stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
מניפנית גרוזית
מאפיינים של הסוג מניפנית > תפוצה

טיפוס תפוצה הוא מערב אירנו-טורני (אזור בעל אופי ערבתי-יבשתי) מחצי האי-סיני ועד מערב סיביר ומערב ההימלאיה. מסיני, ישראל, ירדן, מדינות המפרץ, ערב הסעודית, עומאן, כווית וצפונה ללבנון סוריה וטורקיה ומשם מזרחה לעיראק, איראן, עיראק, אפגניסטן, פקיסטן עד מערב ההימלאיה, וכן צפונה לקזחסטן, קירגיזסטן, צפון הקווקז, טדז'יקיסטן, טרנס-קווקז (מערב הקווקז), טורקמניסטן, אוזבקיסטן, שינג'יאנג ומערב סיביר.
מאפיינים של הסוג מניפנית > מינים בישראל ובסביבתה

מינפנית מונה 5 מינים מתוכם שניים בישראל ובסביבתה: מניפנית גרוזית גדלה בר בישראל ומניפנית סיני (.Lallemantia royleana Benth).
מנפנית סיני היא צמח עשבוני חד-שנתי זעיר בעל עלים רחבים. טיפוס תפוצה שלו הוא אירנו-טורני רחב הדומה לכלל סוג, אבל נעדר מעיראק ומטורקיה ומישראל ונדיר בהרי אדום שבדרום ממלכת ירדן ובהרי דרום סיני.
תמונות

מניפנית גרוזית
מניפנית גרוזית
מניפנית גרוזית
הערות שוליים

↑  Lallemantia Fisch. & C.A.Mey., WFO (2022): Published on the Internet
↑  מיכאל זהרי, מגדיר חדש לצמחי ישראל, שניה מורחבת, תל אביב: עם עובד, 1989, עמ' 388
↑  נעמי פינברון-דותן, אבינעם דנין, המגדיר לצמחי בר בשיראל, כרטא, עמ' 563
↑  מניפנית סיני, באתר צמחיית ישראל וסביבתה, ‏2022
| --- | --- |
בקרת זהויות :  NKC: ph471341 
מניפנית
זרעים של מניפנית גרוזית
מרבאנו

| --- | --- |

 לידה:  29 באפריל 1953 (בן 71) Zolder, בלגיה 
 שם לידה:  Mark Van Oppen 
 מדינה:  בלגיה 
 שם עט:  Marvano 
 זרם ספרותי:  הקו הנקי 
 יצירות בולטות:  מלחמה לנצח, Dallas Barr, בפסקה זו 2 רשומות נוספות שטרם תורגמו 
 פרסים והוקרה:  Bronzen Adhemar (2001) 
 
מרק ואן אופן (בפלמית: Mark van Oppen; נולד ב-29 באפריל 1953) הוא צייר ומחבר ספרי קומיקס בלגי שהתפרסם בשם העט מרבאנו.
ביוגרפיה

ואן אופן נולד בזולדר, בצפון-מזרח פלנדריה. למד אדריכלות פנים ועד שנת 1982 עסק בתחום במשך כעשור, אולם, כחובב מושבע של מדע בדיוני, מאוחר יותר החליט ליצור כמאייר וכמחבר ספרי קומיקס, במיוחד בתחום המדע הבדיוני. 
אייר בהתחלה סיפורים במגזין ההולנדי למדע בדיוני "אורביט" כמו כן אייר רומנים בז'אנר הזה עבור ההוצאות לאור "היינה" בגרמניה ו"מלנהוף" בהולנד. החל משנת 1982 כיהן לאורך 4 שנים כעורך הראשי של הגרסה הפלמית Kuifje של השבועון "לה ז'ורנל דה טינטין". פרסם קומיקסים על טינטין בגרסה ההולנדית של "ז'ורנל דה ספירו" Robbedoes.
בשנת 1986 היה מרבאנו לראש מחלקת קומיקס של ההוצאה לאור הפלמית Den Gulden Engel.
יצירתו הידועה ביותר היא "מלחמה לנצח", עיבוד לפי ספרו של האמריקאי ג'ו הלדמאן. נושא הספר הוא מאבקם של בני אדם בגזע חייזרים אלים ומוזר.
מרבאנו והלדמאן עבדו אחר כך ביחד גם ב"Dallas Barr", ספר קומיקס שהוא עיבוד של הרומן "זמן קנוי".
בנוסף יצר מרבאנו שלוש טרילוגיות של סדרות קומיקס עם תוכן היסטורי:"ברלין" בזמן מלחמת העולם השנייה ואחריה,"גראן פרי" על מרוצי שנות ה-1930 ועל הבריגדה היהודית (החטיבה היהודית הלוחמת). ב-2000 עם מרסל רופה יצר קומיקס (Ver van Ieper) על קרבות איפר במלחמת העולם הראשונה.
ספרים

