשנה מתרחשת רק כאשר צפיפות החלקיקים מגיעה לסדר גודל של  10^{4}-10^{6} חלקיקים לסמ"ק בטמפרטורה של כ-10 מעלות קלווין. חשוב לציין שהרכב ענן המשנה מכיל עתה גם אבק המפזר את קרינת האור הנראה והופך אותו לאפל בתחום זה.
שלבי התפתחות > התכווצות איזותרמית

בתנאים רגילים, התכווצותו של ענן גורמת לעלייה בטמפרטורה ובלחץ הפנימי שלו, כאשר הלחץ הפנימי הנוצר מפעיל כוח בכיוון מנוגד לזה של הכבידה ובכך מאזן אותה ובולם את הכיווץ. בענן מולקולרי, לעומת זאת, קיים מנגנון קירור קוונטי: ההתנגשויות בין מולקולות המימן גורמות לעלייה ברמות האנרגיה וכתוצאה מכך לפליטה של פוטונים באורך גל של 28 מיקרון. קרינה זו נפלטת אל מחוץ לענן ומורידה בצורה אפקטיבית את הטמפרטורה שלו. במילים אחרות, האנרגיה המשתחררת כתוצאה מכיווץ הענן לא הופכת לאנרגיה תרמית, כבמקרה של גז אידיאלי, ואינה מחממת את הענן, וההתכווצות מתרחשת בתהליך איזותרמי - השומר על טמפרטורה קבועה. פליטת הקרינה במהלך התכווצות ענן לקדם-כוכב מאפשרות לצפות בשלב זה, באמצעות גלאי אור הרגישים לקרינה בעלת אורך גל של מעל 1 מיקרון.
מכיוון שהתכווצות היא איזותרמית, הלחץ בענן עולה בקצב איטי משמעותית ביחס לכוחות הכבידה, ובסופו של דבר, תקופה קצרה אחר תחילת הקריסה, הכוח שמפעיל לחץ הגז הופך לזניח ביחס לכבידה. משמעות הדבר היא שהכיווץ המתרחש מהווה בקירוב נפילה חופשית למרכז המסה של הענן.
עבור ענן במסת שמש אחת ובקוטר של 0.02 פרסק, זמן כיווץ אופייני  t_{ff} הוא כ-200,000 שנים.
שלבי התפתחות > התכווצות איזותרמית > היווצרותו של גרעין צפוף

עם המשכת תהליך התכווצות הענן, צפיפותו הופכת פחות ופחות אחידה, כאשר צפיפות המסה עולה יותר ויותר ככל שמתקרבים למרכז הגאומטרי של הענן. כתוצאה מהצפיפות הגבוהה במרכז הענן, אזור זה מפסיק להיות שקוף לקרינה אינפרה אדומה והפוטונים של קרינה זו אינם יכולים לצאת מחוץ לענן ולקרר אותו, כפי שהיה קודם. הטמפרטורה בו מתחילה לעלות בקצב דרמטי, עד ליצירת שיווי משקל הידרוסטטי, בו לחץ הנוצר בגלל התחממות מצליח להתגבר על הכבידה העצמית.
שימור תנע זוויתי גורם לכך ששאריות הענן החג סביב הגרעין תתכווץ לצורה דמוית דיסקה שטוחה. דיסקה זו קרויה דיסקה קדם-פלנטרית או "proplyd".
עבור ענן במסת שמש אחת, צפויה בשלב זה התעבות של גרעין בעל מסה של כ 0.05M_{sun}, רדיוס של כ 100R_{sun} וטמפרטורה של כ 200K . כלומר, בשלב זה הגרעין עצמו הוא רחב, דליל מאוד וקר מאוד יחסית לגרעיני גרמי שמיים.
שלבי התפתחות > התכווצות קלווין-הלמהולץ

