|
|
|
Наша совместная с Михаилом Михайловичем работа началась с анализа любопытного явления, которое мы наблюдали на Солнце в мае 1979 г. вместе с О Ен Деном и В.Д. Клепиковым в рамках мониторинга солнечной активности по программе исследования солнечно-ионосферных связей. Явление представляло собой выброс небольшого фрагмента из волокна очень правильной формы в виде замкнутого кольца, окружающего активную область с одиночным униполярным пятном. Область была удачно расположена недалеко от лимба, что позволяло последить как изменения в волокне и окружающей хромосфере, так и развитие выброса в удобном ракурсе. Мы снимали процесс с частотой несколько кадров в минуту, так что имели также хорошее временное разрешение. Эруптивные процессы на Солнце были новой областью не только для меня (аспиранта 3-го года), но и для ММ, занимавшегося ранее в основном теоретическими исследованиями равновесия и устойчивости бессиловых магнитных полей (эти его работы, кстати, сейчас широко известны и часто цитируются.). Хотя в моих глазах ММ был солидным ученым и обладал несравненно большими по сравнению со мной знаниями, эрудицией и опытом, он без стеснения признавался, что совершенно не понимает, что же происходит в этом явлении. Главной загадкой было то, каким образом плазма выброса движется с большой скоростью поперек магнитного поля, которое должно быть горизонтально там, где расположено волокно. Мы довольно долго бились над этой загадкой, «изобретая» различные модели и схемы, позволяющие разрешить противоречие между медленными, почти незаметными изменениями условий в фотосфере и быстрым движением вещества в короне. У нас с ним был различный склад ума: мои рассуждения были более «физические», с механистическими и графическими аналогиями, а он мыслил более строго, математически (собственно говоря, он и обучался на кафедре математики физфака МГУ). Мои «фантазии» подвергались беспощадной критике и либо отвергались, либо приобретали в процессе обсуждения более строгую форму и превращались в уравнения. Пожалуй, самое важное, что я усвоил в процессе этого общения с ММ, - это не пытаться влезать в «дела божьи», то есть докапываться до «самой последней сути». Вполне почетно уловить хотя бы основные, общие закономерности исследуемого явления. Как позднее я услышал от Л.С.Соловьева (он, кажется, тоже кого-то цитировал): наши теории – всего лишь шаржи, грубые карикатуры на природу. Постепенно мы пришли к пониманию важнейшей роли электрических токов, протекающих в короне, в судьбе солнечных волокон. Нелинейные свойства условий равновесия обусловливают возможность развития катастрофических процессов, которые и проявляются как выбросы и эрупции волокон, начинающиеся внезапно без заметных внешних воздействий. У нас накопилось немало примеров наблюдений подобных явлений. На этой основе мы опубликовали серию статей, посвященных быстрым движениям солнечных волокон, в «Астрономическом журнале». Другим направлением совместной работы было изучение топологии и структуры солнечных магнитных полей. Как известно, магнитное поле на Солнце можно измерить только в фотосфере, да и то, как правило, измеряется только одна его компонента, направленная вдоль луча зрения. Основные же быстропротекающие активные явления развиваются выше уровня фотосферы – в хромосфере и короне. Поскольку предполагается, что магнитное поле играет определяющую роль во всех активных процессах, знать его структуру чрезвычайно важно. Из-за отсутствия прямых измерений приходится довольствоваться решениями краевых задач в тех или иных приближениях с фотосферными данными в качестве граничных условий. ММ придавал таким расчетам большое значение. Вместе с Е.А. Корницкой и О Гым Деном они разработали усовершенствованный алгоритм расчета потенциального поля в короне, реализующий максимальное пространственное разрешение магнитографа. С другой стороны, у нас перед глазами постоянно были Н?-фильтрограммы, изображающие волокнистую структуру хромосферы. Поскольку все эти волоконца (фибриллы) вытянуты вдоль направления магнитного поля, фильтрограмма представляют собой, по существу, карту распределения тангенциального магнитного поля в хромосфере. Это очень ценная информация и ММ предложил использовать ее как можно полнее. Начали мы с поиска топологических особенностей поля, так называемых особых (сингулярных) точек, расположение которых определяет общую топологию поля. Наибольший интерес вызывали особые точки типа седло, которые в теории пересоединения магнитных силовых линий считаются благоприятным местом для вспышечного энерговыделения. Мы нашли большое число седловых структур в хромосфере и обнаружили, что все они имеют прямой угол между асимптотами (усами) седла, что соответствует потенциальности магнитного поля, то есть отсутствию электрического тока в этом месте. Затем мы попытались решить общую обратную задачу: по заданной тангенциальной компоненте поля на границе рассчитать распределение поля в пространстве. Известно, что нахождение поля по заданным силовым линиям, вообще, представляет собой некорректную задачу с множеством решений, но как обычно поступают при решении некорректных задач, можно так сузить класс искомых решений, что возможно нахождение единственного (полезного) решения. Так оказалось, что для потенциального поля при отсутствии особых точек можно доказать существование единственного (с точностью до общего множителя) решения и указать алгоритм его нахождения. При наличии особых точек можно было построить модельное решение, вполне пригодное для описания магнитного поля активных областей. Основные результаты этих исследований вошли в нашу монографию «Магнитные поля активных областей Солнца», которая была напечатана в издательстве «Наука» в 1992 г. Хотя и по образованию, и по складу ума ММ был теоретиком, его никак нельзя назвать «ученым-сухарем». Он очень живо интересовался и увлекался вещами практическими, связанными с «железом». Вероятно, здесь сказалась его встреча и работа бок о бок с Г.М. Никольским. Попав еще молодым человеком на наблюдения полного солнечного затмения (Чукотка, 1972 г.), ММ на всю жизнь «заразился» страстью экспериментальных исследований короны во время затмений. И хотя состояние здоровья не всегда позволяло ему отправиться в далекие края, он увлеченно конструировал оригинальные установки для измерения поляризации короны. Один такой проект мы с ним готовили к уникальному затмению 1991 г. и его удалось успешно осуществить. Измерение поляризации излучения короны – довольно тонкая вещь. В целом ряде наблюдений обнаруживались области «аномальной» поляризации с отклонением плоскости поляризации от тангенциального направления, которое соответствует теории томсоновского рассеяния, на несколько градусов. ММ предложил поставить целевой эксперимент по регистрации этих отклонений. Был сконструирован специальный поляризационный фильтр и использован дифференциальный метод. В пределах нашей точности в один градус мы не обнаружили никаких аномалий в направлении поляризации. К моему сожалению, с середины 90-х годов наши пути стали постепенно расходиться. Тому были и объективные, и субъективные причины. Но я благодарен судьбе, которая свела меня с этим ярким неординарным человеком и подарила более десятка лет интересной и увлекательной работы рядом с ним. Б. Филиппов |
|