1989-1988 La Guerre éternelle מלחמה לנצח
Soldat Mandella 1988
Lieutenant Mandella 1989
Major Mandella 1989
1990 ‏ Red Knight אביר אדום (תסריט מאת רונלד גרוסה - Grossey)
La Salamandre 1990 (הסלמדרה)
1990 Solitaire (תסריט מאת בוב ואן לארהובן (Bob Van Laerhoven)
1994-1991 ‏ Rourke רורק - עיבודים לפי רומנים מאת פול-לו סוליצר יחד עם התסריטאים ז'אן אנסטה (Annestay) ומרסל רופה (Rouffa)
La mort est toujours bonne 1991 - המוות הוא תמיד טוב
Le Bon Dieu ne dort jamais 1992 - האל הטוב אינו ישן אף פעם
1994 les trois concubines שלוש הפלגשים
Tigre d'avril 1995 טיגריס של אפריל
2005-1996 Dallas Barr לפי הספר Buying time מאת ג'ו הולדמן - על חיי נצח
Immortalité à vendre 1996 נצחיות למכירה
Le choix de Maria, 1997 בחירת של מריה
Premier quartier 1998 רובע ראשון
Nouvelle lune, 1999 ראש חודש
Anna des mille jours 2000 אנה של אלף ימים
2000 - Ver van Ieper - על קרבות איפר - עם מרסל רופה
Sarabande 2005 סרבנדה
La Dernière Valse 2005 הוואלס האחרון
Libre à jamais חופשי לנצח
Une autre guerre 2002 מלחמה אחרת
Exode 2002 יציאה
Révélation 2003 התגלות
Berlin
1994 - "1943" Les Sept Nains שבעת הגמדים - מהדורה שנייה ב-2007 - צבעים מאת קלוד לגרי
Reinhard le goupil - "1948" - 2007 - ריינהאר השועל - צבעים מאת ברטראן דנולה
Deux enfants de roi - "1962" - 2008 - ‏ Twee koningskinderen שני ילדי המלך
2009 - Les petits adieux
2010-2015 Grand Prix גראן פרי
Renaissance 2010 לידה מחדש
Rosemeyer  2011
Adieu 2012 היה שלום
2013-2016 - La Brigade juive
פרסים ואותות הוקרה

2001 - פרס אדהמר מברונזה - פרס הקהילה התרבותית הפלמית לספרות קומיקס
2008 - פרס איגוד הקומיקסאים הפלמים - עבור האלבום Twee koningskinderen (שני ילדי המלך)
מחזור החיים של כוכב

מחזור החיים של כוכב הוא תאוריה מדעית המסבירה את התהליך שבו כוכב עובר שלבים של שינויים משמעותיים ביותר במהלך חייו. משך התהליך תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב ויכול להמשך ממיליוני שנה, במקרה של כוכבים כבדים ביותר ועד טריליוני שנה, במקרה של כוכבים קטנים ביותר (זמן שהוא ארוך בהרבה מגיל היקום). במשך כל חייו של הכוכב מופעלים מנגנונים שונים המעכבים את הקריסה העצמית שלו, הנובעת מהמשקל העצמי שלו.
רוב התהליכים הקשורים להתפתחות כוכבים הם איטיים מאוד ולא ניתן ללמוד עליהם מתצפית בכוכב בודד. לכן אסטרופיזיקאים לומדים על התפתחות כוכבים משילוב של תאוריות פיזיקליות (בעיקר פיזיקה גרעינית ותורת הקוונטים), תצפיות בכמות עצומה של כוכבים הנמצאים בשלבי התפתחות שונים וסימולציות מחשב המנבאות את מבנה הכוכבים בשלבים השונים על פי מודלים ממוחשבים.
עצם הרביג-הארו HH47. צולם על ידי טלסקופ החלל האבל. קנה המידה מציין 1,000 יחידות אסטרונומיות- 150 מיליארד קילומטר
לידת כוכב > קדם-כוכב

התפתחות כוכב מתחילה בקריסה של ענן מולקולרי. הקוטר הטיפוסי של ענן מולקולרי הוא 100 שנות אור והמסה הטיפוסית שלו היא 6,000,000 מסות שמש (שהיא 1.9891x1030 קילוגרם).
במהלך הקריסה, הענן המולקולארי מתפרק לחלקים קטנים יותר, ומכל חלק המתפרק מהענן הקורס, משתחררת אנרגיה פוטנציאלית והופכת לחום. הקריסה נמשכת, הלחץ והטמפרטורה עולים, ומתקבל כדור גז מסתחרר, חם מאוד, הקרוי קדם-כוכב (protostar). מסלול ההתפתחות של הכוכב תלוי במסה הראשונית של הקדם-כוכב.
לידת כוכב > ננס חום

