* Temperatura e ionización: La fotosfera del sol (la capa donde se emite la luz) es de alrededor de 5.500 ° C. A esta temperatura, se ioniza una fracción significativa de átomos de hidrógeno, lo que significa que pierden su electrón. La línea H-alfa se produce mediante transiciones en el electrón dentro del átomo de hidrógeno. Dado que muchos átomos de hidrógeno se ionizan, hay menos disponibles para contribuir a la línea de absorción H-alfa.
* ampliación de la línea espectral: El intenso calor y la presión dentro del sol hacen que las líneas espectrales se amplíen. La línea H-alfa, debido a sus propiedades únicas, se ve particularmente afectada por esto. La ampliación efectivamente "unta" la característica de absorción, lo que hace que parezca más débil.
* Opacidad: El ambiente del sol no es uniforme. Es más denso a altitudes más bajas. Esto significa que la luz proveniente de capas más profundas debe pasar por más de la atmósfera, lo que lleva a más absorción y dispersión. Esto puede debilitar la línea H-alfa observada.
* Formación de línea: La línea H-alfa se forma específicamente mediante transiciones entre los niveles de energía N =2 y N =3 en hidrógeno. Si bien el hidrógeno es abundante, las condiciones específicas para estas transiciones no siempre se cumplen, contribuyendo aún más a la apariencia más débil.
En resumen: La alta temperatura del sol, la ionización, la ampliación de la línea espectral y la naturaleza de la línea H-alfa en sí, combinada con la opacidad inherente de la atmósfera del sol, todo juega un papel en hacer que la línea de absorción H-alfa parezca más débil de lo que uno podría anticipar basado en la abundancia de hidrógeno del sol solo.
