CAPÍTULO 3. Mecanismos de emisión de la radiación electromagnética

1. Mecanismos de emisión continua

1.1. Emisión de cuerpo negro

1.2. Emisión de continuo por gases ionizados

1.3. Radiación sincrotrón

2. Mecanismos de formación de líneas

2.1. Líneas espectrales

2.2. Máseres

3. Radiación térmica y radiación no térmica

Imagen del sol tomada por el satélite SOHO. Cortesía de NASA.

Podemos separar los mecanismos de emisión de radiación entre aquéllos que producen una emisión en el continuo y los que producen emisión (o absorción) de líneas. Dentro de estos dos tipos también tendremos una diferenciación entre los que son producidos por efectos de la temperatura (mecanismos térmicos) y aquellos en los que la temperatura no desempeña un papel fundamental (mecanismos no térmicos).

Se llama emisión continua a aquella que varía suavemente en función de la frecuencia. Esta emisión está presente por tanto, en un amplio rango de frecuencias.

1.1 Emisión de cuerpo negro

Un cuerpo negro ideal absorbe toda la energía electromagnética que recibe (por eso se dice que es negro) y, por estar en equilibrio térmico, reemite toda la energía absorbida. Esta emisión depende exclusivamente de la temperatura del cuerpo, presentando unos patrones característicos, que se muestran en la siguiente figura.

Fig.3.1. Patrón de emisión de radiación de un cuerpo negro

El comportamiento de un cuerpo negro viene descrito por la ley de radiación de Planck, que expresa matemáticamente las gráficas mostradas en la figura anterior. Existen otras dos leyes relacionadas con ésta que describen algunas tendencias que se derivan de la ley de Planck: la ley de desplazamiento de Wien constata el comportamiento de la radiación de cuerpo negro, cuyo máximo de emisión se desplaza hacia longitudes de onda menores (frecuencias mayores) cuando la temperatura del cuerpo negro aumenta; la ley de Steffan-Boltzmann relaciona el flujo total de energía de cuerpo negro con su temperatura, de forma que el flujo total emitido es proporcional a la temperatura elevada a la cuarta potencia, por lo que a mayor temperatura será más la cantidad de energía emitida por un objeto, y por tanto, su brillo será también mayor.

Se define la densidad de flujo de la radiación como la energía recibida por unidad de área, frecuencia y tiempo. Los astrónomos, sin embargo, emplean más frecuentemente el concepto de brillo o intensidad, que es una descripción matemáticamente más precisa de la energía recibida por unidad de área en una frecuencia determinada procedente del ángulo sólido subtendido por la fuente y teniendo en cuenta el ángulo de incidencia. Por lo tanto, el brillo detectado de una fuente en cualquier frecuencia está relacionado con la temperatura del objeto emisor.

El interior de una estrella se comporta, a efectos de radiación, como si fuera un cuerpo negro. Por este motivo, siguiendo la ley de Wien, estrellas con mayor temperatura tendrán máximos de emisión más energéticos (más azules) y estrellas más frías tendrán su máximo en regiones menos energéticas (más rojas) del espectro. En el caso del Sol, por ejemplo, este máximo se encuentra situado a unos 7000 Å, lo que proporciona el color amarillo característico de nuestra estrella. Según la ley de Steffan-Boltzman, tendremos que una estrella cuya temperatura sea dos veces mayor que la temperatura del Sol, emitirá dieciséis veces más cantidad de radiación que éste.

Si el máximo de la radiación depende únicamente de la temperatura del cuerpo, tendremos que los objetos, dependiendo de su temperatura, emitirán fundamentalmente en unas regiones u otras del espectro electromagnético. A continuación se muestra una tabla en la que se indica la temperatura necesaria para que un cuerpo emita su intensidad máxima en un determinado rango y el tipo de cuerpos que presentan esa temperatura.

Como se puede apreciar en la tabla, no son muchas las fuentes que emiten una fracción importante de su energía en radio por mecanismos únicamente térmicos. Sólo pueden ser detectadas fuentes térmicas en radio cuando se trata de estrellas con una envoltura de gas alrededor (por ejemplo, en los primeros estados de su formación en el interior de nubes moleculares); o cuando su emisión se debe también a mecanismos no térmicos, que veremos en el siguiente apartado. La emisión del Sol en radio es relativamente pequeña en comparación con la emisión en otras frecuencias, pero su cercanía permite detectar su radiación térmica en radio.

