סופר נובה בערפילית טרנטולה (וזה לא מדע בדיוני)

העדויות הכתובות היחידות לקיומו של הכוכב הסיני מופיעות בכתבים סיניים עתיקים. כתבים אלה מציינים שהכוכב חלף דרומית מזרחית לטיאן קואן ("שער השמיים", הידוע ביום ככוכב זיטא בקבוצת שור). רק כ-900 שנה מאוחר יותר נפתרה תעלומת הופעתו של הכוכב הסיני הבוהק בהתפוצצות אדירה. שאריות אותה התפוצצות, גז מיונן וטעון, עדיין מתפשטים במהירות של 1000 קילומטרים בשנייה. במרכז השרידים מצוי פולסאר- כוכב קומפקטי הסובב במהירות של 30 פעם בשנייה סביב צירו, כמגדלור לקרינת רדיו. לטענת מדענים, אחד השלבים הסופיים בקריסתו של כוכב מאסיבי תהיה יצירת עצם דחוס ביותר, המכונה פולסאר, בשל הפולסים שהוא משדר ללא הרף. עצם כזה אותר כניצב במרכז ערפילית הסרטן.

כבר עם גילויו של הפולסאר בערפילית הסרטן, נראה היה שאותו אור בוהק שראו הסינים היה גוויעתו של כוכב, כלומר שלב סופי בחייו. מאז אותו אירוע ניצפו מספר תופעות דומות. בשנת 1572 ראה הדני טיכו בראהה כוכב חדש שהופיע בקבוצת קאסיופה. בהירותו של כוכב זה עלתה בהרבה על בהירותו של נוגה. בשנת 1604 צפה יוהאן קפלר, תלמידו של בראהה, בכוכב דומה. תופעה זו של הופעת כוכב חדש כונתה "סופרנובה"- כוכב סופר חדש. המקרים שהוזכרו היו הסופרנובות היחידות שנצפו בשביל החלב, ולצערנו כולן לפני עידן המיכשור המודרני באסטרונומיה (רק ב-1609 החלו להשתמש בטלסקופ לצרכים אסטרונומיים). עד לגילוי ב-1987 היתה הסופרנובה שבה צפה קפלר, האחרונה שאפשר היה לראותה ללא טלסקופ.

אימות המודל
האסטרונומים אשר ניסו לפענח את תעלומת הסופרנובה הניחו, שבשלב הסופי של כל כוכב מאסיבי נוצר כוכב קומפקטי. כפי שיוסבר בהמשך, גוף קומפקטי כזה עשוי להיות כוכב ניוטרונים או חור שחור. כל המודלים שנוצרו כדי להסביר את התופעה הראו, שהיווצרות גוף קומפקטי מלווה בהתפוצצות סופרנובה. הצרה היתה, שאף מודל לא הסביר מדוע מתרחשת ההתפוצצות בשלב שבו הכוכב קורס. המנגנון ההופך את קריסת הכוכב להתפוצצות, המעיפה את רוב החומר שממנו הוא עשוי לא היה מובן. האסטרונומים צפו אמנם בסופרנובות שהתרחשו בגלקסיות רחוקות מאד, אך אלה לא עזרו להבנת הבעיה. רבים התפללו לסופרנובה קרובה יותר, אם אפשר בשביל החלב עצמו, כשי שנוכל להבין סוף סוף את דרך מותו של כוכב והפיכתו לכוכב ניוטרונים.

התצפיות על גלאקסיות רחוקות לקו בחסר משתי סיבות:
א. איבוד מידע כתוצאה ממרחקו העצום של הגלאקסיות האלה. הקרובה ביותר רחוקה מאיתנו מליוני שנות אור. האור הבא מההתפוצצויות הללו מתפזר בחלל ונבלע על-ידי חומר בין-גלאקטי. בדרך זו אובדת אינפורמציה רבה, בעיקר זו העשויה ללמד אותנו על הדקויות ועל השלבים הקריטיים בהיווצרות כוכבי הניוטרונים.

ב. מעצם הגדרתה הסופרנובה היא תופעה שאינה ניתנת לחיזוי, כך שלמרות שקיימים ציידי סופרנובות מקצועיים, ההצלחה ב"לכידת" הרגעים הראשונים של ההתפוצצות קשה מאד. עשרות הדקות הראשונות קריטיות במיוחד להבנת התהליך כולו. כאשר הסופרנובה מתגלה באיחור, קשה יותר להבחין בהפרדה לכוכבים בודדים, ואי-אפשר לדעת מה היה אופי הכוכב קודם להתפוצצות.