בקדם-כוכב בעל מסה הקטנה מ-3 מסות שמש, תהליך ההתכווצות יימשך עד שהטמפרטורה בליבה תעלה לטמפרטורה המספיקה להתרחשות תגובות תרמו-גרעיניות (בסביבות 3 מיליון מעלות קלווין). התכווצות זו אטית בהרבה מזו המאפיינת את השלבים קודמים: עבור כוכב במסת שמש אחת הליך זה מוערך בכ- 3\times 10^{7} שנים. עבור ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה יותר, שלב זה יכול לקחת מיליארדי שנים - כלומר, משך זמן מסדר גיל היקום.
כוכבים בשלב זה נראים באור נראה מכדור הארץ ולכן נצפו הרבה לפני פיתוח המודל המודרני של קדם-כוכב. מחלקה זו של גרמי שמיים נקראת כוכבי T בשור, על שם הכוכב הראשון מסוג זה שהתגלה - T בקבוצת שור (Taurus). כוכבים אלו הם קרים, ובהירותם משתנה באופן מהיר. שינויים אלו נובעים מתהליכי קונבקציה סוערים בתוך הכוכב. אחד המאפיינים הבולטים של כוכב כזה הוא קו בליעה של ליתיום, שריכוזו גבוה בהרבה מריכוז הליתיום בשמש, דבר המעיד על כך שתהליכי ההיתוך בהם "נשרפים" יסודות קלים (כלומר תהליכי נוקליאוסינתזה של פחמן ויסודות כבדים יותר) טרם החלו. מקור האנרגיה העיקרי שלהם הוא קריסה כבידתית, ולא היתוך גרעיני כמו בכוכבי סדרה ראשית.
בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים אלו ממוקמים מעל הסדרה הראשית. הם נצפים בקבוצות הנקראות "T-associations" החופפות לעיתים את קבוצות "O Associations". בקבוצות מסוג זה נראים לעיתים קרובות גם ענני אבק וכוכבים צעירים מסוגים A ו-B (בשלב כוכבי הרביג Ae/Be).
סילון קדם-כוכבי

כאשר קדם-כוכב צעיר חג סביב עצמו, אחת התוצאות היא פליטה של סילוני גז מולקולרי מיונן מקוטבי הקדם-כוכב, המושלכים למרחקים גדולים. סילונים אלו נקראים סילונים קדם-כוכביים (Protostellar Jets). פליטות אלו, הנצפות בקלות יחסית בשל גודלם, מעידות על צעירותו של גרם שמים. המנגנון המדויק של סילונים אלו, של האצתם וכוונתם, טרם פוענח.
סילונים כאלו, היכולים להגיע למרחקים של שנות אור, נצפו רבות באובייקטי הרביג-הרו (אנגלית: Herbig–Haro object). נצפו גם מקרים בהם חומר עזב את הכוכב הצעיר במהירויות של מאות קילומטרים בשנייה. בעשרה מקרים שונים, בנוסף לחומר היוצא, נצפתה גם קרינת רנטגן, דבר המצביע על כך שמהירות הסילונים היא מעל 500 קילומטרים לשנייה: על מנת להגיע למהירויות כאלה, החומר צריך לעזוב את פני הכוכב במהירות העולה על 1000 קילומטרים לשנייה, מהירות הגדולה בהרבה ממהירויות שנצפו במקרים דומים אחרים.
תצפיות