קדם-כוכב אשר המסה הראשונית שלו נמוכה מכ-0.08 מסות שמש, לעולם לא יצליח להגיע ללחץ ולטמפרטורה הדרושים להיתוך גרעיני של מימן להליום. טרום כוכב כזה יתפתח לננס חום. הננס החום ימשיך להתכווץ באיטיות, להתיך דאוטוריום (מימן עם גרעין המכיל פרוטון ונייטרון) ולפלוט אור עמום וקלוש במשך עשרות מיליארדי שנים, ללא שינוי מהותי במצבו ולמעשה לא ימשיך להתפתח יותר.
לידת כוכב > עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects)

ליבת קדם-כוכב שהמסה שלו מעל 0.08 מסות שמש תתלהט מספיק ובסופו של דבר יתחילו בה תגובות גרעיניות. בתחילה מימן מותך לדאוטריום ובהמשך, כאשר הלחץ והטמפרטורה עולים, הדאוטריום מותך להליום. כאשר מתחילה התכת דאוטריום, הקדם-כוכב מתחיל לדחות את החומר המסתפח אליו. בתחילה, החומר המסתפח גובר על הדחיה, אך אט אט הדחיה מתגברת. בשלב מסוים נוצרים שני סילוני חומר הנפלטים בצורה סימטרית משני הקטבים של הקדם-כוכב. הקדם-כוכב ממשיך לספוח חומר באזור קו המשווה שלו ובו זמנית לפלוט חומר דרך הקטבים. דחיית החומר הולכת ומתגברת עד אשר מקיפה את פני כל קדם הכוכב, מפזרת את שאריות הענן המולקולרי ומפסיקה את ספיחת החומר לקדם-כוכב. סילוני חומר אלו התגלו בתצפיות בשנות החמישים, בנפרד, על ידי האסטרונומים ג'ורג' הרביג (George Herbig) וגילרמו הארו (Guillermo Haro) והם מכונים על שמם - עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects).
לידת כוכב > כוכבי T בשור

כוכבים צעירים ביותר שנמצאים בשלב המעבר בין טרום כוכב לכוכב הסדרה הראשית. כוכבים אלו נמצאים תמיד בקרבת ענני גז ואבק שמהם הם נוצרו. עוצמת ההארה שלהם והספקטרום הנפלט מהם משתנים באורח בלתי סדיר. טמפרטורת הפנים של כוכבים אלו נמוכה יחסית והרדיוס שלהם גדול יחסית למסה שלהם. כמו כן, ניתן לזהות שרידים של דיסקת חומר המקיפה אותם. בכוכבים אלו מתקיים כבר היתוך גרעיני של מימן להליום אולם הם לא סיימו עדיין את ההתכווצות שלהם.
כוכב הסדרה הראשית

לאחר תחילת ההיתוך הגרעיני בליבה של הכוכב, הכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי. במצב זה ההיתוך הגרעיני יוצר לחץ קרינה המאזן את הכבידה העצמית של מסת הכוכב ומונע את המשך הקריסה הכבידתית. בכוכבים קטנים, לרבות השמש שלנו, ההליום נוצר בעיקר בשרשרת פרוטון-פרוטון. בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת שרשרת נוספת של היתוך מימן, שרשרת CNO. בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש שרשרת ה-CNO אחראית ליצירת רוב האנרגיה בכוכב.
הכוכב תופס את מקומו בסדרה הראשית של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל בהתאם למסתו. כוכב קטן עם מסה נמוכה יהיה כוכב קר יחסית והוא מכונה ננס אדום. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב איטי ביותר והוא יישאר בסדרה הראשית למשך מאות מיליארדי שנים (למעשה יותר מגיל היקום). לעומת זאת כוכב מאוד גדול, עם מסה עצומה, יהיה כוכב חם יחסית והוא מכונה על-ענק. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב גדול מאוד והוא יישאר בסדרה הראשית מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב עם מסה בינונית, כמו השמש שלנו, מכונה ננס צהוב ויישאר בסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנים. בכל מקרה, זהו השלב הארוך ביותר בחייו של הכוכב, והוא ארוך משמעותית יותר מכל שלב אחר בחיי הכוכב.
כאשר המימן שבליבה מתכלה, היתוך המימן בליבה נפסק והכוכב עוזב את הסדרה הראשית ועובר לשלבים המאוחרים של התפתחותו. המשך התפתחות הכוכב תלוי במסה הראשונית שלו.
שלבי ההתפתחות המאוחרים של כוכב > כוכב בעל מסה נמוכה

משך החיים של כוכבים קטנים ארוך יותר מגיל היקום (שמוערך היום ב-13.7 מיליארד שנים). כוכב בעל מסה של 0.1 מסות שמש עשוי להישאר בסדרה הראשית כ-6 טריליון שנים (טריליון שווה ל-1,000 מיליארד). למעשה, מאז היווצרות היקום, כוכבים שמסתם קטנה מ-0.5 מסות שמש טרם עזבו את הסדרה הראשית ולכן ההבנה של מדענים לגבי התפתחות כוכבים כאלו מבוססת על ניתוחים תאורטיים ועל מודלים ממוחשבים ולא על תצפיות.
שלבי ההתפתחות המאוחרים של כוכב > כוכב בעל מסה בינונית

