周縁減光
周縁減光は以下のような原理によって生じる。太陽内部から放射された光はガスに吸収され外部へ到達できないため、外部から観測される太陽の光は太陽の表面付近で放射されたものである。地球から太陽の縁を観測するとき、光の経路が太陽内部を斜めに横切るためより多くのガスにより吸収を受ける結果、中心部と比較してより浅いところから放射された光が観測される。そのため、太陽の浅い場所ほど温度が低いことにより、縁の光は中心部に比べて暗く見える。
より数学的には、周縁減光は以下のように説明される。光の吸収の程度は、単位質量当たりの断面積(不透明度(英語版)) κ {\displaystyle \kappa } , ガス密度 ρ {\displaystyle \rho } の積を射線に沿って積分した光学的深さ
τ ν = ∫ κ ν ρ d s {\displaystyle \tau _{\nu }=\int \kappa _{\nu }\rho ds}
により表現される( ν {\displaystyle \nu } は光の振動数)。太陽の奥深くほど光学的厚み τ ν {\displaystyle \tau _{\nu }} は大きな値を取り、 τ ν ≳ 1 {\displaystyle \tau _{\nu }\gtrsim 1} となる領域からは光は外部へ抜け出すことができない。