הצפייה באור נראה, בקדם-כוכב במרבית השלבים, אינה אפשרית לצופה מכדור הארץ. גרם שמיים זה מוסתר מרבית הזמן על ידי ענן צפוף של אבק וגז, שאריות הענן המולקולרי ממנו התהווה. לעיתים ניתן להבחין בצללית של קדם כוכב על רקע אור חזק הנפלט מגז הקרוב אליו - אובייקטים המכונים "גלובולות בוק" (Bok globules). עם זאת, שלבים מוקדמים בחיי כוכב ניתנים לצפייה באור אינפרה-אדום בלבד, החודר אבק. מסיבה זו, תצפיות מטלסקופ החלל WISE, המסוגל לצלם בתחום האינפרה-אדום, היוו חלק משמעותי במיוחד בגילוי של קדם-כוכבים וצבירי הכוכבים הנוצרים מהם.
המבנה של ענן מולקולרי והאפקטים האופייניים לתהליכי היווצרות קדם-כוכבים מאפשרים זיהוי של קדם-כוכבים באמצעות מפות הכחדה (בליעה ופיזור) (Extinction (astronomy)) של אור אינפרה-אדום קרוב (מפות המשורטטות מתוך השוואת אומדן כמות הכוכבים ליחידת שטח, הנצפים באינפרה-אדום קרוב, לתמונת השמיים המתקבלת בצפייה באור נראה בה הללו נבלעים), ולפי ספקטרום הפליטה הרציף של אבק וקווי הספקטרום האופייניים למעברי אנרגיה קינטית זוויתית במולקולות פחמן חד-חמצני ומולקולות אחרות, הנצפים בתחום התת-מילימטרי. מאחר שלרוב, שארית הענן העוטפת קדם-כוכבים וכוכבים צעירים חוסמת את מעבר מרבית האור הנראה, הצפייה בקדם-כוכבים ובכוכבים צעירים נעשית בטווחי האינפרה-אדום. בשל כך תצפיות בקדם-כוכבים וכוכבים צעירים מכדור הארץ הן בעייתיות - אטמוספירת כדור הארץ אטומה כמעט לחלוטין לקרינה באורכי גל בין 20 ל-850 מיקרון, ולכן התצפית בקדם-כוכבים יעילה רק מטלסקופים הנמצאים מחוץ לאטמוספירה.
ניתן לצפות בצורה ישירה בהיווצרות כוכבים בודדים בגלקסיה שלנו, אך לא בגלקסיות אחרות - באלו ניתן להבחין רק לפי החותמת הספקטרלית שהם מותירים.
ראו גם

התפתחות מערכת השמש
סיבוב עצמי של כוכב
נוקליאוסינתזה כוכבית
קדם-כוכב לכת
| 0 | 1 | 2 | 3 |
| --- | --- | --- | --- |
מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

 _{\mathrm {M} _{\bigodot }} = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־ _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 0.08 לערך,  מסה קטנה - בטווח  _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח  _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות  _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות  _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ( _{\mathrm {M} _{\bigodot }} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).:
הערות שוליים

