בהירות

באסטרונומיה, בהירות או בהירות נראיתאנגלית: Apparent Magnitude) היא סקאלה יחסית המציינת את שטף הקרינה האלקטרומגנטית של כוכבים ושל גרמי שמים אחרים, שהיה מגיע אל כדור הארץ, אלמלא הייתה קיימת האטמוספירה (אשר מקטינה את השטף עקב בליעת אור). הבהירות מצוינת על סקאלה לוגריתמית יורדת, בה ככל שהערך גבוה יותר - השטף נמוך יותר, כלומר גרם השמיים יותר "כהה". הבהירות מסומנת בדרך כלל על ידי האות m.

בעת מדידת בהירות משתמשים במסנן תדרים, שבורר תחום תדרים מסוים מספקטרום האור של הכוכב. לרוב מקורות האור יש בהירות שונה בתחומי תדרים שונים, ועל כן בציון בהירות של כוכב יש לציין גם את המסנן שבו נעשה שימוש בעת המדידה. אם לא מצוין מסנן, הכוונה לבהירות בתחום האור הנראה.

Lyra
בעת הגדרת סקאלת הבהירות, נבחר הכוכב וגה בקבוצת הכוכבים נבל ככוכב ייחוס ובהירותו הוגדרה כ-0. היום, מסיבות טכניות, בהירותו של וגה היא 0.03. במפת כוכבים זו גודל העיגולים מייצג את בהירות הכוכבים

היסטוריה

האסטרונום תלמי, בספרו אלמגסט, מתאר נוהג המיוחס להיפרכוס, לסווג את הכוכבים לשש דרגות על פי מידת הבהירות שלהם. על פי נוהג זה, דרגה 1 ציינה את הכוכבים הבהירים ביותר, ודרגה 6 את הכוכבים העמומים ביותר.

בשנת 1856 פרסם נורמן פוגסון (Norman Robert Pogson) את סקאלת הבהירות המוכרת כיום. היא מבוססת על הסקאלה הקדומה של היפרכוס ותלמי. פוגסון קבע יחס של 100 (ליניארי) בעוצמת שטף הקרינה בין דרגה 1 לבין דרגה 6, או במילים אחרות יחס של בין שתי דרגות עוקבות. פוגסון בחר בסולם לוגריתמי, בעקבות חוק ובר-פכנר שהיה מקובל אז, לפיו התפיסה האנושית יחסית ללוגריתם של העלייה בעוצמה של הגודל הפיזיקלי. היום מקובל שחוק החזקה של סטיבנס (Stevens' power law) הקובע שהתפיסה האנושית של הראייה יחסית לשורש ריבועי של עוצמת האור, מדויק יותר ועל כן סקאלת הבהירות לא מתארת בצורה מדויקת את תפיסת הבהירות האנושית. כך למשל, כוכב בדרגה 1 נראה לעין כבהיר יותר מכוכב מדרגה 2, אבל לא באותה מידה שבה כוכב מדרגה 2 נראה בהיר יותר מכוכב בדרגה 3.

הסקאלה של פוגסון הורחבה לבהירויות חזקות מדרגה 1 (כלומר בהירות קטנה מ-1) ולבהירויות חלשות מדרגה 6 (כלומר בהירות גבוהה מ-6). בתחילה, נקודת הייחוס נקבעה בעזרת בהירותו של פולאריס כבהירות 2, אולם משהתברר כי פולאריס הוא כוכב משתנה, הוחלט שהכוכב וגה ישמש ככוכב ייחוס, ובהירותו נקבעה ל-0. תכונתו של וגה ככוכב שבהירותו כמעט שלא משתנה בטווח רחב של תדרים סייעה בבחירה בו ככוכב הייחוס. כיום, מסיבות טכניות ולאחר מדידות מדויקות יותר, מוגדרת בהירותו של וגה בתור‏ 0.03.