ברור אם כן, שהאסטרופיסיקאים יחלו לרגע שבו תתגלה סופרנובה קרובה, אם כי לא קרובה מדי. פיצוץ במרחק שנות אור ספורות מאתנו לא ישאיר מדענים כלשהם שיוכלו לעסוק באיסוף הנתונים. מבוקשם של המדענים ניתן להם ב-24 בפברואר 1987. בערב זה הצליח אסטרונום בשם איאן שלטון, קנדי שעבד אותה תקופה במצפה הכוכבים לאס קאמפאנס בצפון צ'ילה, להבחין באור בוהק חדש בתוך הענן הגדול של מגלן (ענן זה הוא גלאקסיה לווינית של שביל החלב).

מיד לאחר מכן נתגלה הכוכב ה"חדש" גם בתצפיות ובצילומים אחרים, הן במצפה בצ'ילה ובהמשך באותו הלילה גם במצפה בניו זילנד. המרחק לענן מגלן הוא כ-170,000 שנות אור "בלבד", והכוכב הזוהר, הסמוך לערפילית המכונה טרנטולה, הפך בעיני רבים לאירוע החשוב ביותר של המאה העשרים (למרות שאירע למעשה לפני מאות אלפי שנים). כל הכלים האסטרונומיים המשוכללים ביותר הופנו מרגע זה ואילך לאותו כיוון ולשם אותה מטרה: פענוח מהותה ומשמעותה של הסופרנובה והבנת התהליך, שהיא חלק ממנו, ב"ביוגרפיה" של הכוכב. השאלה המסקרנת אולי מכל היתה, האם בסופרנובה הזו יתגלה פולסאר- כוכב ניוטרונים הסובב סביב צירו ומשדר גלי רדיו. תעלומה זו עתידה היתה למתוח את העוקבים אחריה משך שנתיים נוספות עד שתבוא על פתרונה.

כשלושה חודשים לאחר שההתפוצצות נצפתה לראשונה, הגיעה הבהירות הנראית של הסופרנובה, שכונתה A1987, לדרגתה המקסימלית. בשלב זה לא היה שום קושי לזהותה בעין, והיא היתה חיוורת רק במעט מכוכב הצפון או מכוכבי הדובה הגדולה. לצערנו אי-אפשר לראות את ענן מגלן מקו הרוחב של ישראל, ובשל כך נמנעה מאיתנו חווית הצפיה ב-A1987. עקומת האור של A1987 לא דמתה לעקומות אור של סופרנובות אחרות. שיא הבהירות הושג, כפי הנראה בהמשך, באיחור בהשוואה לסופרנובות אחרות. אך יחד עם זאת, שטף המידע העצום שהוענק לחוקרים קידם את מחקר הנושא בקפיצות ענק.

תולדות חייו של כוכב
גדולתה של הסופרנובה מנקודת ראותם של החוקרים היא השיעור שהיא עשויה ללמד אותנו לגבי אופן לידתם והתפתחותם של כוכבים. התפתחותו של כוכב דומה להתפתחותו של גוף חי. הכוכב נולד, חי ומת. לידתו של כוכב הינה קריסה של מסה ויצירת גוש גזים אדיר השואף ליפול לתוך עצמו. במקרה של גופים קטנים כדוגמת כוכבי הלכת, לחץ כוח המשיכה (והלחץ הגרווייטציוני) הוא קטן, ודי בכוחות האטומים והמולקולות לבלום את הקריסה. במסות גדולות יותר הלחץ הגרוויטציוני גדול יותר, ומביא לדחיסה עצומה בגרעין הכוכב ולחימומו לטמפרטורות של עשרות מיליוני מעלות. בתנאים אלה מתחילה להתחולל ריאקציית היתוך גרעיני של הפיכת מימן להליום בתהליך הדומה לתהליך המתרחש בפצצת מימן. ריאקציות כאלה משחררות אנרגיה כלפי חוץ-הכוכב וקריסתו נבלמת. משלב זה מצוי הכוכב בשיווי משקל בין הלחץ הגרוויציוני ולחץ האנרגיה המופעל ממרכזו. שיווי משקל זה יישמר כל עוד מצויים בכוכב מספיק חומרי דלק העשויים לקיים את הבעירה הגרעינית במרכזו. בתקופה זו עשויות להתחולל בכוכב תמורות שונות: התנפחות, התכווצות, שינויים מחזוריים בגודלו וכדומה. שינויים אלה נובעים מהשינויים בדרגות ההיתוך בלב הכוכב. ככל שהכוכב מתבגר, החום במרכזו עולה, והיסודות המשתתפים בתהליך הופכים כבדים יותר. בכוכבים מאסיביים הלחץ גדול יותר והכוכב חייב לייצר אנרגיה בכמות גדולה יותר. ככל שהכוכב מאסיבי יותר, הקצב שבו הוא מכלה את האנרגיה הגרעינית שלו מהיר יותר.

