1257 
Maar behoeft het anders te worden wanneer men de Fraun- 
hofersche lijnen nadert? 
Vatten wij een lichtsoort in het oog - , behoorende tot een Fraun- 
hofersche lijn, en zoo dicht bij haar kern, dat zij reeds veel geringer 
intensiteit heeft dan het licht uit een naburig lijnenvrij deel van het 
spectrum. Was nu de oorzaak der duisterheid van de lijn gelegen 
in absorptie, dan zou voor de bedoelde lichtsoort de intensiteits- 
vermindering van het centrum naar den rand der zonneschijf, zooals 
wij zagen, volgens een geheel andere wet moeten geschieden, dan 
voor het licht uit lijnvrije gebieden van het spectrum ; zij zou veel 
sterker moeten zijn ; en de Fraunhofersche lijn zou dus in het spectrum 
van randdeelen aanmerkelijk donkerder en breeder moeten wezen 
dan in het spectrum van centrale deelen der schijf (indien men 
namelijk de twee spectra op gelijke gemiddelde intensiteid had gebracht). 
Dit nu is niet het geval. Terwijl volgens Hale en Adams *) de 
gemiddelde lichtsterkte naar den rand tot ongeveer 1 f 8 voor violet 
en V 4 voor rood vermindert, komt slechts weinig verandering in de 
iniensiteitsverhouding van het licht der Fraunhofersche lijnen tot 
dat van den grond van het spectrum. Beide lichtsoorten schijnen 
op haar langen weg door de zonnegassen volgens nagenoeg dezelfde 
wet verzwakt te worden. Miss Clebke, in haar bekend werk 
,Problems in Astrophysics” p. 42, zegt van dit verschijnsel ,,An 
embarrassing peculiarity of the Fraunhofer lines is their virtually 
uniform existence all over the sun’s disk”. 
Wilde men beproeven, de geringe veranderlijkheid van het contrast 
te verklaren door aan te nemen dat in het spectrum van de zonne- 
kern de Fraunhofersche lijnen reeds als absorptielijnen aanwezig 
zijn en dat in de verstrooiende omhulling de selectief-absorbeerende 
gassen niet in voldoende hoeveelheid voorkomen om de lijnen te 
versterken, dan zou men op talrijke groote bezwaren stuiten, o.a. 
bij de uitlegging van het flitsspectrum en van de chromosfeer. 
De moeilijkheid verdwijnt zoodra wij in de Fraunhofersche lijnen 
dispersielijnen zien. 
Dan toch geldt voor het licht uit het gebied dier lijnen inderdaad 
dezelfde verzwakkingswet van centrum naar rand, als voor het 
overige licht — echter met dien verstande, dat nabij de eigen- 
frequenties verandering komt zoowel in den verstrooiingscoëfficient 
van Rayleigh als in de relatieve beteekenis der brekingsverstrooiing. 
Neemt men dit in aanmerking, dan wordt tevens begrijpelijk het 
b Hale and Adams, Gontrib. Mt. Wilson Sol.- Obs. No. 17 p. 3 ; Astroph. Journ. 
25, 302, 1907. 