סקאלת הבהירות

Position Alpha Cma
מיקומו של סיריוס, הכוכב הבהיר ביותר בשמים. בהירותו של סיריוס היא 1.46-

סקאלת הבהירות היא סקאלה לוגריתמית הפוכה, כך שערך הבהירות יורד ככל שמקור האור בהיר יותר. בעקבות הסקאלה של פוגסון (לעיל), הפרש של 5 יחידות בהירות מוגדר כהבדל של פי 100 בשטף האור, ולכן הבדל ביחידת בהירות אחת הוא הבדל של פי בשטף האור. הקשר בין שטף כוכב לבהירותו נתון בנוסחה:

ZP הוא קבוע שנקרא נקודת האפס של סולם הבהירות (ובאנגלית: Zero Point). מקורו של המקדם 2.5 בכך שבנוסחה נעשה שימוש בלוגריתם עם בסיס 10, כפי שמקובל בהנדסה. 2.5 הוא 5 מחולק ב-2, באשר מקורו של ה-5 בשורש החמישי שבו השתמש פוגסון; וה-2 הוא הריבוע של 10 כדי לקבל 100, שהוא גורם ההכפלה שהציע פוגסון.

כאמור לעיל, הכוכב וגה נבחר ככוכב שבהירותו 0, ובהירויות שאר הכוכבים כוילו לפיו. כיום, בעת ביצוע מדידות פוטומטריות, נהוג למדוד בהירויות ביחס לכוכבי-ייחוס, שבהירותם ידועה ומנוטרת באופן תדיר.

שני כוכבים שיוצרים כמויות שטף 1‏f, ‏2‏f בהתאמה, ייראו בבהירויות של 1‏m, ‏2‏m בסקאלה לוגריתמית, לפי הקשר:

או:

בנוסחאות שלעיל מופיע יחס בין שני גודלי שטף, ואין חשיבות ליחידות בהם הוא מבוטא. בצורה זו שינויים במערכת המדידה, גובה הכוכבים מעל האופק או מידת זיהום האור מאבדים מהשפעתם, כך שאין צורך לכייל את הסקאלה מחדש בעת מדידת בהירותו של עצם לא מוכר, וניתן להסתפק בהשוואת השטף שלו לשטף של כוכבים מוכרים, דבר המהווה יתרון גדול.

שטף האור המגיע לצופה על פני כדור הארץ מכוכב שבהירותו m=5 גדול פי 2.512 מהשטף של כוכב שבהירותו 6, או פי 2.5122 מכוכב שבהירותו 7. כאשר אומרים שכוכב מסוים נמצא בדרגת בהירות 1, מבלי לציין את הבהירות המדויקת, הכוונה היא שבהירותו הנראית היא בין 1.5 ל-0.5.

בהירות גבולית

בהירות גבולית היא הבהירות שמעבר לה עצם שמיימי חשוך מכדי להבחין בו. נהוג לומר שהבהירות הגבולית לעין בלתי מצוידת היא 6, אך מרבית האנשים שראייתם תקינה רואים מעל 6.5, וישנם שרואים יותר מכך.
שימוש בטלסקופ מעלה את ערך הבהירות הגבולית במידה ניכרת. לטלסקופ שרדיוס המראה/עדשה שלו הוא R (במילימטרים), הבהירות הגבולית ניתנת לחישוב על פי הנוסחה

יש לזכור שזו נוסחה עבור רגישות עין ממוצעת, ובפועל ישנם הבדלים גדולים בין רגישות העיניים של אנשים שונים.

שיטות פוטומטריות

הבהירות של הגוף השמיימי נמדדת תוך שימוש במסנן המעביר אורכי גל מסוימים. הגדרת אוסף מסננים סטנדרטי נקראת שיטה פוטומטרית (Photometric system). השיטה הפוטומטרית הראשונה שהוגדרה הייתה שיטת UBV והיא משמשת עד היום לסיווג כוכבים. לפי שיטה זו מודדים את הבהירות בעזרת שלושה מסננים. המסנן הראשון מעביר את תחום האור הנראה (visual) והוא מדמה בקירוב את תגובת העין האנושית. הבהירות הנמדדת בעזרת מסנן זה, שאורך הגל המרכזי שלו נמצא ב-540 ננומטר, מסומנת כ-mV או כ-V. הבהירות הנמדדת בעזרת המסנן השני, שמרכזו ב-442 ננומטר, אורך גל המתאים לאור כחול (blue), מסומנת כ-mB או כ-B, והבהירות של המסנן השלישי שמרכזו ב-364 ננומטר, בתחום האור העל-סגול (UV), מסומנת כ-mU או כ-U.