↑  Chemical evolution during the process of proto-star formation by considering a two dimensional hydrodynamic model באתר אוניברסיטת קורנל
↑  שלב זה תואר על ידי האסטורפיזיקאי היפני צ'ושירו הייאשי (Chushiro Hayashi) ב-1961 ויש מקומות בהם הוא קרוי על שמו
↑  "Abstract" (PDF). SpringerLink. נבדק ב-2011-01-12.(הקישור אינו פעיל)
↑  לפי БСЭ- 1969-1978
↑  המאמר המקורי באתר אוניברסיטת הרווארד
↑  תהליך קאווזי-סטטי (Quasistatic process) הוא תהליך איטי במידה אינפיניטסימלית
↑  Ezer and Cameron 1962, Iben 1965, Gaboske and Grossman 1971
↑  Evolution of protostars, October 1980
↑  Early stelar evolution
↑  מבט אל חדר הלידה של כוכבים, אתר הידען
↑  אתר BestThinking
↑  לפי משוואת הגז האידיאלי, ירידה בנפח מגדילה את הטמפרטורה. בנוסף, אנרגיה פוטנציאלית כובדית הופכת לחום
↑  זהו זמן הנפילה החופשית, כלומר הזמן שלוקח לחלקיק היפותטי להגיע מקצה הענן למרכז המסה כאשר הכוח היחיד הפועל עליו הוא הכבידה. משך זמן זה מהווה הערכה טובה מאוד לאומדן סדרי גודל זמן הכיווץ האופייני.
↑   M_{sun} זו מסת שמש ו R_{sun} הוא רדיוס שמש
↑  תהליך אדיאבטי הוא תהליך שבו לא מתרחש מעבר חום מהמערכת לסביבה או להפך.
↑  Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star באתר אוניברסיטת הרווארד
↑  ראו, למשל ב מאמרו של הייאשי, באתר אוניברסיטת הרווארד
↑  ראו, אנציקלופדיית בריטניקה
↑  The X-Ray Puzzle of Protostellar Jets, אתר Smithsonian Astrophysical Observatory
↑  פרט לשלבים האחרונים שהוזכרו, כדוגמת כוכבי T טוארי
↑  Star formation in small globule
↑  Discovering protostars and their hostclusters via WISE
| --- | --- |
בקרת זהויות :  GND: 4176032-3 
עבודת צייר המתארת קדם-כוכב. העיגול הבוהק במרכז המבנה הוא גרעין הקדם-כוכב. הדיסקה המסתובבת המקיפה אותו היא דיסקה קדם-פלנטרית. הקונוסים הבהירים הפורצים מהקטבים הם "סילונים קדם כוכביים". הענן השחור המקיף את כל המבנה הוא "גלובולת בוק"
צביר צעיר של כוכבים נוצרים, מתוך 50 הכוכבים המצולמים 35 הם למעשה קדם-כוכבים. צילום מטלסקופ החלל שפיצר מ-2006. הצילום נעשה בתחום האינפרה-אדום, הצבעים בתמונה הם תוספת מלאכותית
ערפילית "ראש מכשפה" הוא ענן מולקולרי בו נוצרים כוכבים. הנקודות הוורודות בצילום הן הקדם-כוכבים. צילום מטלסקופ החלל שפיצר באינפרה אדום, הצבעים הן תוספת מלאכותית.
אזור יצירת כוכבים בענן מגלן הגדול. ענן הגז אינו אחיד ומכיל אזורים בעלי צפיפות שונה. צילום מטלסקופ החלל האבל
שלבים בהיווצרות קדם כוכב (משמאל לימין): קריסה כבידתית עד ליצירת גרעין אטום ותחילת שלב ההקרנה בהמשך
מבנה קדם כוכב: 
1. קליפה שקופה אופטית הנמצאת בנפילה חופשית 
2. פוטוספירה המקרינה אור אינפרה אדום 
3. קליפת אבק אטומה 
4. חזית גל ההדף 
 5. ליבה המצויה בשיווי משקל הידרוסטטי
5 כוכבים צעירים בערפילית אוריון, 4 מתוכם מוקפים באבק, שייתכן וייצור דיסקה קדם-פלנטרית שעם הזמן תתגבש לכוכבי לכת. צילום של טלסקופ החלל האבל
אובייקט HH-30. הקווים האדומים היוצאים מהקטבים הם סילונים. הפס השחור החוצה את האזור המואר הוא דסקת גז קדם-פלנטרית המקיפה את הקדם-כוכב ובולעת את האור היוצא ממנו. צילום מטלסקופ החלל האבל
העננים המולקולריים הצפופים, המורכבים ממימן מולקולרי, הליום ופחמן נראים כמו צליליות על רקע יותר בהיר. עננים כאלה נקראים "גלובולות בוק". צילום מטלסקופ החלל האבל
קוסקוס ג'ב

| קוסקוס ג'ב> מצב שימור |
| --- | --- |
 מצב שימור: בסכנת הכחדה סכנת הכחדה (EN) 
מיון מדעי
ממלכה:: בעלי חיים
מערכה:: מיתרניים
על־מחלקה:: בעלי ארבע רגליים
מחלקה:: יונקים
סדרה:: קנגוראים
תת־סדרה:: דמויי-קוסקוס
משפחה:: קוסקוסיים
סוג:: קוסקוס
מין:: קוסקוס ג'ב
שם מדעי
 Phalanger alexandrae ‏פלנרי ובודי, 1995
תחום תפוצה


קוסקוס ג'ב (שם מדעי: Phalanger alexandrae) הוא מין כיסאי נדיר בסוג קוסקוס שאנדמי לאי קטן בים הלמהרה בצפון איי מאלוקו שבאינדונזיה. הוא קרוב מבחינה גנטית וחיצונית לקוסקוס אובי וקוסקוס מקושט, ונדרשים מחקרים נוספים על מנת לקבוע האם הוא זכאי למעמד של מין עצמאי או מהווה תת-מין של הקוסקוס המקושט.
מידע כללי

