Многие миллионы лет чешуекрылые совершенствовали свои крылья. Но у крохотных мелкокрылов и эриокраний передние и задние крылья выглядят почти одинаково, что говорит об их примитивности. И правда, для усложнения «летательных устройств» у этих семейств повода нет: сел на растение и грызи жвалами, ведь летать в поисках пыльцы не надо, она всегда под ногами. Хотя им нужно искать партнеров для спаривания, именно поэтому крылья до сих пор не исчезли.
Гусеница листовертки Pandemis corylana смастерила себе домик из листа, скрепив его шелковиной. Днем она прячется в нем, а ночью грызет родные стены
Более развитые бабочки – листовертки, пальцекрылки – совсем другое дело. Чтобы добыть пропитание для будущих гусениц, им надо потрудиться, перепархивая между растениями. А если унесло ветром, не терять ориентацию и удерживать курс в поисках поживы. Поэтому такие моли и летают лучше: они успешнее противостоят ветру, им требуется меньше взмахов, чтобы развивать скорость. Например, у многочисленных минеров передние крылья довольно узкие – так удобнее пробираться между листьями и стеблями. Но частенько приходится и порхать, поэтому хотелось бы иметь машущий орган побольше. Решение этой, казалось бы, невыполнимой задачи оказалось изящным. На крыле минера появилась широкая бахрома из длинных волосовидных чешуек, которая позволяет удержаться в полете. И ползать в щелях не мешает: в покое чешуйки складываются и легко прячутся под узкие передние крылья.
Но бахрома из длинных торчащих волосков эффективна только при совсем уж маленьких размерах. На крыльях покрупнее такое приспособление просто не выдержит напора воздуха при взлете. Поэтому у других микрочешуекрылых изменялись задние крылья– их площадь стала больше, что позволило увеличить силу взмаха. Широкие задние крылья обычно складываются веерообразно и прижимаются к брюшку, а сверху прикрываются передними крыльями, которые, как правило, имеют маскировочную окраску. Так делают большинство молей и других, более развитых, бабочек.
В результате долгой борьбы за существование гусеницы бабочек, изначально занимавшие потаенные природные ниши, стали жить на свежем воздухе. Но для этого им пришлось выработать особые приспособления. Прежде всего улучшить покровы, предохраняющие тельце гусеницы от высыхания, перегрева и переохлаждения. Это и разнообразная окраска, всевозможные шипы и волоски, покрывающие личинок. Открытый образ жизни, не ограниченный стенами убежища, позволил многократно увеличить размеры особей. Так постепенно возникли макрочешуекрылые, то есть дневные и ночные бабочки, габариты которых измеряются сантиметрами. А большинство микрочешуекрылых, продолжая обитать в «подпольных» условиях, так и остались маленькими как живые свидетельства начальных этапов эволюции.
Максим Клепиков / Фото автора
Планетарий: Превратности звездных судеб
ссылка на оригинальный текст статьи
Как Афродита из пены морской, звезда возникает из пыли и космического газа. Что для Афродиты море, то для звезды – молекулярное облако. О процессе появления звезд сегодня известно немало. С одной стороны, общая картина ясна, поскольку в радио– и ИК-диапазонах исследовано большое число протозвезд на разных стадиях процесса рождения. С другой – образование звезды происходит достаточно быстро, и некоторые наиболее короткие этапы не представлены наблюдаемыми объектами. Кроме того, пыль (звезда ведь не рождается из ничего) мешает рассмотреть многие важные детали. Поэтому изучение звездообразования является одним из основных приоритетов мировой астрономии, и многие крупные проекты (включая космические) нацелены на исследование именно этого процесса.
Пространство между звездами – далеко не пустота. Галактика заполнена газом и пылью. Где-то их меньше, где-то больше. Самые плотные образования – молекулярные облака. Именно в них в основном и рождаются звезды. Как? Гравитация стремится сжать любой объект, точнее, объект сжимает себя сам своей же гравитацией. Поэтому еще Ньютон верно указал путь образования звезд: если в газе возникли сверхкритические сгущения, то они могут начать сжиматься, формируя звезды.
Для газового облака, оказывается, существует некоторая критическая масса, называемая джинсовской, после превышения которой оно начинает сжиматься. Чем газ плотнее и холоднее, тем критическая масса меньше. Если процесс сжатия крупного сгустка начался, то почти наверняка он уже не остановится, пока у образующегося объекта не появится свой внутренний источник энергии, то есть возникнет звезда.