כוכבים אשר המסה הראשונית שלהם היא בתחום של 0.5 מסות שמש עד 8 מסות שמש יסיימו להתיך את המימן שבליבה שלהם. במצב הזה, מתפתחת ליבת הליום מנוונת, ללא תהליכים גרעינים בתוכה. הלחץ של האלקטרונים המנוונים מונע המשך קריסה של הליבה והכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי חדש. מעל הליבה מתפתחת שכבה דקה שבה מימן מותך להליום. המעטפת החיצונית מתנפחת ובמקביל הטמפרטורה שלה יורדת. הכוכב הופך להיות ענק אדום (RGB) ומתחיל לאבד מסה באופן רציף ומשמעותי.
כתוצאה מהתכת המימן מחוץ לליבה, ליבת ההליום הולכת וגדלה ואיתה גדלים הלחץ והטמפרטורה בליבה. כאשר הלחץ והטמפרטורה מספיקים להצתת ההליום, מתחיל תהליך גרעיני של התכת הליום לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת הפנים של הכוכב עולה. הכוכב נכנס לשלב יציב נוסף בהתפתחות שלו, ותופס את מקומו על הענף המאוזן בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הכוכב גדול יותר מגודלו בשלב הסדרה הראשית והבהירות שלו גבוהה יותר והופך להיות כוכב משתנה מסוג קפאיד. שלב זה מכונה לעיתים הסדרה הראשית של ההליום והוא קצר בהרבה מהשלב בו הכוכב היה בסדרה הראשית.
כאשר ההליום בליבה כלה, הכוכב הופך שנית לענק אדום. בשלב זה לכוכב ליבה שמורכבת בעיקר מפחמן וחמצן ומעליה 2 קליפות בוערות, האחת של הליום (הפנימית) והשנייה של מימן (החיצונית יותר). שלב זה מכונה הענף האסימפטוטי של הענקים (AGB), במהלכו רדיוס הכוכב וכן ההארה שלו הולכים וגדלים, טמפרטורת הפנים יורדת והכוכב מאבד מסה מהמעטפת בקצב הולך וגדל. מסלול ההתפתחות במהלך ה-AGB מקביל להתפתחות במהלך ה-RGB אבל עוצמת ההארה וקצב יצור האנרגיה גבוהים יותר והכוכב נמצא בשלב זה למשך זמן קצר יותר. תהליכי ערבול שקיימים בשלב זה בכוכב, מעשירים את המעטפת ביסודות כבדים (בעיקר פחמן וחמצן).
המעטפת העשירה במימן (וכן ביסודות כבדים יותר) מתכלה והולכת. כאשר היא יורדת למספר מאיות מסות שמש, שארית הכוכב מתחילה להתכווץ וקצב איבוד המסה עולה. לתקופה קצרה נוצרת על-רוח (super wind) במהלכה שארית המעטפת נפלטת מהכוכב במהירות מאוד גבוהה. הכוכב נפרד לשני מרכיבים שמתפתחים בנפרד, המעטפת והליבה. ליבת הכוכב נחשפת ומתקבל ננס לבן, המורכב בעיקר מפחמן וחמצן. בננס הלבן לא מתרחשים תהליכים גרעיניים ואין לו מקורות אנרגיה. הטמפרטורה שלו בשלב זה היא 120,000-150,000 מעלות קלווין והוא הולך ומתקרר בתהליך שנמשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית האפשרית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש (מסת צ'נדראסקאר או גבול צ'נדראסקאר). תהליכי איבוד המסה שתוארו לעיל, גורמים לכך כי כוכבים בטווח מסות רחב (עד בערך 8 מסות שמש) מסיימים את חייהם עם מסה נמוכה מהמסה הגבולית. במקביל, שאריות המעטפת הולכות ומתפשטות. החומר שעזב את הכוכב במהלך רוח העל, מתנגש עם חומר שעזב את הכוכב בשלבים מוקדמים יותר וגורם לו לזהור ובכך הוא יוצר את המראות המרהיבים של ערפיליות פלנטריות. ערפילית פלנטרית מורכבת בעיקר ממימן אבל מכילה גם יסודות כבדים יותר, כגון הליום, פחמן וחמצן.
שלבי ההתפתחות המאוחרים של כוכב > כוכב בעל מסה גבוהה

כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. לאחר שנוצרת ליבת פחמן וחמצן, הלחץ והטמפרטורה בליבה גבוהים דיים על מנת להצית תגובות גרעיניות נוספות והכוכב מייצר ניאון, צורן ויסודות נוספים עד שהוא מגיע לליבת ברזל. כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם. כוכבים שמסתם ההתחלתית גבוהה מ-40 מסות שמש יאבדו את כל מעטפת המימן שלהם במהלך התפתחותם.
השלבים המאוחרים של התפתחות הכוכב הם קצרים מאוד. קיימות לכך שתי סיבות. הראשונה היא שכמות האנרגיה שמופקת מיחידת מסה הולכת ופוחתת ככל שמתקדמים בשרשרת התגובות הגרעיניות ולכן הכוכב מתיך את היסודות בקצב הולך וגובר על מנת לאזן את הכבידה העצומה שלו. הסיבה השנייה היא שהתהליכים הללו מתבצעים בטמפרטורות הולכות וגדלות. בטמפרטורות אלו נוצרים חלקיקי ניוטרינו רבים. הניוטרינו הוא חלקיק זעיר שיש לו תגובות חלשות מאוד עם חלקיקים אחרים. ברגע שהוא נוצר, הכוכב כמעט "שקוף" לו ורוב רובם של הניוטרינים נפלטים אל מחוץ לכוכב וגורמים לאבדן אנרגיה גדול.
כאשר הכוכב מכיל ליבה עשויה מברזל, הוא לא יכול להמשיך להפיק אנרגיה מהיתוך גרעיני. הסיבה היא שהברזל הוא היסוד בעל הגרעין היציב ביותר מבחינת אנרגיה, כלומר הן היתוך של ברזל והן ביקועו צורכים יותר אנרגיה מאשר תתקבל על ידי התהליך. הלחץ והטמפרטורה בליבה הולכים וגדלים ולבסוף ליבת הכוכב קורסת.
תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בחלקיקי שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפויות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופר נובה. התהליך המדויק עדיין לא ברור, אבל מהתצפיות ברור כי מדובר בתהליך שפולט אנרגיה עצומה. מעטפת הכוכב מועפת בעוצמה רבה ביותר בעוד שבמרכז הכוכב נותר כוכב נייטרונים או חור שחור. לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות.
כאמור, התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ-1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים סופר נובה בודדה יכולה להאיר כמו גלקסיה שלמה. בנוסף, חלק משמעותי מהאנרגיה נפלט כחלקיקי ניוטרינו. קיימים מספר סוגים של סופרנובה (SN type Ib, SN type Ic, SN type II), התלויים בגודל הכוכב שהתפוצץ. לדוגמה, כוכב שמסתו הראשונית הייתה מעל 40 מסות שמש מתפוצץ כאשר כל מעטפת המימן שלו כבר נפלטה לחלל ולכן בעקומת האור של הסופרנובה שנוצרת ממנו אין קווי מימן כלל. החום והלחץ הנוצרים במהלך הסופרנובה מאפשרים יצירת יסודות כבדים יותר מברזל. קיימת השערה כי לסופרנובות אלו זה תרומה משמעותית לאחד התהליכים האחראיים להיווצרות היסודות הכבדים מברזל (תהליך-R), אולם בשנים האחרונות מתחזקת הסברה כי התרומה של סופרנובות לתהליך זה זניחה.
לקריאה נוספת

עמוס הרפז, התפתחות כוכבים, ספריית פועלים, 1995
מאיר מידב, נח ברוש, חגי נצר, היקום יסודות האסטרופיזיקה, הוצאת רמות - אוניברסיטת תל אביב, 1989
טימותי פריס, מילדות לבגרות בשביל החלב, ספרית מעריב, 1991
ארנון דר, השמש שלנו, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1988
דניאל אשרי, פיזיקה גרעינית, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989
גיורא שביב, קוסמולוגיה, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1987
אליה ליבוביץ, כוכבים כפולים, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989
דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל הכוללת 23,000 כוכבים. הכוכבים מתקבצים באזורים מסוימים של הדיאגרמה. האזור המאוכלס ביותר הוא האלכסון המכונה הסדרה הראשית ואשר מחבר את הפינה השמאלית העליונה (כוכבים חמים ובהירים) והפינה הימנית התחתונה (כוכבים קרים וחיוורים). בחלק השמאלי התחתון נמצאים הננסים הלבנים ומעל הסדרה הראשית נמצאים הענקים.
המבנה הפנימי של כוכב סדרה ראשית. אזורי הולכה מסומנים בחצים מעגליים. אזורי קרינה מסומנים בחצים דמויי ברק. משמאל – ננס אדום, במרכז כוכב בינוני ומימין כוכב גדול.
ערפילית פלנטרית "עין החתול". נוצרה במהלך המוות של כוכב בעל מסה דומה למסת השמש שלנו.
מבנה דמוי בצל של כוכב מסיבי בשלבי התפתחותו האחרונים, לפני קריסת הליבה שלו.
ערפילית הסרטן. השרידים של כוכב שהתפוצץ כסופרנובה וניצפה בכדור הארץ בשנת 1054.
מטריקה רימנית

