108 
loopend van lijn op lijn ; doch als men voor elke sterkteklasse de 
gemiddelde verschuiving bepaalt, blijken die gemiddelde waarden 
samen te hangen met de intensiteit volgens een eigenaardige wet, 
die op grond van de dispersietheorie was voorzien (Versl. Nat. Afd. 
18 , 923; 22 , 1251). 
3". Het bedrag der roodverschuiving eener Fraunhoferüjn is af- ^ 
hankelijk van de aanwezigheid van zeer naburige lijnen. Door een 
bnurlijn aan den rooden kant wordt de roodverschuiving verkleind, 
door een bunriijn aan den violeUen kant wordt zij vergroot. Het is 
dus alsof de componenten van enge lijnparen elkander afstootten. 
Hoe uit de theorie der dispersielijnen deze drie eigenaardigheden van 
de verplaatsingen der Fraunhoferlijnen kunnen worden verklaard, 
werd dooreen onzer uiteengezet in de bovenaangehaalde mededeelingen, 
voorkomende in de Deelen 22 , 24 en 25 der Verslagen. 
Het derde punt hebben wij in den laatsten tijd nogmaals aan een 
streng onderzoek onderworpen, omdat daaraan wellicht het meest 
overtuigende criterium voor de juistheid van onze interpretatie van 
het zonnespectrum ontleend kan worden. 
Nieuwe steun voor de opvatting, dat de lichtverdeeling in 
Fra^inhoferlijnen heheerscht wordt door anomale dispersie. 
Door Evershed, Larmor en St. John is het bestaan van een merk- 
baren wederzijdschen invloed van naburige Fraunhoferlijnen sterk in 
twijfel getrokken. Laatstgenoemde zegt o.a. ,,While anomalous refraction 
maj produce sporadic effects nnder occasionallj favorable densitj- 
gradients in the solar atrnosphere, the conclusion from investigations 
and observations at this observatory is that, within the present limit 
of precision of measnrement, the positions of the Fraunhofer lines 
in the spectrum of the solar disk are not systematically affected by 
anomalous dispersion.” ') 
Wij kunnen daarentegen aantonnen dat juist uit waarnemingen die 
op Monnt Wilson met voortretfelijke hulpmiddelen, veel ervaring, 
groote zorg en volmaakte onpartijdigheid zijn verricht, het werkelijk 
bestaan van den bedoelden wederzijdschen invloed is af te leiden met 
een waarschijnlijkheid van ongeveer 500 tegen 1. 
Alle gegevens waarop deze uitkomst berust zullen elders uitvoerig 
worden medegedeeld. Thans geven wij slechts een kort overzicht 
van het resultaat, daar dit kan medewerken om in het licht te 
stellen, dat men gedwongen is, bij het zoeken naar de aanwezigheid 
b Gh. E. St. John, Astroph. Journ. 46, 250 (1917) ; Mt. Wilson Gontrib. 
NO. 138, p. 2. 