קוסקוס ג'ב תואר מדעית בשנת 1995 על ידי הזואולוג האוסטרלי טים פלנרי (אנ') ועמיתו האינדונזי בפאק בודי, והם קראו לו על שם אלכסנדרה שליי - אנתרופולוגית אוסטרלית שהייתה עמיתה שלהם למסע שנה קודם לכן בגינאה החדשה.
לקוסקוס ג'ב יש ראש מעוגל, לוע קצר ואוזניים קטנות שמכוסות כמעט לחלוטין בפרווה. זנבו גמיש וארוך וטפריו מעוקלים וחזקים; שתי התכונות הללו מסייעות לו בטיפוס על עצים. אורך ראשו וגופו של קוסקוס ג'ב כ-45 סנטימטרים, אורך זנבו כ-36 סנטימטרים ומשקלו 2.2 קילוגרם. הפרווה שלו קצרה וצפופה. צבעה אפרורי באזור הגב, הפנים והגפיים, בעוד שהכתפיים ורוב הראש בצבע אדמדם-כתום. יש לו פס כהה מהכתפיים עד לחרטום שבולט במיוחד באזור המצח.
קוסקוס ג'ב אנדמי לאי ג'ב הממוקם בין האי הלמהרה לבין האי ואיגאו (אנ') באיי מאלוקו. יש סבירות גבוהה שהוא קיים גם על האי אורני מזרחית לג'ב. בית הגידול שלו כולל יער גשם טרופי בחופים ובגבעות עד רום 300 מטר מעל פני הים, והוא מצוי בעיקר ביער ראשוני ויער משני; גודלו הקטן של האי, גורם לקוסקוסי ג'ב לשהות לעיתים קרובות גם בסמיכות לסביבה אנושית (שדה התעופה באי למשל). בית הגידול מתאפיין בצמחייה ים-תיכונית, אבני גיר ונחלים רבים. התזונה וההתנהגות של המין טרם נחקרו. סביר להניח שהוא ניזון מפירות ועלים כיתר קרוביו.
מצב

קוסקוס ג'ב מסווג על ידי הרשימה האדומה של IUCN במצב השימור סכנת הכחדה (EN), מכיוון שהוא אנדמי לאי יחיד שגודלו אינו עולה על 150 קילומטרים רבועים, וחווה ירידה מתמשכת בהיקף ובאיכות בית הגידול שלו. הקוסקוס מאוים מצד ציד למזון, כריית מינרלים, בירוא יערות עבור שטחי חקלאות ופגיעה בצמחייה המקומית על ידי חזירי בר שהובאו לאי על ידי האדם.
נכון לשנת 2020, המין אינו מצוי באזור מוגן על אדמת האי. IUCN ממליץ להחיל תקנות ציד באי ג'ב, ולוודא שהקוסקוס המקושט לא יוכנס לאי זה ויגרום לתחרות על מקורות מזון עם קוסקוס ג'ב הקטן יותר.
הערות שוליים

↑  קוסקוס ג'ב באתר הרשימה האדומה של IUCN
קיק סמיט

קיק סמיט (בהולנדית: Johannes Chrishostomus "Kick" smit; ‏3 בנובמבר 1911 – 1 ביולי 1974) היה כדורגלן הולנדי, ששיחק בעמדת החלוץ. היה לשחקן הראשון בהיסטוריה לכבוש עבור נבחרת הולנד במונדיאל.
ביוגרפיה