בגאומטריה דיפרנציאלית, מטריקה רימנית היא כלל המתאים באופן חלק לכל נקודה על יריעה חלקה מכפלה פנימית על המרחב המשיק ליריעה בנקודה זו. בעזרת כלל זה ניתן להגדיר אורך של קטעים אינפיניטסימלים על עקום ועל ידי אינטגרציה, את האורך של העקום. כמו כן מטריקה רימנית מאפשרת להגדיר זוויות בין עקומים שעוברים דרך אותה נקודה. מטריקה רימנית קרויה על שם ממציאה, ברנהרד רימן. יריעה חלקה יחד עם מטריקה רימנית נקראת יריעה רימנית.
הגדרה

מטריקה רימנית על יריעה חלקה  \ M היא שדה טנזורי  \ g מטיפוס (0,2) כך שבכל נקודה  \ p\in M התבנית הביליניארית  \ g_{p} היא סימטרית וחיובית לחלוטין. שדה טנזורי זה נקרא הטנזור המטרי של רימן.
במילים אחרות, המטריקה הרימנית מתאימה לכל נקודה  \ p\in M תבנית ביליניארית על המרחב המשיק  \ T_{p}M, כך שההתאמה היא חלקה ובכל נקודה התבנית הביליניארית היא מכפלה פנימית.
באמצעות חלוקת יחידה, אפשר לבנות על כל יריעה חלקה מטריקה רימנית.
יישומים מטריים > המרחק המתקבל ממטריקה רימנית

בהינתן מטריקה רימנית ניתן להגדיר אורך של עקום  \ \gamma :[a,b]\to M על ידי
\ L(\gamma )=\int _{a}^{b}{\sqrt {g_{\gamma (t)}(\gamma '(t),\gamma '(t))}}dt=\int _{a}^{b}{{\sqrt {g_{\mu \nu }{\frac {dx^{\mu }}{dt}}{\frac {dx^{\nu }}{dt}}}}dt}
ומכאן להגדיר את המרחק (מטריקה) בין שתי נקודות להיות האינפימום של האורכים של עקומים שמתחילים בנקודה אחת ומסתיימים בשנייה. פונקציית המרחק הזו היא מטריקה.
יישומים מטריים > אלמנט נפח

בהינתן מטריקה רימנית ניתן להגדיר אלמנט נפח אינווריאנטי על ידי
ואלמנט נפח כזה הוא אינווריאנטי תחת שינוי קואורדינטות.
ההוכחה לכך היא כזו: 

ראשית,
כאשר
הוא היעקוביאן של הטרנספורמציה.
כמו כן,
ולכן, מכפליות של דטרמיננטה,
או
לכן
שכן מדובר בדטרמיננטות של מטריצה וההפכית לה 
(  \ {\frac {\partial {\bar {x}}^{\mu }}{\partial x^{\nu }}}\cdot {\frac {\partial x^{\nu }}{\partial {\bar {x}}^{\rho }}}=\delta _{\rho }^{\mu } ).
דוגמאות

כדי לתאר מטריקה רימנית, נהוג לבחור מערכת קואורדינטות מקומיות ולתאר את המטריקה הרימנית בעזרת המטריצה של פונקציות  \ g_{\mu \nu }(p)=g_{p}\left({\frac {\partial }{\partial x^{\mu }}},{\frac {\partial }{\partial x^{\nu }}}\right).
המטריקה השטוחה על המרחב האוקלידי  \ \mathbb {E} ^{n} נתונה בקואורדינטות קרטזיות על ידי המטריצה  \ g_{ij}=\delta _{ij} כאשר  \ \delta  היא הדלתא של קרונקר.
כאשר בוחרים מערכת קואורדינטות מקומיות  \{q^{i}\} כלשהן ביחס למרחב האוקלידי והקואורדינטות הקרטזיות, המטריקה נתונה על ידי מטריצת גראם:  g_{ij}=\langle {\frac {\partial \mathbf {r} }{\partial q^{i}}},{\frac {\partial \mathbf {r} }{\partial q^{j}}}\rangle
אם  \ g היא מטריקה רימנית על יריעה  \ M ו  \ N\subset M היא תת יריעה, הצמצום של  \ g הוא המטריקה על  \ N הנתונה על ידי  \ h_{p}(v,w)=g_{p}(v,w), כאשר  \ p\in N,v,w\in T_{p}N\subset T_{p}M.
המטריקה על הספירה  \ S^{2} המתקבלת מצמצום המטריקה השטוחה על המרחב האוקלידי ניתנת (בקואורדינטות כדוריות) על ידי המטריצה
\ \left({\begin{matrix}1&0\\0&\sin ^{2}(\theta )\end{matrix}}\right)
איזומורפיזמים מוזיקליים