ניתן ללמוד פרטים רבים על אופיו של כוכב על ידי מדידה עם מספר מסננים. לווגה, למשל, יש בהירות כמעט שווה כשהיא נמדדת בשלושת המסננים של שיטת UBV, ותחילה היא הוגדרה כ-0 בשלושתם. אולם, מצב כזה אינו טיפוסי ולרוב הכוכבים יש בהירות שונה כשהמדידה מתבצעת עם מסננים שונים. הטמפרטורה של הכוכב יכולה להיקבע בדיוק גבוה בעזרת חישוב ההפרש בין הבהירות באורכי גל שונים. כך למשל, ההפרש B-V שנקרא אינדקס צבע נותן אינדיקציה ישירה לצבע של הכוכב. קביעת הצבע מאפשרת לחשב את הטמפרטורה של פני השטח שלו, בהתאם לתכונות של פליטת גוף שחור.

כיום משמשות מספר שיטות פוטומטריות, ובהן כאלו שיש בהן יותר מסננים, המכסים תחומי תדרים נוספים, כמו למשל אור תת-אדום. חלק מהמסננים מתאימים לאורכי גל שלא מסוגלים לחדור דרך אטמוספירת כדור הארץ, ולכן הם נמצאים בשימוש רק במדידות המתבצעות בעזרת לוויינים או כלי טיס אחרים שמגיעים לקצה האטמוספירה או יוצאים ממנה.

הקשר לבהירות המוחלטת

הבהירות תלויה במרחק של גרם השמים מכדור הארץ; וכן בבהירות המוחלטת (M) של גרם השמיים, שמושפעת מאופי פליטת האור שלו.

הבהירות הנראית גדלה עם העלייה בבהירות המוחלטת, והיא פוחתת בעבור מרחקים הולכים וגדלים מהמקור. הקשר בין הבהירות המוחלטת (M) לבהירות הנראית (m) נתון על ידי הנוסחה:

הגודל DL קרוי מרחק הבהירות, והוא שווה למרחק מהמקור ביחידות פרסק (כ-3.2616 שנות אור) עבור עצמים קרובים. כשמדובר במרחקים גדולים, יש לקחת בחשבון את השפעת עקמומיות המרחב, לפי תורת היחסות הכללית, ולהכניס תיקון לערכו של DL.

כמו בנוסחת הבהירות הלוגריתמית שלעיל, מקורו של הגורם 5 בשימוש בלוגריתם לפי בסיס 10, בתוספת גורם 2 שמקורו בריבוע המרחק.

המספר 1 שבתוך הסוגריים גורם לכך, שהבהירות הנראית של עצמים שמרחקם מהצופה 10 פרסק, שווה בגודלה לבהירות המוחלטת.

