* Temperatura e ionizzazione: La fotosfera del sole (lo strato in cui viene emessa la luce) è di circa 5.500 ° C. A questa temperatura, una frazione significativa degli atomi di idrogeno è ionizzata, il che significa che perdono il loro elettrone. La linea H-alfa è prodotta dalle transizioni nell'elettrone all'interno dell'atomo di idrogeno. Poiché molti atomi di idrogeno sono ionizzati, sono disponibili meno per contribuire alla linea di assorbimento di H-alfa.
* Ampliamento della linea spettrale: L'intensa calore e pressione all'interno del sole causano l'ampliamento delle linee spettrali. La linea H-alfa, per le sue proprietà uniche, è particolarmente colpita da questo. L'ampliamento ha effettivamente "spalma" la funzione di assorbimento, rendendola più debole.
* Opacità: L'atmosfera del sole non è uniforme. È più denso a quote più basse. Ciò significa che la luce proveniente da strati più profondi deve passare attraverso più atmosfera, portando a un maggiore assorbimento e dispersione. Questo può indebolire la linea H-alfa osservata.
* Formazione di linea: La linea H-alfa è formata specificamente da transizioni tra i livelli di energia n =2 e n =3 in idrogeno. Mentre l'idrogeno è abbondante, le condizioni specifiche per queste transizioni non sono sempre soddisfatte, contribuendo ulteriormente all'aspetto più debole.
In sintesi: L'alta temperatura, la ionizzazione del sole, l'ampliamento della linea spettrale e la natura della stessa linea H-alfa, combinata con l'opacità intrinseca dell'atmosfera del sole, tutti svolgono un ruolo nel far apparire la linea di assorbimento di H-alfa.