Pincha aquí si quieres acceder a información más detallada sobre el cuerpo negro. En esta página puedes encontrar una simulación de la radiación de cuerpo negro (en inglés).

Los gases ionizados o plasmas también emiten radiación térmica continua sin que, en muchos casos, llegue a ser emisión de cuerpo negro. Se dice que un gas está ionizado cuando una gran parte de sus átomos han perdido uno o varios electrones, quedando, por tanto, cargados positivamente y dejando libres esos electrones que han perdido.

Estos electrones interaccionan de formas diferentes con los átomos ionizados: pueden recombinarse con ellos, de manera que se unen al átomo devolviéndolo a su estado neutro. Este proceso provoca la emisión de radiación continua, ya que la cantidad de radiación emitida no es fija, sino que depende de la energía inicial del electrón que se recombina.

Otra forma de interacción es la que produce la denominada radiación de frenado. Cuando un electrón se acerca a un átomo ionizado, es decir, cargado eléctricamente, se produce una interacción eléctrica entre ambos, que provoca un cambio en la trayectoria o velocidad del electrón. Esta variación tiene como consecuencia la emisión de la radiación de frenado, también denominada bremsstrahlung o emisión libre-libre . La radiación emitida será continua, ya que estas variaciones de trayectoria o velocidad no tienen unos valores determinados, por lo que los fotones emitidos barrerán un amplio rango del espectro. La intensidad y frecuencia de esta radiación depende de la agitación térmica a la que estén sometidos los átomos y los electrones del gas, por lo que se trata también de una radiación térmica.

Por lo tanto, siempre que un gran número de partículas libres con cargas opuestas coexisten en un espacio reducido -lo que ocurre precisamente alrededor de las estrellas, en las nebulosas, en los cúmulos estelares o, incluso, en planetas como Júpiter- las interacciones entre ellas pueden producir emisión continua en el rango de las radiofrecuencias.

Los mecanismos de excitación de la radiación sincrotrón, a diferencia de los de las anteriormente estudiadas, no son térmicos, sino que dependen de la interacción de las partículas cargadas con los campos magnéticos. Esto se debe a que una partícula cargada al entrar en un campo magnético experimenta una fuerza que la obliga a trazar círculos o espirales alrededor de las líneas de campo. Por lo tanto, la partícula sufre una aceleración angular que induce la emisión de radiación. En condiciones no relativistas (es decir, cuando las velocidades implicadas están muy por debajo de la velocidad de la luz) esta radiación, denominada ciclotrón, no es suficientemente intensa como para ser relevante en los diferentes escenarios astrofísicos. Sin embargo, cuando la velocidad de las partículas cargadas se aproxima a la velocidad de la luz, éstas emiten un tipo particular de emisión ciclotrón mucho más intensa denominada sincrotrón.

La radiación sincrotrón es también continua, ya que la cantidad de energía emitida y su frecuencia dependerán del campo magnético y de la velocidad de la partícula, pudiendo tomar un rango continuo de valores.

Una fuente importante de radiación sincrotrón son los cuásares , que veremos en otro capítulo.

Cuando un átomo o una molécula se excita, pasa del llamado estado fundamental, que es el que mantiene al átomo o molécula en su estado de mínima energía, a un estado excitado, más energético que el anterior. Si entonces el átomo o molécula vuelve a descender a un nivel inferior, emite una cantidad determinada de energía que corresponde a la diferencia energética entre estos dos niveles.

La excitación de átomos y moléculas se puede producir de distintas maneras. En el caso de los átomos, la excitación habitual corresponde al paso de un electrón a un nivel de energía superior. Para moléculas, la excitación también puede deberse a saltos de energía de los electrones, pero existen otras formas de excitación: las moléculas están formadas por varios átomos unidos que tienen una configuración de mínima energía, pero la molécula puede rotar en torno a uno de sus ejes, o sus átomos vibrar, pasando así a estados excitados denominados rotacionales o vibracionales. En radioastronomía son especialmente relevantes estos estados de rotación.