המשחק מסתיים כשאוזלים חומרי הדלק. כאשר נגמר הדלק בכוכב שמסתו קטנה, הוא מתכווץ לאיטו והופך ל"ננס לבן", יציב שהולך ומתקרר. הפיסיקאי צ'נדרסקר, הוכיח כי יש גבול למסתו של כוכב שיכול להפוך לננס לבן ויציב. ננס לבן אינו ממשיך לקרוס בגלל שיווי המשקל בין כוח המשיכה שלו ולחץ הניוון של האלקטרונים בחומר. כאשר הכוכב מתכווץ, האנרגיה הגרוויטציונית אמנם גדלה, אולם במקביל גדלים גם הצפיפות וכן גם לחץ הניוון. (כוכבים קלים כדוגמת השמש גוועים ללא אלימות או פיצוץ). השכבות החיצוניות "בורחות" ומשאירות את גרעין הכוכב חשוף ומתקרר לאיטו. בתנאים אלו הכוח הדומיננטי ביותר הדוחה אטומים זה מזה נקרא לחץ של אלקטרונים. תנועתו הבלתי פוסקת שלל האלקטרון מפעילה לחץ הקרוי לחץ ניוון). השגת שיווי משקל בין שני הכוחות הללו (הגרוויטיציה וכוח הניוון) תלויה במסת הכוכב. שיווי משקל בין הכוחות אפשרי רק אם המסה קטנה ממסה קריטית מסוימת הנקראת מסת צ'נדסקר. אם מסת הכוכב הקורס גדולה ממסה זו, הוא לא יבלם על-ידי לחץ הניוון וייאלץ להמשיך בקריסתו.

לחץ הניוון של האלקטרונים אינו מסוגל למנוע קריסה של מסה הגדולה יותר מפעם וחצי מסת השמש. במקרה זה, הלחץ על האלקטרונים יגבר על התנגדותם והכוכב יתמוטט. בשנת 1932, השנה שבה נתגלה הניוטרון, חזה פיסיקאי רוסי בשם לנדאו, שאחד השלבים הסופיים שבקריסתו של כוכב מאסיבי מאד תהיה יצירת עצם דחוס ביותר המורכב מניוטרונים. (בדיקות שנעשו על הפולסאר של ערפילית הסרטן הראו, שאכן מצוי לפנינו כוכב ניוטרונים). עצם זה משנה את עוצמת פליטת האנרגיה שלו בתחום האור הנראה ובתחום קרינת ה-X. ללחץ הניוון של הניוטרונים מספיק לתמוך במסה הגדולה עד פי שלושה ממסת השמש. בשלב זה יהיה גרעין הכוכב שנותר לפליטה במצב דחוס מאד. על מנת שהניוטרונים יגיעו לצפיפות שבה לחץ הניוון יבוא לידי ביטוי, על החומר להיות בצפיפות של מיליארדי טונות לסמ"ק. בשלב זה הכוכב אינו אלא גרעין ענק של אטום.

שני סוגי סופרנובה
מניתוח תצפיות של התפוצציות סופרנובה ניתן להבחין בשני סוגים עיקריים. בשניהם מדובר בכוכב שפולט במשך כמה ימים אנרגיה השווה כמעט לאנרגי הנפלטת על-ידי גלאקסיה שלמה. בבת אחת מגביר הכוכב את עוצמת אורו פי מאות מיליונים ואף יותר. סופרנובות שניצפו בגלאקסיות אחרות האפילו על אורה של כל הגלאקסיה.

