* 温度とイオン化： 太陽の光球（光が放出される層）は約5,500°Cです。この温度では、水素原子のかなりの部分がイオン化されているため、電子を失います。 H-alpha系統は、水素原子内の電子の遷移によって生成されます。 多くの水素原子がイオン化されているため、H-alpha吸収ラインに寄与する可能性が少ないです。
* スペクトルラインの拡大： 太陽の中の激しい熱と圧力により、スペクトル線が広がります。 H-Alphaラインは、そのユニークな特性により、特にこれによって影響を受けます。広がりは効果的に吸収機能を「塗りつぶし」、弱く見えるようにします。
* 不透明： 太陽の大気は均一ではありません。低い高度では密度が高いです。これは、より深い層から来る光がより多くの大気を通過する必要があり、より多くの吸収と散乱につながることを意味します。これにより、観測されたH-alphaラインが弱くなる可能性があります。
* 線の形成： H-alpha系統は、水素のn =2とn =3エネルギーレベルの間の遷移によって特異的に形成されます。 水素は豊富ですが、これらの遷移の特定の条件は常に満たされているわけではなく、外観が弱いことにさらに貢献しています。
要約： 太陽の高温、イオン化、スペクトルラインの広がり、およびH-alphaライン自体の性質は、太陽の大気の固有の不透明度と組み合わされており、すべてがH-alpha吸収ラインを太陽の水素存在率だけに基づいて予想されるよりも弱く見えるようになる役割を果たします。
