* Temperatur och jonisering: Solens fotosfär (skiktet där ljuset släpps ut) är cirka 5 500 ° C. Vid denna temperatur joniseras en betydande del av väteatomer, vilket innebär att de förlorar sin elektron. H-alfa-linjen produceras genom övergångar i elektronen i väteatomen. Eftersom många väteatomer är joniserade finns det färre tillgängliga för att bidra till H-alfa-absorptionslinjen.
* spektral linje breddning: Den intensiva värmen och trycket i solen får spektrala linjer att bredda. H-alfa-linjen, på grund av dess unika egenskaper, påverkas särskilt av detta. Breddningen "utstryker effektivt" absorptionsfunktionen, vilket gör att den verkar svagare.
* opacitet: Solens atmosfär är inte enhetlig. Det är tätare i lägre höjder. Detta innebär att ljus som kommer från djupare lager måste passera genom mer av atmosfären, vilket leder till mer absorption och spridning. Detta kan försvaga den observerade H-alfa-linjen.
* Linjebildning: H-alfa-linjen bildas specifikt genom övergångar mellan n =2 och n =3 energinivåer i väte. Medan väte är riklig, är de specifika förhållandena för dessa övergångar inte alltid uppfyllda, vilket ytterligare bidrar till det svagare utseendet.
Sammanfattningsvis: Solens höga temperatur, jonisering, spektral linje breddning och naturen på själva H-alfa-linjen, i kombination med den inneboende opaciteten i solens atmosfär, spelar alla en roll för att göra H-alfa-absorptionslinjen att verka svagare än en kan förutse baserat på solens väteöverflöd ensam.