סמיט נולד ב-3 בנובמבר 1911 בבלומנדל, שבהולנד למשפחה קתולית. הוא שיחק בקבוצה הארלם לכל אורך הקריירה שלו, וגם אימן אותה לאחר פרישתו ממשחק.
במדי נבחרת הולנד סמיט עשה את הופעת הבכורה ב-11 במרץ 1934 במסגרת משחק ידידות בניצחון 2–9 על בלגיה, אותו סיים עם צמד. הוא עזר לה להעפיל למונדיאל 1934 שנערך באיטליה עם צמד במוקדמות על אירלנד ושער אחד נגד בלגיה. בטורניר עצמו הולנד הודחה בשמינית הגמר עם הפסד 3–2 לשווייץ, אך באותו משחק סמיט עשה היסטוריה כשכבש את השער הראשון במונדיאל עבור נבחרתו.
ארבע שנים אחר כך במונדיאל 1938 כבש במוקדמות נגד לוקסמבורג אך היא הודחה באותו השלב, הפעם בהפסד 3–0 בהארכה נגד צ'כוסלובקיה. בעקבות שינויו ב-HBC הקתולית בשנת 1940 הוא לא הורשע בידי התאחדות הכדורגל ההולנדית לשחק בנבחרת, אך בפועל החמיץ מכך רק שלושה משחקים עקב מלחמת העולם השנייה. אחריה סמיט השתתף בשני משחקים אחרונים בשנת 1946 כשבאחד מהם היה הקפטן. משחקו האחרון היה ב-27 בנובמבר בתבוסה 8–2 לאנגליה, בו הצליח לכבוש בדקה ה-87'.
הוא נפטר ב-1 ביולי 1974 בגיל 62, שבוע לפני גמר מונדיאל 1974 בו הולנד שיחקה. הדמות "קיק וילסטרה" מסדרת הטלוויזיה ההולנדית נקראה בחלקה על שמו וגם על שמם של השחקנים פאס וילקס ואבה לנסטרה.
קיק אגוזים

| קיק אגוזים |
| --- | --- |
 קיק אגוזים אמריקאי
מיון מדעי
ממלכה:: בעלי חיים
מערכה:: מיתרניים
על־מחלקה:: בעלי ארבע רגליים
מחלקה:: עופות
סדרה:: ציפורי שיר
תת־סדרה:: דמויי־דרור
משפחה:: עורביים
סוג:: קיק אגוזים
שם מדעי
 Nucifraga ‏בריסון, 1760

קיק אגוזים (שם מדעי: Nucifraga) הוא סוג של ציפורי שיר ממשפחת העורביים, בו 3 מינים החיים ביערות המחטניים של אמריקה הצפונית, צפון אירואסיה והרי ההימלאיה והם משמשים כמפיצי זרעים של עצי מחט.
ציפורי הקיק ניזונים בעיקר מזרעי עצי אורן, אשוחית ועצים מחטניים נוספים וכן מעצים נוספים. הם בעלי מקור קשיח שחור, מקור המזכיר את מקור העורבני, קרוב משפחתו אך ארוך יותר וכפוף מטה. הקיק בעל נוצות חומות-לבנות מנומרות בשחור ובעל עיניים שחורות. הוא חי בזוגות ולעיתים בקבוצות גדולות יותר בין ענפים העצים ומחלץ בעזרת לשונו את הצנוברים מהאצטרובלים. הוא אוסף ומפזר כך הרבה זרעים שהוא שומר לחורף ולעיתים העצים מסתייעים בו כדי להפיץ את עצמם.
מינים

קיק אגוזים מנוקד (Nucifraga caryocatactes)
קיק אגוזים אמריקאי (Nucifraga columbiana)
Nucifraga multipunctata
קונסטנטינוב (מחוז פלוצק)