Час сияния
Жизнь звезды – смена источников энергии. Если звезда маломассивна (например, как Солнце), то горение закончится на образовании гелия из водорода. При большей массе термоядерный синтез доходит до углерода и еще дальше вплоть до элементов группы железа. Эти реакции идут с выделением энергии – каждый грамм вещества дает до 1012 джоулей. Дальнейший процесс синтеза уже сам начинает требовать энергии и не может разогревать звезду. Многое в судьбе звезды зависит от ее химического состава при рождении. Первые звезды во Вселенной состояли практически целиком из водорода и гелия. Следующее поколение уже содержало заметную долю более тяжелых элементов, которые были «наработаны» в звездах первого поколения. Этот факт (в XXI веке уже тривиальный), что элементы от гелия до железа в основном образуются в звездах, имеет очевидное следствие. В состав человеческого организма входит довольно много кислорода, азота и углерода. Так вот, эти элементы когда-то побывали внутри звезды, а потом были выброшены в окружающее пространство. Из этого «праха и пыли» образовались Солнце и планеты. И, наконец, появились люди. То есть едва ли не каждый атом внутри нас когда-то находился в термоядерном реакторе какой-то из звезд.
Реконструкция скрытого от нас пылевыми облаками центра нашей Галактики со сверхмассивной черной дырой массой в три миллиона солнечных
Чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее расходует запасы горючего и тем короче ее жизнь. Основную часть своего времени звезда превращает водород в гелий. Массивные (те, что тяжелее Солнца в 50-100 раз) успевают сжечь весь водород всего за несколько миллионов лет.
Солнцу его запасов хватит еще на пять миллиардов (при том, что нашему светилу уже «стукнуло» примерно столько же). Самые же маломассивные звезды (они примерно в десять раз легче Солнца) теоретически могут растянуть свой скромный водородный запас на сотни и тысячи миллиардов лет.
Рано или поздно эпоха сияния завершается. В конце эволюционной дороги звезды, так или иначе, сбрасывают внешние слои, а центральное ядро превращается в белого карлика, нейтронную звезду или черную дыру.
Последний этап существования одиночной звезды предопределен с самого начала – жизненный путь и его финал определяются ее массой. Солнце и подобные ему звезды с массой до 8-10 солнечных умирают относительно спокойно. Они медленно сбрасывают внешние слои, как увядающие цветы. Более массивные взрываются, превосходя на какое-то время по яркости целую галактику. Эта короткая вспышка – взрыв сверхновой.
Ученые мало знают о том, как в подробностях выглядит процесс рождения звезд разных масс, но, наверное, еще меньше они знают о взрывах сверхновых.
Инфракрасное изображение планеты у бурого карлика, полученное в 2004 году
Планета около бурого карлика
В последние 10 лет экзопланеты стали одной из самых горячих тем в астрономии. Открыто уже множество звезд, вокруг которых крутятся планеты. Однако получить картинку, на которой можно было бы указать пальцем: «Вот она!» – нелегко. Дело в том, что свет звезды мешает разглядеть планету. Чем слабее звезда, тем больше у нас шансов зарегистрировать ее слабый спутник. А в случае холодных карликов их еще больше. Неудивительно, что первая планета, которую удалось непосредственно увидеть, вращается именно вокруг бурого карлика. В 2004 году международная группа астрономов наконец-то получила желанный снимок. Сделать это удалось на 8,2-метровом телескопе «Йепун» (Yepun) в Чили – это один из четырех больших инструментов, составляющих систему VLT. Около бурого карлика 2MASSWJ1207334-393254 был обнаружен слабый объект. Наблюдения проводились в ИК-диапазоне. Расстояние от нас до коричневого карлика составляет 70 пк (около 230 световых лет). Правда, поначалу не было полной уверенности, что телескопы видят планету, а не фоновый источник. Понадобилось несколько месяцев наблюдений, чтобы доказать, что они движутся вместе. Расстояние от карлика до слабого объекта около 55 астрономических единиц. Масса его в разных моделях оказывается различной, от одной до десяти масс Юпитера. Соответственно, можно назвать такой объект планетой-гигантом. Отметим, что масса самого 2MASSWJ1207334-393254 составляет примерно 25 масс Юпитера.