בהירות השוואתית של עצמים שונים

בהירות עצם
26.73- השמש (בהירות פי 449,000 יותר מירח מלא)
12.6- ירח מלא
8.0- בהירות מרבית של לוויין אירידיום
6.0- בהירות מוערכת של הסופרנובה 1054 שנצפתה ב-4 ביולי 1054 על ידי הסינים
5.7- בהירות מרבית של תחנת החלל הבינלאומיתפריגיאה, 100% הארה)[1]
4.7- בהירות מרבית של נוגה
3.9- גבול הבהירות (התחתון) של עצם בו ניתן לצפות במשך היום בעין בלתי מזוינת
3.0- בהירות מרבית של מאדים
2.8- בהירות מרבית של צדק
1.9- בהירות מרבית של כוכב חמה
1.46- סיריוס - הכוכב הבהיר ביותר
0.72- קאנופוס - הכוכב השני בבהירותו
0.27- אלפא קנטאורי - מערכת הכוכבים הקרובה ביותר למערכת השמש
0.24- בהירות מרבית של שבתאי
0.04- ארקטורוס - הכוכב הבהיר ביותר בשמי הצפון
0.03+ וגה - הכוכב שבמקור בהירותו נקבעה בתור בהירות אפס
0.08+ קאפלה
0.12+ ריג'ל
0.38+ פרוקיון
0.46+ אכרנר
0.5+ ביטלג'וז (כוכב משתנה)
3.0+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות בסביבה עירונית. בהירות השיא של סופרנובה 1987A, בענן מגלן הגדול.
3.4+ הבהירות של גלקסיית אנדרומדה
4.6+ בהירות מרבית של גנימד, הירח הבהיר ביותר במערכת השמש להוציא הירח של כדור הארץ
5.5+ בהירות מרבית של אורנוס
6.5+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות בעין בלתי מזוינת בתנאים אופטימליים
6.7+ בהירות מרבית של כוכב הלכת הננסי קרס
7.7+ בהירות מרבית של נפטון
9.5+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות במשקפת בעלת קוטר עדשה של 50 מ"מ
12.6+ הקוואזר הבהיר ביותר 3C 273 במרחק 2.4 מיליארד שנות אור
13.65+ בהירות מרבית של פלוטו (בהירות חלשה פי 1,148 מיכולת הצפייה בעין בלתי מזוינת)
18.7+ בהירות מרבית של כוכב הלכת הננסי אריס
23.0+ בהירות מרבית של ניקס והידרה, ירחי פלוטו הזעירים
27.0+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות בטלסקופ קרקעי בקוטר 8 מטרים, בהירות של סטיקס (ירח)
31.5+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות בטלסקופ החלל האבל
36.0+ גבול הבהירות של עצם בו ניתן לצפות בטלסקופ הקרקעי העתידי E-ELT
38.0+ גבול הבהירות הצפוי עבור הטלסקופ הקרקעי OWL בקוטר 100 מטרים, שבנייתו בוטלה בינתיים

ראו גם

קישורים חיצוניים

    M21

    M21 (מ-Messier 21, או NGC 6531) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים קשת הנמצא במרחק של כ-4,250 שנות אור ממערכת השמש ומכיל בין 50 ל-60 כוכבים.

    M23

    M23 (מ-Messier 23, או NGC 6494) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים קשת הנמצא במרחק של כ-2,150 שנות אור ממערכת השמש ומכיל לפחות 150 כוכבים שזוהו.

    M36

    M36 (מ-Messier 36, או NGC 1960) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים עגלון הנמצא במרחק של כ-4,100 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-60 כוכבים.

    M37

    M37 (מ-Messier 37, או NGC 2099) הוא צביר פתוח עשיר בקבוצת הכוכבים עגלון הנמצא במרחק של כ-4,400 שנות אור ממערכת השמש ומכיל מאות כוכבים.

    M38

    M38 (מ-Messier 38, או NGC 1912) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים עגלון הנמצא במרחק של כ-4,200 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-70 כוכבים.

    M40

    M40 או וינקה 4 (Winnecke 4 או WNC 4) הוא כוכב כפול עמום בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה ואחד משני העצמים היחידים בקטלוג מסיה שאינם ערפילית, צביר כוכבים או גלקסיה (השני הוא M73).

    M49

    M49 (מ-Messier 49 או NGC 4472) היא גלקסיה אליפטית בקבוצת הכוכבים בתולה הנמצאת במרחק של כ-60,000,000 שנות אור. עם דרגת בהירות 8.4 זו הגלקסיה הבהירה ביותר מבין הגלקסיות שבצביר הבתולה והראשונה שהתגלתה מבין גלקסיות הצביר. כמו כן זו הגלקסיה השנייה שהתגלתה מחוץ לקבוצה המקומית (אחרי M83).

    M50

    M50 (מ-Messier 50, או NGC 2323) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים חד-קרן הנמצא במרחק של כ-3,200 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-200 כוכבים.

    M52

    M52 (מ-Messier 52, או NGC 7654) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים קסיופאה הנמצא במרחק של כ-5,000 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-200 כוכבים.

