* Temperatuur en ionisatie: De fotosfeer van de zon (de laag waar licht wordt uitgezonden) is ongeveer 5.500 ° C. Bij deze temperatuur is een significante fractie van waterstofatomen geïoniseerd, wat betekent dat ze hun elektron verliezen. De H-Alpha-lijn wordt geproduceerd door overgangen in het elektron binnen het waterstofatoom. Omdat veel waterstofatomen zijn geïoniseerd, zijn er minder beschikbaar om bij te dragen aan de H-alfa-absorptielijn.

* Spectrale lijnverbreding: De intense warmte en druk in de zon zorgen ervoor dat de spectrale lijnen zich verbreden. De H-Alpha-lijn, vanwege de unieke eigenschappen, wordt hier vooral door beïnvloed. De uitbreiding "smeert" het absorptiefunctie effectief, waardoor het zwakker lijkt.

* dekking: De sfeer van de zon is niet uniform. Het is dichter op lagere hoogten. Dit betekent dat licht uit diepere lagen meer van de atmosfeer moet passeren, wat leidt tot meer absorptie en verstrooiing. Dit kan de waargenomen H-Alpha-lijn verzwakken.

* lijnvorming: De H-alfa-lijn wordt specifiek gevormd door overgangen tussen de n =2 en n =3 energieniveaus in waterstof. Hoewel waterstof overvloedig is, worden de specifieke omstandigheden voor deze overgangen niet altijd voldaan, wat verder bijdraagt ​​aan het zwakkere uiterlijk.

Samenvattend: De hoge temperatuur, ionisatie, spectrale lijnverbreding en de aard van de H-alfa-lijn zelf, de inherente dekking van de atmosfeer van de zon, spelen allemaal een rol bij het maken van de H-alfa-absorptielijn, gecombineerd met de inherente dekking van de atmosfeer van de zon.