מכיוון שמטריקה רימנית היא תבנית לא מנוונת, היא משרה איזומורפיזם בין המרחב המשיק למרחב הקו-משיק. בקואורדינטות מקומיות, האיזומורפיזם נתון על ידי  \partial _{i}=\ {\frac {\partial }{\partial x^{i}}}\mapsto g_{ij}dx^{j} ו  \ dx^{i}\mapsto g^{ij}{\frac {\partial }{\partial x^{j}}} כאשר המטריצה  \ g^{ij} מסמנת את המטריצה ההופכית של  \ g ומשתמשים בהסכם הסכימה של איינשטיין. בעזרת איזומורפיזם זה ניתן להגדיר איזומורפיזמים נוספים בין כפולות טנזוריות גבוהות יותר של המרחב המשיק והקו משיק, לדוגמה בין  \ TM\otimes TM ובין  \ TM\otimes T^{*}M ומכך לקבל העתקות בין שדות טנזורים. העתקות אלה נקראות גם הורדה והעלאה של אינדקסים וגם איזומורפיזמים מוזיקליים.
הכללות

אם מסירים את הדרישה ש  \ g תהיה מוגדרת חיובית (אבל דורשים שהיא תהיה לא מנוונת) האובייקט המתקבל נקרא מטריקה פסאודו-רימנית. מטריקה פסאודו-רימנית מסיגנטורה (n-1,1) נקראת מטריקה לורנצית. על פי תורת היחסות, על המרחב-זמן יש מטריקה לורנצית.
מטריקה רימנית על אגד וקטורי כלשהו היא חתך של האגד  \ E^{*}\otimes E^{*} כך שבכל נקודה, התבנית המתקבלת היא מכפלה פנימית. על כל אגד וקטורי קיימת מטריקה רימנית.
פונקציה חלקה המתאימה לכל נקודה ביריעה נורמה על המרחב המשיק נקראת מטריקת פינסלר (Finsler).
ראו גם

מטריקה
יריעה
הורדה והעלאה של אינדקסים
לקריאה נוספת

Lee, John M. (2018). Introduction to Riemannian Manifolds. Springer-Verlag. ISBN 978-3-319-91754-2.
Lang, Serge (1999). Fundamentals of differential geometry. New York: Springer-Verlag. ISBN 978-1-4612-0541-8.
Ben Andrews, Lecture9. Riemannian metrics, in Lectures on Differential Geometry
מרד אפריל (פורטוגל)

בהיסטוריה של פורטוגל, מרד אפריל (בפורטוגזית: Abrilada) היה מרד בראשות הנסיך דום מיגל ואמו שהתרחש ב-30 באפריל 1824 בניסיון להחזיר למדינה את המלוכה האבסולוטית. מרד זה בישר את המלחמות הליברליות (מלחמת האזרחים בפורטוגל, בשנים 1828–1834).
ב-30 באפריל 1824, דום מיגל, ששימש גם הגנרליסימו של צבא פורטוגל, עצר בתמיכת אמו, קרלוטה ז'ואקינה מספרד, כמה מנהיגים צבאיים ואזרחיים של המדינה באשמת תמיכה בליברליזם שחולל אביו, ז'ואאו השישי, מלך פורטוגל, ואסר אותם בטירת סאו ז'ורז'ה ובמגדל בלן. דום מיגל הורה לצור על הארמון שבו שהה המלך מלווה ביועצו האנגלי, גנרל ויליאם קאר ברספורד.
הסגל הדיפלומטי המוצב בפורטוגל, במיוחד השגריר הצרפתי, ניסו ליישב את ההדורים בין הבן לאביו. הם השיגו הסכם שלפיו הצבא נסוג חזרה למחנותיו, ואילו העצורים נשארו כלואים. בתחילת מאי הדיפלומטים סייעו למלך ז'ואאו השישי להגיע ולקבל מחסה באוניית קו בריטית. שם, בחסות תותחי האנייה, נקט המלך כמה צעדים: הוא הדיח את בנו, דום מיגל, מהפיקוד על הצבא, הורה לשחרר אסירים פוליטיים ולעצור את תומכי בנו. דום מיגל עצמו אולץ לצאת לגלות בווינה (דרך צרפת), קרלוטה ז'ואקינה הושמה במאסר בית באחד הארמונות והמרידה הגיעה לסיומה.
ערך זה הוא קצרמרבנושא היסטוריה ובנושא פורטוגל. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ו.
מקדש פאהארפור

הסטופה המרכזית במקדש בפאהארפור
מקדש פאהארפור (בנגלית পাহাড়পুর বৌদ্ধবিহার - "פָּהָרְפּוּר בּוֹאוּדְהוֹבִּיהָר" קרי "המקדש הבודהיסטי של פהרפור") בכפר פאהארפור בצפון-מערב בנגלדש הוא אחד המקדשים הבודהיסטים הידועים בדרום אסיה ואחד האתרים הארכאולוגים החשובים במדינה. משמעות השם היא "משכן ההר" (פאהאר - הר; פור - משכן, עיר, כפר). בשנת 1985 הוכרז המקום כאתר מורשת עולמית.
היסטוריה