    בהירות מוחלטת

    בהירות מוחלטת (Absolute magnitude) היא גודל אסטרונומי המתאר מה הייתה בהירותם של כוכבים לו היה מרחקם מכדור הארץ שווה ל-10 פארסק (כ-32.6 שנות אור). מסומנת באות M (להבדיל מהבהירות הנראית המסומנת באות m). הבהירות המוחלטת נמדדת בסולם לוגריתמי.

    חשיבותה של הבהירות המוחלטת נובע מירידת עוצמת האור עם ריבוע המרחק מן הצופה (המודד). לדוגמה, שני כוכבים אשר בהירותם המוחלטת זהה אולם מרחקו של אחד מהם מן הצופה הוא כפול - עוצמת האור המגיעה ממנו תהיה קטנה פי ארבעה לעומת זו של הכוכב הקרוב יותר. לבהירות המוחלטת חשיבות גדולה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, אשר באמצעותה נקבע סיווג הענף של כוכבים שונים (ננס, כוכב סדרה ראשית או ענק).

    גלקסיית הסומבררו

    גלקסיית הסומבררו הידועה גם בשמות M104 (מ-Messier 104) ו-NGC 4594, היא גלקסיה ספירלית נטולת מוט בקבוצת הכוכבים בתולה, הממוקמת במרחק של כ-30 מיליון שנות אור מכדור הארץ. יש לה גרעין חם, תפיחה מרכזית יוצאת דופן בגודלה, ושביל אבק בדיסקה הנוטה שלה. שביל האבק האפל והתפיחה משווים לגלקסיה צורה דמוית סומבררו. אסטרונומים חשבו בהתחלה שלגלקסיה יש רק הילה קטנה, המעידה על גלקסיה ספירלית, אבל טלסקופ החלל שפיצר גילה שההילה מסביב לגלקסיה היא גדולה ומאסיבית יותר ממה שחשבו בעבר, ומעידה על גלקסיה אליפטית ענקית. לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 8.0 והיא נראית בקלות בטלסקופים של חובבים. התפיחה הגדולה, החור השחור העל-מסיבי ושביל האבק מושכים את תשומת לבם של אסטרונומים מקצועיים. גלקסיית הסומבררו היא העצם הראשון בקטלוג מסיה שלא הוכנס אליו על ידי שארל מסיה אלא הוסף אליו במאה ה-20 על ידי האסטרונום הצרפתי קאמי פלמריון.

    הסדרה הראשית

    הסדרה הראשית הוא מונח באסטרונומיה, המתאר את רצף הכוכבים המופיע בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל (דיאגרמת HR), תרשים המסווג כוכבים לפי צבע לבהירות מוחלטת, הנקרא על-שם שני מפתחיו - איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל. כוכבים המופיעים על עקומה זו בתרשים, מכונים כוכבי הסדרה הראשית, או כוכבים ננסים.

    לאחר תהליך היווצרותו של כוכב, הוא מייצר אנרגיה בליבתו החמה והדחוסה באמצעות היתוך גרעיני של אטומי מימן להליום. במהלך שלב זה של חייו הוא נמצא על הסדרה הראשית, במיקום הנקבע בעיקר על ידי המסה שלו, אך גם על סמך הרכבו הכימי וגורמים נוספים. בהכללה, ככל שהכוכב מסיבי יותר, כך קצרה יותר תוחלת החיים שלו על הסדרה הראשית. כאשר נגמר מלאי המימן בליבה, עובר הכוכב לשלב הבא בחייו, ומתרחק מהסדרה הראשית.

    לעיתים מחלקים את הסדרה הראשית לחלק עליון ולחלק תחתון, בהתאם לתהליכים המשמשים את הכוכב להפקת אנרגיה. כוכבים בעלי מסה הפחותה מ-1.5 מסות שמש בערך, מתיכים אטומי מימן יחד ברצף של שלבים, המכונה שרשרת פרוטון-פרוטון, על מנת ליצור הליום. מעל מסה זאת, בחלק העליון של הסדרה הראשית, תהליך ההיתוך הגרעיני יכול לעשות שימוש באטומי פחמן, חנקן וחמצן כמתווכים בתהליך הפקת ההליום מאטומי המימן.