El mecanismo de emisión por excitación electrónica se puede ver utilizando el modelo de Bohr, en el que se representan los distintos niveles energéticos del electrón como órbitas circulares alrededor del núcleo. Aunque disponemos de modelos más sofisticados para describir los fenómenos asociados a las transiciones electrónicas, éste, por su simplicidad, es especialmente útil para dar una visión intuitiva de estos procesos.

Fig.3.3. Esquema de la formación de líneas de recombinación en un átomo de hidrógeno

Los distintos niveles corresponden a los distintos valores de n, el denominado número cuántico principal. En mecánica cuántica, los estados energéticos de los electrones en los átomos vienen definidos por los llamados números cuánticos. Existen cuatro números cuánticos:

• n: Número cuántico principal

• l : Momento angular

• m : Número cuántico magnético

• s : Número cuántico de spin

La energía de un electrón es proporcional a 1/n², según los postulados de Bohr. De esta forma, si tenemos un átomo de hidrógeno excitado con un electrón en el nivel n=3, y ese electrón salta a un nivel n=2, se producirá un fotón cuya energía será proporcional a (1/3²)-(1/2²). A las líneas emitidas por este proceso se les denomina líneas de recombinación.

Dentro del átomo de hidrógeno hay determinadas transiciones que han tomado el nombre de sus descubridores. Estas transiciones, denominadas series están definidas según el nivel final en el que se queda el electrón.

• Serie de Lyman : Estado final n=1. Emisión en el ultravioleta.

• Serie de Balmer : Estado final n=2. Emisión en el ultravioleta cercano y en el óptico.

• Serie de Paschen : Estado final n=3. Emisión en el infrarrojo cercano.

• Serie de Bracket : Estado final n=4. Emisión en el infrarrojo.

• Serie de Pfund : Estado final n=5. Emisión en el infrarrojo.

• ...

• (Sin nombre): Estado final n=92. Emisión en radio, banda X.

Fig.3.4. Series espectrales en el átomo de Hidrógeno

La energía de estos fotones emitidos está tan determinada que permite definir el tipo de átomo en el que se está produciendo. Por ejemplo, supongamos un átomo de hidrógeno con su electrón excitado y situado en el nivel n=3. Si este electrón se desexcita pasando a un nivel n=2, se emite un fotón de energía 6563 Å. Esto supone que si en un espectro de una estrella, es decir, en una representación del flujo emitido a cada longitud de onda, viésemos una línea en 6563 Å, automáticamente sabríamos que esa estrella contiene hidrógeno.

Digamos que con el hidrógeno esta conclusión no sería demasiado aventurada ya que es el componente más abundante de nuestro universo, pero el método de análisis de líneas espectrales es fundamental para la determinación de la composición de las estrellas, galaxias o material interestelar.

Otro ejemplo de emisión de una línea espectral que podemos observar y que es muy importante en radioastronomía es la emisión de la línea de hidrógeno neutro de 21 cm. Así como la línea de 6563 Å puede ser observada en el óptico, la línea de 21 cm se observa en radio, más concretamente en la banda L. El mecanismo de producción de esta línea (de forma simplificada) es el siguiente:

En el caso de los átomos neutros de hidrógeno (esto es, átomos no ionizados), el nivel más bajo de energía viene dado por la situación en que los espines del electrón y del protón son antiparalelos, es decir, tienen sentidos opuestos. Si el átomo de hidrógeno neutro adquiere una cantidad pequeña de energía por colisión, los espines del electrón y del protón pueden alinearse de forma que el átomo quede en un estado excitado. Si el átomo retorna entonces al nivel fundamental de menor energía lo hace emitiendo un fotón de longitud de onda 21.11 cm (o lo que es lo mismo, de frecuencia 1428 MHz).

Fig.3.5. Formación de la línea de hidrógeno de 21 cm

Se necesita poca cantidad de energía para que un átomo de hidrógeno se excite para emitir la línea de 21 cm. Esto supone que esta línea se encontrará en gases fríos que no son muy energéticos. Esta línea es visible en muchas zonas del cielo, dada la gran abundancia de hidrógeno en el Universo. Esta línea es muy habitual y ha proporcionado muchísima información acerca del medio interestelar y del tamaño y posición de las nubes de gas frío.