| --- | --- |
 מדינה:  פולין פולין
 פרובינציה:  מזוביה מזוביה
 מחוז:  פלוצק
 אוכלוסייה:  ‏
  ‑ בכפר:  36 (31 במרץ 2021)
 קואורדינטות:  52°22′00″N 19°48′00″E﻿ / ﻿52.36667°N 19.8°E﻿ / 52.36667; 19.8 
 אזור זמן:  UTC +1
  מפת מיקום  מפה מפורטת   (למפת פולין מוגדלת) ורשה לודז' ורוצלב גדנסק קרקוב פוזנן ביאליסטוק שצ'צ'ין לובלין קטוביץ קיילצה בידגושץ' אולשטין ז'שוב צ'כיה סלובקיה ליטא בלארוס אוקראינה רוסיה - מחוז קלינינגרד  ג ר מ נ י ה  הים הבלטיקונסטנטינוב(למפת פולין רגילה) ורשה לודז' ורוצלב גדנסק קרקוב פוזנן ביאליסטוק שצ'צ'ין לובלין קטוביץ קיילצה בידגושץ' אולשטין ז'שוב צ'כיה סלובקיה ליטא בלארוס אוקראינה רוסיה - מחוז קלינינגרד  ג ר מ נ י ה  הים הבלטיקונסטנטינוב(למפת פרובינציית מזוביה רגילה) ורשה ראדום פלוצק שדליץ אוסטרולנקה לודז' שוויינטו. ורמיה-מזוריה קוי. פומ.  לובלין פודלסיהקונסטנטינוב(למפת פרובינציית מזוביה מוגדלת) ורשה ראדום פלוצק שדליץ אוסטרולנקה לודז' שוויינטוקז'יסקיה ורמיה-מזוריה קויאוויה פומרניה  לובלין פודלסיהקונסטנטינוב  he tabBackground:;tabBorder:#aaa;defaultTab:0;
 
קונסטנטינוב (בפולנית: Konstantynów, ב-IPA‏: [kɔnstanˈtɨnuf]) הוא כפר במחוז פלוצק ברפבוינציית מזוביה בפולין עם אוכלוסייה של 38 נפשות. הוא שוכן כ-6 קילומטרים דרום-מזרחית לגומבין, 22 קילומטרים דרומית לפלוצק, ו84 קילומטרים מערבית לוורשה.
בין השנים 1974-1991 עמד בכפר זה המבנה הגבוה ביותר שיוצר מעולם עד אז, תוצרת האדם (ולמעשה עד בניית מגדל בורג' חליפה)- אנטנת הרדיו של ורשה. האנטנה הזאת הייתה תורן רדיו נתמך בבניית מסגרת פלדה עם חתך משולש באורך צד של 4.8 מטר, משקל של 420 טון וגובה של 646.38 מטרים. התורן שימש למשדר גלים באורך 2,000 קילוואט של רשות השידור הפולנית כאנטנה ולכן היה מבודד כנגד הקרקע במתח של 120 קילו-וולט. הוא קרס במהלך עבודות השיפוצים ב-8 באוגוסט 1991. לא דווח על איש שנהרג בתאונה.
ערך זה הוא קצרמרבנושא יישובים בפולין. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ו.
קיק אגוזים אמריקאי

| קיק אגוזים אמריקאי |
| --- | --- |
 קיק אגוזים אמריקאי
מצב שימור
 conservation status: least concern ללא חשש (LC)‏
מיון מדעי
ממלכה:: בעלי חיים
מערכה:: מיתרניים
על־מחלקה:: בעלי ארבע רגליים
מחלקה:: עופות
סדרה:: ציפורי שיר
תת־סדרה:: דמויי־דרור
משפחה:: עורביים
סוג:: קיק אגוזים
מין:: קיק אגוזים אמריקאי
שם מדעי
 Nucifraga columbiana ‏Wilson, 1811
תחום תפוצה


קיק אגוזים אמריקאי (שם מדעי: Nucifraga columbiana) הוא מין של ציפור שיר ממשפחת העורביים החיה במערב אמריקה הצפונית לאורך יערות ואזורים הרריים באמריקה מקולומביה הבריטית בצפון עד לניו מקסיקו בדרום.
אורכו של קיק האגוזים 23–30 ס"מ ומשקלו 130 גרם. הוא בעל גוף אפור בהיר עם עיניים ומקור שחורים וגדולים. מקור זה מעוצב לפיצוח זרעים. הכנפיים שחורות ומעט לבנות בקצוותיהם וכך גם הזנב. הוא מזכיר מאוד את העורבני, אך בעל מקור ארוך וחזק יותר.
הקיק ניזון בעיקר מזרעים באצטרובלי אורנים (צנוברים) ממינים שונים והוא יכול לאכול 1–15 זרעים ביום. הוא שובר את האצטרובלים במקורו וחלק מהזרעים הוא מפזר במגוון אתרים מוחבאים, כנראה כדי שלא יימצאו כולם על ידי סנאים. בעונה אחת הוא יכול להחביא 98,000 זרעים. בנוסף הוא ניזון מחרקים, פירות ופירות יער שונים ובעלי חיים קטנים וגם מנבלות.
לציפור זו יכולות זיכרון גבוהות. היא יכולה לזכור 75% מהזרעים שהיא מאחסנת. שאר הזרעים מצליחים לנבוט בהצלחה לאור שיטות האחסון של הקיק.
הערות שוליים