    בשל הפרש הטמפרטורות בין ליבת הכוכב לבין פני השטח שלו, אנרגיה מועברת מבעד לשכבות המרכיבות את הכוכב, עד שהיא פורצת החוצה, אל הפוטוספירה. שני המנגנונים המשמשים להעברת האנרגיה הזאת דרך הכוכב הם קרינה והסעה, כאשר כל אחד מהם משמש בהתאם לתנאים המקומיים. הסעה מתרחשת בעיקר באזורים בעלי הבדלי טמפרטורה גבוהים, אטימות גבוהה, או שניהם. כאשר מתרחשת הסעה באזור הליבה, היא מניעה את אטומי ההליום שנוצרו, כך שנשמרת הפרופורציה המתאימה של דלק (מימן) הנדרשת עבור היתוך גרעיני.

    כוכב משתנה

    כוכב משתנה הוא כוכב שבהירותו כפי שהיא נראית מכדור הארץ אינה קבועה ומשתנה עם הזמן. הסיבה לשינוי יכולה להיות שינויים בעוצמת ההארה של הכוכב או חסימה זמנית של אורו בכיוון כדור הארץ. למעשה כל הכוכבים משתנים ברמה זו או אחרת לאורך זמן חייהם, כך שהמונח מתייחס להשתנוּת על פני פרקי זמן קצרים ביחס לאורך חיי הכוכב, בדרך כלל בין דקות למאות שנים.

    ערפילית הנשר

    ערפילית הנשר (באנגלית: Eagle Nebula, מקוטלגת כ-M16 וכ-NGC 6611) היא צביר כוכבים פתוח בקבוצת הכוכבים זנב הנחש, המוקף בענני אבק וגז היוצרים ערפילית פליטה. שמה ניתן לה על שום צורתה המזכירה נשר. ערפילית זו היא נושא של תמונות מפורסמות שצולמו על ידי טלסקופ החלל האבל, המראה עמודים של גז ייצור כוכבים בערפילית.

    צביר ברווז הבר

    צביר ברווז הבר (נקרא גם Messier 11 ,M11, או NGC 6705) הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים מגן הנמצא במרחק של כ-6,000 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-2,900 כוכבים, אחד הצבירים הפתוחים העשירים ביותר המוכרים כיום.

    צביר תלמי

    צביר תלמי (נקרא גם Messier 7 ,M7, או NGC 6475) הוא צביר פתוח בהיר במיוחד וקל לצפייה בקבוצת הכוכבים עקרב הנמצא במרחק של כ-800 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-80 כוכבים.

    קונסוליה

    קונסוליה היא נציגות דיפלומטית ברמה נמוכה משגרירות וגבוהה מ"משרד אינטרסים". בראש הקונסוליה עומד הקונסול. כאשר הקונסוליה מספקת את כל השירותים שמספקת שגרירות, כולל שירותים קונסולריים מלאים, היא תיקרא קונסוליה כללית והעומד בראשה יהיה קונסול כללי.

    בדרך כלל ממוקמת הקונסוליה מחוץ לעיר הבירה, בערים בהן יש למדינה המפעילה את הקונסוליה אינטרסים מסחריים, תרבותיים או פוליטיים. כך למשל, לישראל קונסוליה כללית בניו יורק מלבד השגרירות בוושינגטון וקונסוליה באיסטנבול מלבד השגרירות שבאנקרה. לעיתים פועלת הקונסוליה לצד השגרירות באותה עיר. כך למשל בעיר תל אביב ישנה שגרירות רוסית ובאתר אחר בעיר קונסוליה רוסית המטפלת במכלול העניינים הקונסולריים (דרכונים לאזרחי רוסיה, אשרות כניסה לרוסיה ועוד).

    ככלל הקונסוליה מטפלת בכלל היחסים הבילטרליים בין המדינה המארחת לבין המדינה שהקונסוליה שלה. עניינים מדיניים אינם בתחום הפעולה הרגיל של הקונסוליה ועובדי הקונסוליה ובראשם הקונסול מסתפקים בפעילות הסברה בלבד.

