Использование "эффекта Вонга" для зондировании поверхностных оболочек Солнца.

В 2000 году появилось сообщение об эксперименте Лиджуна Вонга, который пропускал лазерный импульс сквозь камеру, заполненную парами цезия, возбужденными лазерной накачкой. Схема опыта приведена на рис.1 (подробнее см. "Демиург" N2, 2001 г., "Легенды, мифы и заблуждения современной физики").
Рис. 1
В этом эксперименте световой импульс, длительностью 3 мкс, входил в камеру с парами цезия длиной 6 см. Вышедший из камеры импульс успевал удалиться от камеры на 19 м к тому моменту, когда исходный импульс только доходил до ближней стенки камеры, т.е. световой импульс преодолевал длину камеры за время, на 62 нс меньшее, чем в вакууме.
Иначе говоря, эксперимент показал, что главная часть светового импульса, входящего в камеру, выходит из камеры раньше, чем исходный импульс входит в камеру.
По мнению экспериментатора объяснить результаты эксперимента в первом приближении можно так: Световой импульс состоит из множества волн различных длин. На рисунке (см. рис.2) показаны три из них. В некоторой точке все волны оказываются в фазе и здесь они, складываясь, образуют импульс. В дальнейшем волны расфазируются и "гасят" друг друга. Активная среда, обладая аномальной дисперсией, к выходу из камеры сдвигает фазы волн в обратную сторону.
Рис. 2
Тем самым может быть воссозданы фазовые соотношения "до импульса" и при дальнейшем движении вновь возникает синфазность, следовательно, импульс. Нормальная дисперсия такого эффекта дать не может.
Этот эксперимент (в дальнейшем будем называть его "эффектом Вонга") позволяет предположить, что подобные эффекты можно наблюдать в природе в условиях, когда свет постороннего источника (например, звезды) проходит через сильно возбужденную среду (например, фотосферу Солнца).
Предположим, что эффект Вонга в первом приближении линейно зависит от длины камеры, т.е. Dt = - kl, где Dt - фазовый сдвиг, k - коэф. сдвига, l - длина активной среды.
Тогда, применительно к фотосфере Солнца ( толщина фотосферы - 500 км, радиус 696 000 км) можно ожидать отрицательного временного сдвига при полученном в эффекте Вонга коэффициенте k = 10-6(с/м): Dt = - 10-6 х 3,7 109 = - 3,7 103 (с)
Это означает, что с момента "касания" потока излучения наблюдаемой звезды внешнего края фотосферы до момента "касания" им конвективной зоны временной сдвиг будет нарастать (вообще-то говоря, нелинейно) от 0 до 3,7 103 с.
В результате этого поток излучения будет "собираться" с нарастающим опережением и накладываться на поток излучения, не прошедший фотосферу.
Рис. 3
Разумеется, излучение наблюдаемой звезды будет преломляться в фотосфере, скорее всего, тоже аномально (см рис. 3). Преломление в фотосфере будет осложнять наблюдение, но существенно следующее соображение: нарастание фазового сдвига вызовет "набегание" более позднего излучения на более раннее.
В результате такого "набегания" светимость звезды должна резко возрастать. Характер нарастания потока будет нести информацию о фотосфере, а, возможно, и внешнем слое конвективной зоны Солнца.
Мы в этой гипотезе исходили из коэффициента, полученного Вонгом в парах цезия при н.у. Вряд ли он будет таким же и для фотосферы, что может дать дополнительную информацию о ее состоянии и процессах в ней.