לפי חותמים שנמצאו באתר, המקדש נבנה על ידי המלך דהארמאפאלה, השליט השני של אימפריית פאלה שמלך בשנים 781-821. במאה ה-11 חרב המקדש בשריפה בעת כיבוש המקום על ידי ממלכת ונגה. כמאה שנים לאחר מכן חודש המקדש, אולם במחצית השנייה של המאה ה-12 החל שוקע, ולבסוף נינטש במהלך המאה ה-13, כאשר האזור נשלט על ידי המוסלמים.
האתר התגלה מחדש בתחילת המאה ה-19 ונערכו בו מחקרים מוגבלים בשנת 1879 בשל התנגדות בעליו של השטח. בשנת 1919 הוכרז המקדש כאתר מוגן, ומאז 1923 נערכו בו חפירות ומחקרים משך כעשור שנים. בשנות השמונים של המאה ה-20 המשיכו עבודות המחקר באתר תחת פיקוחה של מחלקת הארכולוגיה של בנגלדש.
המקדש

המקדש משתרע על פני תא שטח רבוע ששטחו 75,000 מ"ר, ואורך כל אחת מצלעותיו הוא כ-274 מטר. השטח מוקף בחומה ברוחב של 5 מטר ובגובה של 3.6 עד 4.5 מטר, שבה קבועות שתי כניסות - הראשית בצידו הצפוני של המתחם, והאחרת בצידו המזרחי. 177 תאים ששימשו את הנזירים למגורים ולמדיטציה משתרעים לאורך פרוזדורים הקבועים בחומות המקדש. בצד הצפוני 45 תאים וביתר 44 תאים בכל צד. גודלו של כל תא הוא 4.26 על 4.11 מטר והגישה אליהם היא באמצעות גרמי מדרגות מהחצר המרכזית.
בשטח המקדש עצמו שוכנים מקדשים משניים, סטופות ומבנים אחרים, ובהם קבוצה של חמש סטופות ודגם קטן של הסטופה המרכזית הניצבים כולם בפינה הדרום-מזרחית של המתחם, וקבוצת מבנים ששימשו לצרכים מנהלתיים בפינתו הצפון-מזרחית. בחלקו המערבי של המתחם כמעט ולא הוקמו מבנים. מבנים נוספים כוללים מטבח, חדר אוכל ובארות.
במרכזו של המתחם ניצבת הסטופה המרכזית שצורתה כשל צלב שבין זרועותיו בליטות מרובעות. הסטופה היא מבנה מדורג בן שלוש טרסות הנישא לגובה של 21 מטר. בשתי הטרסות התחתונות שבילים עגולים היקפיים ותו לא (השביל ההיקפי של הטרסה התחתונה מכוסה כעת באדמה), אך קירותיהן של שתי הטרסות מכוסים בתבליטי טרקוטה. בטרסה העליונה ניצבים ארבעה מקדשי משנה הקבועים בכל אחד מצדדיה ואל כל אחד מהם מוליכה מבואה.
במתחם נמצאו ממצאים רבים המתוארכים למאה ה-5 עד המאה ה-12, בהם: 63 פסלים שכולם למעט אחד מוקדשים לפולחן ברהמה, כ-2,800 לוחות טרקוטה ש-2,000 מהם עדיין קבועים בקירות המקדש, כלי בית, מטבעות, חותמות וכיוצ"ב. הממצאים מוצגים במספר מוזיאונים ברחבי המדינה.
תבליטים בטרסה התחתונה בסטופה המרכזית
מרבו אפריקני

| מרבו אפריקני |
| --- | --- |

מצב שימור
 conservation status: least concern ללא חשש (LC)‏
מיון מדעי
ממלכה:: בעלי חיים
מערכה:: מיתרניים
על־מחלקה:: בעלי ארבע רגליים
מחלקה:: עופות
סדרה:: חסידאים
תת־סדרה:: תרופודה
משפחה:: חסידתיים
סוג:: מרבו
מין:: מרבו אפריקני
שם מדעי
 Leptoptilos crumeniferus ‏לסון, 1831
תחום תפוצה


מרבו באתיופיה
מרבו ניזון מנבלה לצד נשרים
מרבו אפריקני (שם מדעי: Leptoptilos crumeniferus), מין עוף גדול, אוכל נבלות, בסוג מרבו שבמשפחת החסידתיים. המרבו האפריקני מצוי ומתרבה באפריקה שמדרום לסהרה, בבתי גידול צחיחים ולחים כאחד, לעיתים תכופות בסמוך לריכוזי התיישבות אנושיים ובפרט אתרי אשפה. המרבו הוא מזדמן נדיר ביותר בישראל.