סופרנובה מטיפוס I:
הסוג הראשון המכונה TYPE I הוא נדיר, ומאופיין על-ידי עקומות אור דומות. הבהירות גדלה באופן חד בשבועות הראשונים ואז נופלת לאיטה במשך כחצי שנה. סופרנובות מטיפוס זה מופיעות בכל חלקי הגלאקסיה, הן באיזורים של יצירת כוכבים חדשים והן באיזורים המכילים אוכלוסיה זקנה. ההנחה היא שסופרנובה מטיפוס I נוצרות מכוכבים בני מליארדי שנים. מסתם של כוכבים אלה אינה יכולה לעלות על כמה מסות שמש, שאם לא כן היו מכלים מזמן את הדלק הגרעיני שלהם. לכן, סביר להניח שאלו ננסים לבנים, אבל, כפי שהוסבר, ננס לבן יכול להישאר יציב לנצח אם מסתו קטנה ממסת צ'נדסקר. היכן אם כן הסתירה?

הפתרון המקובל היום הוא שסופרנובה מטיפוס I נוצרת מצמד כוכבים, הנקרא מערכת בינארית, שאחד ממרכיביה הוא ננס לבן. חומר מבן הזוג, המכיל מימן, נמשך על-ידי הננס הלבן ונופל על פניו. מימן זה מצטבר על פני הננס ומגדיל באופן מתמיד את מסתו. הטמפרטורה והצפיפות עולות בליבה באופן קיצוני, עד שלבסוף נדלק הפחמן במרכז, ובוער בגל הינע כלפי חוץ, בהשמידו את הכוכב כליל ללא שריד ופליט. התצפיות בשרידי הסופרנובה שנראתה בקסיופיאה בשנת 1572 מאשרות הנחה זו. שום שריד מן הכוכב לא נראה במרכז הגז ההולך ומתפשט.

חישובים שנעשו בשנות השישים מורים שהבעירה אינה פיצוץ, אלא גל של ריאקציות המתקדם בכוכב. במהלך הריאקציות הגרעיניות נוצרת בערך מסת שמש אחת של ניקל רדיואקטיבי, הדועך לקובלט ולברזל בפרקי זמן של חודשים. האנרגיה המשתחררת מדעיכה רדיואקטיבית זו תורמת לבהירות הכללית, ובשל כך הירידה בבהירות לאחר השיא היא איטית.

סופרנובה מטיפוס II:
סוג זה מעניין אותנו כיוון שהוא קרוב לעקומת האור שנצפתה ב-A1987. עקומת האור של טיפוס זה שונה מעקומת האור של טיפוס I. סופרנובות מטיפוס זה שכיחות באיזורים שבהם הכוכבים מאסיביים וצעירים. השלב של בעירת הדלק הגרעיני אינו מסתיים בבעירת ההליום לפחמן וחמצן. הגרעין בכוכב זה דומה לבצל: ליבה של ברזל מוקפת בקליפות סיליקון וגופרית, ומעבר להם קליפות של חמצן, פחמן והליום. המעטפת החיצונית מכילה בעיקר מימן. סופרנובות מסוג זה נוצרות מכוכבים מאסיביים, שהקטנים בהם מכילים כשמונה מסות שמש. במרכז הכוכב יש כאמור גרעין ברזל המוקף מסיליקון הבוער סביבו והופך אף הוא לברזל. מסת הגרעין גדלה עד שהגרעין אינו יכול להמשיך ולבעור בריאקציות גרעיניות. התנגדותו היחידה לקריסה היא הפעלת לחץ הניוון של האלקטרונים, לחץ הנתון כזכור לגבול מסת צ'נדסקר.

ליבת הברזל מגיעה לגבול צ'נדסקר תוך יממה אחת, וקורסת תחתיה תוך פחות משניה. הדחיסה מעלה את טמפרטורות הליבה, ואפשר אולי לצפות שבכך תעלה את הלחץ ותאיט את הקריסה, אולם החימום גורם בדיוק לתוצאה הפוכה: הכוכב הופל לסופרנובה בוהקת.

