( 331  ) 
Het  horizontale  verval  in  de  omgeving  van  depressies  is  veel 
geringer;  zelfs  bij  stormen  is  het  nog  maar  ongeveer  
^ 1000 
van  de 
genoemde  waarde  ').  Over  kleine  afstanden  kan  natuurlijk  het  dicht- 
heidsverval  in  de  atmosfeer  wel  eens  grooter  zijn,  door  plaatselijke 
verwarming  of  andere  oorzaken. 
Dergelijke  overwegingen,  mntatis  miitandis  toegepast  op  de  zon, 
kunnen  ons  echter  niet  tot  een  betrouwbare  schatting  leiden  van  de 
daar  voorkomende  dichtheidsgradiënten.  Een  voorname  oorzaak, 
waardoor  dit  voorshands  onmogelijk  is,  ligt  in  onze  onbekendheid 
met  de  grootte  van  den  invloed,  dien  de  stralingsdruk  uitoefent  op 
de  stofverdeeling  in  de  zon.  Was  er  geen  stralingsdruk,  dan  zou  men 
mogen  vooropstellen  (zooals  steeds  geschiedt)  dat  ter  hoogte  van  de 
fotosfeer  de  zwaartekracht  28  maal  zoo  groot  was  als  op  aarde; 
maar  zij  wordt  tegengewerkt  door  den  stralingsdruk  in  een  mate’ 
afhankelijk  van  de  grootte  der  deeltjes;  zij  kan  daardoor  zelfs  voor 
sommige  deeltjes  geheel  opgeheven  worden.  Het  radiale  dichtheids- 
\ ei  val  moet  dus  in  ieder  geval  reel  kleiner  zijn  dan  men,  opgrond 
van  graviteits werking  alléén,  geneigd  mocht  zijn  te  berekenen. 
Wij  bezitten  intusschen  een  ander  middel  om  het  radiale  dicht- 
heidsverval  ter  plaatse  van  de  fotosfeer,  althans  wat  orde  van  grootte 
betreft,  te  bepalen.  Volgens  de  theorie  van  A.  Schmidt  is  de  zooge- 
naamde fotosfeer  niet  anders  dan  een  kritische  sfeer,  wier  straal  gelijk 
is  aan  den  kromtestraal  van  lichtstralen,  die  in  een  punt  van  haar 
oppervlakte  horizontaal  loopen.  Die  kromtestraal  i.s  dns  ^ — 7 v iQio 
c.m.,  welke  waarde  wij  kunnen  invoeren  in  de  uitdrukking  voor 
het  dichtheidsverval : 
dA  _ 1 
ds  Rq 
Het  refractie-aequivalent  U voor  stralen,  die  geen  anomale  dispersie 
ondergaan,  is  nu  wel  is  waar  uiteenloopend  bij  verschillende  stoffen ; 
maar  in  een  benaderingsrekening  mogen  wij  wel  stellen  R=z0,5. 
Dan  wordt  ter  hoogte  van  de  kritische  sfeer : 
dL  1 
^ = 0-29  X 10-10, 
(d  l.  50  maal  kleiner  dan  het  dichtheidsverval  in  onzen  dampkring) 
Alle  argumenten,  die  Schmidt’s  verklaring  van  den  zonnerand  steunen, 
preken  tevens  ten  gunste  van  deze  schatting  van  het  radiale  dicht- 
heidsverval in  het  gasmengsel. 
Beschouwen  wij  thans  stralen,  die  wèl  anomale  dispersie  onder- 
gaan.  Opdat  bijv.  licht,  behoorende  tot  de  naaste  omgeving  der 
®)  Arrheniüs.  Lehrbuch  der  kosmischen  Physik,  S.  676. 