    לעיתים קונסוליה מוקמת במקום שבו ישנה אי בהירות לגבי מעמדה הבינלאומי של המדינה בה ממוקמת הקונסוליה. על מנת לשמר את הקשרים עם המדינה שבה הקונסוליה מחד ועל מנת שלא לפגוע באינטרסים מדיניים אחרים של המדינה שלה הקונסוליה מאידך, נוהגות מדינות במקרים כאלו לכנות את המשלחת הדיפלומטית שלהן קונסוליה ולא שגרירות. במקרה כזה עוסק הקונסול גם בעניינים מדיניים.

    דוגמה שניתן להביא מיחסי החוץ של ישראל בעשור הראשון לקיומה היא חלק ממדינות העולם העדיפו שלא להגדיר את הנציגויות שלהן בישראל ברמה של שגרירות והסתפקו בקונסוליה בלבד. כך למשל נהגו הודו, אתיופיה, פורטוגל ועוד.

    שחור-לבן

    צילום שחור-לבן הוא מונח המשמש בעיקר בתחום הקולנוע והצילום לתיאור צורות שונות של טכנולוגיה חזותית. בצילום שחור-לבן התמונה מורכבת מווריאציות שונות של בהירות ולא מווריאציות בצבעים. תמונות שחור-לבן טיפוסיות אינן מורכבות מגוני שחור ולבן בלבד אלא בעיקר מגוונים אפורים, ולעיתים גם מצבעים אחרים, כגון תמונות ספייה (Sepia; תצלום בגוון חום-כהה).

    רוב הטכנולוגיות החזותיות נוצרו בתחילה בצבעי שחור-לבן ורק בהמשך פותחו בצבע:

    הצילום היה בתחילה שחור-לבן, מאמצע המאה העשרים הצילום בצבע הפך לסטנדרט בצילום מסחרי וחובבני אולם השימוש בצילום שחור-לבן נמשך מטעמים אמנותיים או להשגת אפקטים שאי אפשר להשיגם בצילום צבע.

    עיתונים רבים וחומרים מודפסים אחרים מודפסים בשחור-לבן עד היום. לרוב, עמודי הצבע מוגבלים לדף השער ולעמודים בולטים בעיתון, ושאר העמודים בעיתון מודפסים בשחור-לבן כדי לחסוך בעלויות.

    סרטי הקולנוע והסרטים המצוירים נוצרו בתחילה בשחור-לבן. רק מאמצע המאה העשרים הסרטים בצבע הפכו לסטנדרט. אף על פי כן, גם כיום נעשה לעיתים שימוש בסרטי שחור-לבן בקולנוע מטעמים אמנותיים (לדוגמה, בסרטים "רשימת שינדלר" (1993) ו"עיר החטאים" (2005)).

    בתחילה היו שידורי הטלוויזיה בשחור-לבן. שידורי הטלוויזיה בצבע הפכו לסטנדרט במהלך שנות השבעים.

    תחבורה ציבורית

    תחבורה ציבורית (ראשי תיבות: תחב"צ או תח"צ) היא שם כללי למערך תחבורה המסיע אנשים שלא ברכבם הפרטי. במקרים רבים נמצא מערך התחבורה הציבורית בפיקוח ממשלתי או עירוני. התחבורה הציבורית פועלת במקביל בתוך הערים וכן בדרכים בין-עירוניות ומחולקת למערכי הסעת המונים ולמערכי הסעת נוסעים בודדים, בנתיב מוגדר מראש או במסלול מותאם. לקווי התחבורה הציבורית לוחות זמנים קבועים, בהתאם לתכיפות ותדירות השימוש בהם.

    תחבורה ציבורית ממונעת החלה את דרכה לפני הרכב הפרטי. המצאת רכבות הקיטור והחשמליות במאה ה–19 הביאו לפריצת דרך בתחום התחבורה. אולם לאחר המצאת הרכב הפרטי, שהיה בזמנו נוח יותר, הפופולריות של התחבורה הציבורית ירדה בצורה משמעותית.

    דף זה בשפות אחרות

    This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
    Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
    Images, videos and audio are available under their respective licenses.