太陽發光的能量的確最初來自於核聚變，而核聚變所放出來的光子也的確應該在一個特定的能量範圍內，確切地講，應該是gamma射線。這裡需要注意，這些gamma射線並不是我們直接看到的太Sunny。 因為太陽裡面有很多很多的物質（比如質子和電子），所以太陽對於光子而言並不是透明的。當一個gamma射線光子在太陽核心區域由核聚變產生之後，它並不能直接飛出太陽表面。而是在它從裡面向外傳播的過程中，會和外部的粒子發生很多很多次的碰撞。 每一次碰撞都會改變光子的能量，把它的部分能量轉移給實物粒子。而這些帶電粒子在被增加了能量後，又會經由一些輻射機制（如韌致輻射）發射出新的光子。所以，經過這樣無數次的碰撞，最後使光子與物質達到熱平衡的狀態。在這一狀態下面，像實物粒子會服從麥克斯韋-玻爾茲曼分佈一樣，光子的能量也不在單一，而是各種頻率都有，其分佈基本滿足普朗克函式形式的分佈（即處於黑體輻射狀態）。光子數目最多的頻率決定於當地的溫度（維恩位移定則）。越靠近太陽外面，溫度就越低，光子的主要輻射頻率也越低。 這些光子只有在到達太陽很外圍的時候，其外部的物質已經變得十分稀疏，不再能夠阻擋光子，光子才能夠自由的跑出來被我們看到。這個地方我們稱之為光球面。這個地方的溫度大概在5700度左右，對應的主要光子頻率就在可見光範圍內。具體各種頻率上光子數目的分佈，則由該溫度對應的普朗克函式描述。

在光球面之外，當然仍然存在很多太陽大氣物質（光球層），這些物質總體上是透明的。但是在某些特定的頻率上仍然會對太Sunny造成很嚴重的吸收，從而使太Sunny連續光譜中出現黑線（吸收線）。因此，我們可以透過這些吸收線分析太陽大氣中的元素組成及丰度。