* 온도 및 이온화 : 태양 광기 (빛이 방출되는 층)는 약 5,500 ° C입니다. 이 온도에서, 수소 원자의 상당 부분이 이온화되어 전자가 손실됩니다. H- 알파 라인은 수소 원자 내의 전자에서의 전이에 의해 생성된다. 많은 수소 원자가 이온화되기 때문에, H- 알파 흡수 라인에 기여할 수있는 사람은 적다.
* 스펙트럼 라인 확장 : 태양 내의 강렬한 열과 압력으로 인해 스펙트럼 라인이 넓어집니다. 고유 한 특성으로 인해 H- 알파 라인은 특히 이에 영향을받습니다. 흡수 기능을 효과적으로 "번짐"하여 흡수 기능이 더 약해 보입니다.
* 불투명도 : 태양의 대기는 균일하지 않습니다. 낮은 고도에서 밀도가 높습니다. 이는 더 깊은 층에서 나오는 빛이 더 많은 대기를 통과하여 더 많은 흡수와 산란을 초래한다는 것을 의미합니다. 이것은 관찰 된 H- 알파 라인을 약화시킬 수 있습니다.
* 라인 형성 : H- 알파 라인은 수소에서 n =2와 n =3 에너지 수준 사이의 전이에 의해 구체적으로 형성된다. 수소가 풍부하지만, 이러한 전이의 특정 조건이 항상 충족되지는 않으며, 외관이 약한 경우에 더욱 기여합니다.
요약 : 태양의 고온, 이온화, 스펙트럼 라인 확장 및 H- 알파 라인 자체의 본질은 태양 대기의 고유 한 불투명도와 결합하여 모두 H- 알파 흡수 라인이 태양의 수소 풍부도만으로 예상 할 수있는 것보다 약해 보이게하는 역할을합니다.