הלחץ נשלט על-ידי שני גורמים: מספר החלקיקים במערכת והטמפרטורה הממוצעת שלהם. כאשר הליבה מתחממת לטמפרטורה של כחמש מיליארד מעלות, חלק מגרעיני הברזל נשברים לגרעינים קטנים יותר, ובכך מעלים את מספר החלקיקים ואת הלחץ. יחד עם זאת התהליך בולע אנרגיה הנחוצה לפירוק הברזל. אנרגיה זו מגיעה מאלקטרונים, ולכן הלחץ שהם יכולים להפעיל קטן. ההפסד בלחץ האלקטרונים דומיננטי יותר מהעליה במספר החלקיקים, והתוצאה הסופית של התחממות היא האצת הקריסה.

גורם נוסף המביא להאצת הקריסה הוא תהליך הנקרא "לכידת אלקטרון", ובו הופכים פרוטון ואלקטרון לניוטרון. ההסתברות לתהליך זה עולה בגלל עלית הצפיפות בליבה. אובדן האלקטרונים החופשיים גורם גם הוא להפחתת לחץ האלקטרונים ולהאצת הקריסה. בזמן לכידת האלקטרון משתחרר חלקיק חסר מסה ומטען בשם ניוטרינו. לחלקיק זה השפעה מכרעת על התפתחות סופרנובה. בשל אופיו החמקמק לא ניתן כמעט לגלותו בכדור-הארץ. הניוטרינו מסוגל לחדור דרך כדור-הארץ כאילו הוא חמאה.

התאוששותו של גל ההלם
בהמשך התהליך, קורס חלקו הפנימי של גרעין הכוכב פנימה. ברגע שמרכז הליבה מגיע לצפיפות עצומה נוצרת התנגדות משמעותית להמשך הקריסה. התנגדות זו היא הגורם לגל ההלם שהופך את קריסת הכוכב להתפוצצות אדירה. החומר הממשיך ליפול על הליבה הדחוסה יוצר גל הלם הנע החוצה. על פי התיאוריה אמור היה גל ההלם להגיע תוך ימים ספורים לפני הכוכב ולהעיפם החוצה, אלא שהדמיות מחשב הראו, שגל ההלם נעצר מאות קילומטרים בלבד מן הגרעין. נראה היה שאין כל מנגנון מוכר המסוגל להעביר את האנרגיה הנוצרת בקריסה החוצה.

בשנים האחרונות הושגה פריצת דרך. הדמיית המחשב הראתה כי גל ההלם עשוי להתאושש. האחראים להתאוששות זו הם הניוטרונים הנוצרים בכמויות אדירות בליבת הכוכב בתהליך לכידת האלקטרון. מספר הניוטרונים כה רב והצפיפות באיזור גל ההלם כה חזקה, עד שהחומר פוסק מליפול פנימה ונדחף החוצה.

ליבת הכוכב הפכה למעשה לכוכב ניוטרונים. כדי להוכיח את נכונותו של תהליך זה צריך היה להוכיח את היווצרותם של חלקיקי ניוטרינו תוך כדי יצירת כוכב הניוטרונים. גילוי ניוטרינו מ-A1987 אמור היה לספק הוכחה מיוחלת זו, אלא שהסיכוי לכך לא נראה גדול במיוחד. מן המרחק שבו ניצב A1987 לא היו צפויים יותר מחלקיקי ניוטרינו ספורים להגיע לגלאי כלשהו על פני כדור-הארץ. יתרה מזאת, על פי החישובים, שטף הניוטרינו לא אמור להמשך יותר משניות ספורות.

ב-23 בפברואר 1987, בשעה 9:35:41 על-פי שעון ישראל, קלטו באופן סימולטני שני גלאי ניוטרינו את עקבות מבשרי ההתפוצצות העתידה להתגלות כעבור יממה, כאשר יגיעו גלי האור הראשונים מפני הכוכב. (כזכור, גל ההלם מתקדם באופן איטי יותר עד לפני הכוכב, בעוד הניוטרונים נעים כמעט במהירות האור ללא כל הפרעה). גלאים אלה סיפקו את ההוכחה החותכת למודל היווצרות כוכב הניוטרונים בלב הסופרנובה. האור הרב שהפיצה עתה A1987 יצר שתי בעיות: אי-אפשר היה להבחין ויזואלית בכוכב ניוטרונים, ובשל האור הרב אי-אפשר היה לזהות בוודאות איזה כוכב היה A1987 לפני ההתפוצצות.