↑  קיק אגוזים אמריקאי באתר הרשימה האדומה של IUCN
| --- | --- |
בקרת זהויות :  NLI: 987007552232205171
קשקושי רחוב

כותרת "קשקושי רחוב"
קשקושי רחוב הוא קומיקס שבועי מאת תמר בלומנפלד שהתפרסם בשנים 2014–2018 באתר האינטרנט של העיתון "הארץ".
הקומיקס החל להתפרסם בסוף 2013 באתר טאמבלר, ובפברואר 2014 עבר לאתר "הארץ". הקומיקס עוסק בחיי צעירים בתל אביב, ובפרט בענייני זוגיות. תמר בלומנפלד מתארת את יצירתה: קשקושי רחוב - הבלוג של תמר בלומנפלד
כל קומיקס כולל סדרה של כעשרה ציורים. תחילתו בסצנה שבה המאיירת וכלבהּ מאזינים לשיחה בין שני משתתפים או יותר, ובהמשכו משולבת סדרת הודעות פייסבוק שמקבל אחד המשתתפים בשיחה. לחברי הפייסבוק שמות משמעותיים, המשקפים את אופיים. השיחה בין המשתתפים נמשכת, במטרה לפתור בעיה שהעלה אחד מהם. כל קומיקס מסתיים בפאנץ' ליין הומוריסטי.
אף שמטרתם עיקרית של הפרסומים היא בידור, ניכר שהכותבת משלבת בהם ביקורת חברתית ולעיתים אף פוליטית. בפרסום "עניי עירך קודמים וכל השאר יכולים לקפוץ לי", בלומנפלד מותחת ביקורת על עיוורונה המוסרי של החברה הישראלית לקורבנות מלחמת האזרחים בסוריה, ועל הסתגרותה בנרטיב הקורבני הסובב את השואה. ספק כדי לשמור על הנופך הבידורי ספק מתוך ביקורת, הכותבת בחרה גם להגחיך את הדמות שלכאורה אמפתית למצב קורבנות המלחמה, באמצעות שפיכת אור על הצביעות האופפת את הפאסודו דאגה הזו.
בספרה "אין א ריליישנשיפ", אשר מתאפיין בסגנון דומה לזה של הקומיקס השבועי אך ארוך יותר, ניתן למצוא ביקורת על יחסה של החברה התל אביבית לערבים וניכורם מהמצב הביטחוני. הספר אף מבקר מוסכמות של מוסד הנישואים, קורא תיגר על הטאבו סביב ברית מילה ועוד.
קארוצה

| --- | --- |
 מוצרלה בקארוצה
 
 מאכלים
 סוג:  כריך 
 מוצא:  איטליה 
 
קארוצה, המכונה גם מוצרלה בקארוצה (באיטלקית: Mozzarella in carrozza; מילולית: מוצרלה בכרכרה) היא סוג של כריך או מאפה גבינה מטוגן במטבח האיטלקי.
מאפיינים

הקארוצה הוא כריך של גבינת מוצרלה המצופה בקמח וביצה ומטוגן במחבת או בשמן עמוק.
זהו מאכל פופולרי באזור קמפניה במדזוג'ורנו ובאזורים מסוימים של העיר ניו יורק. "מוצרלה פְרִיטֶה" (מוצרלה מטוגנת) היא וריאציה של המנה המורכבת מ"גבינה בבלילה", ללא כל לחם.