התשובה לשאלה השנייה ניתנה מהר מאד. מדידות מדויקות של סרטי צילום שעסקו בהנצחת ענן מגלן לפני ההתפוצצות אפשרו לקבוע שמדובר בכוכב הקרוי SANDULEAK 202-69, כוכב שקשה היה להבחין בו בטלסקופ רגיל לפני ההתפוצצות. נראה שמדובר בכוכב כחול ענק שמסתו ההתחלתית 20 מסות שמש. הבעיה היא,שכוכבים כחולים הם כוכבים בראשית דרכם שאינם אמורים להתפוצץ. משך זמן מה נדמה היה שהמיסתורין רק גובר. הפתרון שהוצע הניח, שהכוכב עבר את השלב של על-ענק אדום, הוא השלב הלפני אחרון בחייו. בשלב זה מתנפח הכוכב וגדל למימדים עצומים וצבעו הופך אדום. הקרינה האדירה שיצאה ממרכזו הפריחה חלק ניכר ממסתו לחלל, בתהליך הנקרא "רוח כוכבית". בשלב זה איבד בין 5 ל-10 מסות שמש, ממדיו קטנו, וצבעו חזר להיות כחול. תיאוריה זו נתמכת בעובדה שסך הקרינה שנוצרה ב-A1987 נמוך יחסית לסופרנובות דומות מטיפוס שש.

עקומות האור של A1987 היתה מוזרה מאוד.עלייתה האיטית לקראת מקסימום בהירות היתה ללא אח ורע. כיום, שנתיים מאוחר יותר, נראה שהאחראים לעליה האיטית בבהירות הם יסודות רדיו-אקטיביים כגון קובלט 56, שנוצרו תוך כדי ההתפוצצות. דעיכתם הרדיואקטיבית חיממה את שרידיה המתפשטים של A1987, וגרמה לעליה בבהירות מחד גיסא, ולדעיכה איטית של בהירות הסופרנובה מאידך גיסא. עובדה חשובה היא, שרוב היסודות ביקום נוצרים בשרשרות של היתוך גרעיני מהיר אך ורק בשלב ההתפוצצות. למעשה, אנו חייבים את קיומנו, ואת קיומם של רוב היסודות בטבע, להתפוצצויות אלו, המעשירות את המרחב הבין-כוכבי שממנו נוצרים כוכבים חדשים מדור שני שלישי ועוד, כמו מערכת השמש.

השידור המוצלח מכולם
האקורד האחרון בהצגה הגדולה של הסופרנובה היה ב-18.1.89. בסקירה בת שבע שעות במצפה הבין-אמריקאי בסירו טולולו שבצ'ילה נתגלה, שהסופרנובה פולטת 1968.63 פולסים לשניה. ההסבר היחידי לפולסים אלה הוא נוכחותו של כוכב ניוטרונים מהיר-סיבוב במרכז שרידי A 1987. פולסים אלה הראו שינוי קל של 0.0002 אחוז, המרמזים על קיום גוף קטן, בעל מסה דומה לזו של כוכב הלכת צדק, המצוי ליד הפולסאר. גוף כזה לא היה יכול להיות בקרבת הסופרנובה קודם הפיצוץ, כיוון שהיה מושמד. הגוף נוצר אם כן לאחר הפיצוץ, ויתכן שזהו שריד כלשהו מהגרעין הסובב סביב הפולסאר.

מנקודת ראותם של אנשי המקצוע, A1987 היתה האירוע של המאה. התפוצצותה שפכה אור על התהליכים המתרחשים בשניות הקריטיות והאלימות ביותר ביקום. גילוי הפולסאר ב-A1987 היווה הצצה לחדר הלידה של היקום שבו נולד אחד העצמים המרתקים שקיימים בעולמנו. יתכן שאילו היתה הליבה של A1987 שקרסה פנימה מאסיבית יותר מ-3 מסות שמש, לא היה מתגלה כל פולסאר בלב הסופרנובה. במקרה זה, גם לחץ הניוון של הניוטרונים לא היה עומד בנטל, והתמוטטות הליבה היתה מוחלטת. אז היה העולם עד ללידתו של העצם המסתורי ביותר ביקום, עצם שלעולם לא נוכל לראותו – החור השחור.