Pero no solamente nos encontramos líneas producidas por átomos. Las moléculas también tienen estados de energía discretos, lo que permite transiciones entre ellos absorbiendo o emitiendo fotones. Las transiciones moleculares más típicas son aquellas que involucran cambios en los niveles rotacionales o vibracionales de las moléculas. Como son muchas las transiciones posibles, el espectro de líneas que se poduce es muy complejo, y aparece como una serie de bandas.

Al igual que ocurre con los átomos, el estudio de las bandas moleculares se puede emplear para identificar las especies moleculares presentes en el gas, tanto en nuestra atmósfera como en cualquier otra atmósfera planetaria o en el medio interestelar. Empleando este método, denominado espectroscopía molecular, se han detectado numerosas moléculas en el espacio, incluyendo muchas moléculas orgánicas (aquellas que contienen átomos de carbono). La espectroscopía molecular es una de las áreas de mayor relevancia en el campo de la radioastronomía. En esta página se puede ver una lista de las 123 moléculas interestelares descubiertas hasta el momento.

Hasta ahora hemos hablado sólo de líneas de emisión, pero los átomos y moléculas pueden absorber también energía. Un electrón en un determinado nivel puede absorber un fotón pasando entonces a un estado de energía excitado. Se puede ver en la figura del átomo de Bohr, que igual que existen series de emisión de líneas, las mismas series se pueden encontrar también en absorción.

Pero ¿cómo se produce entonces una línea de absorción? Hemos visto cómo se produce la absorción de energía por un átomo, pero para que eso quede reflejado en un espectro y pueda ser observable, necesitamos una fuente de energía cuya radiación sea absorbida por los átomos de un gas. Entonces sí que podremos ver un espectro de absorción superpuesto al espectro de emisión del cuerpo radiativo.

Este proceso es el que ocurre en la emisión de radiación por una estrella. El interior de la estrella emite radiación continua de cuerpo negro, que es absorbida en longitudes de onda determinadas por los átomos situados en la fotosfera, es decir, en la parte más exterior de la estrella. De esta forma, el espectro que se genera en una estrella será aproximadamente el de un cuerpo negro con líneas de absorción producidas por los átomos de su envoltura.

Sin embargo, si consiguiésemos ver únicamente la radiación procedente de la envoltura de la estrella, lo que veríamos sería un espectro de emisión, ya que no tenemos de fondo ningúna radiación continua que sea absorbida por el gas, sino que tendremos un gas que está recibiendo la radiación de la estrella y por tanto, alguno de sus átomos se excitará y emitirá radiación al desexcitarse, que será lo que podremos observar. El espectro resultante será entonces un espectro únicamente con líneas de emisión. Este comportamiento viene definido por las leyes de Kirchhoff del análisis espectral, y se puede entender mejor en la siguiente figura:

Fig.3.6. Leyes de Kirchoff del análisis espectral

Estos fenómenos ocurren exactamente igual en otros rangos del espectro electromagnético, incluyendo las ondas de radio. Al pasar por un medio material, la radiación en ciertas longitudes de onda es absorbida y esas mismas longitudes de onda aparecen en emisión si observamos el gas de forma que la fuente de radiación queda fuera de la linea de visión.

Los máseres son también líneas espectrales, aunque su mecanismo de emisión es diferente del que hemos explicado anteriormente para líneas espectrales térmicas. En ambos casos se produce una transición entre dos niveles de un átomo o molécula. Sin embargo, en el caso de los máseres, la excitación del átomo o molécula se produce de una manera distinta. Máser es el acrónimo de las siglas en inglés "Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation" (amplificación de microondas mediante emisión estimulada de radiación). El mecanismo de emisión máser es idéntico al del láser, pero con "microondas" (incluídas en el rango de radio) en lugar de luz visible.

En los máseres también se produce una transición de una molécula de un nivel más energético a otro menos energético, con la consiguiente emisión de un fotón. La diferencia radica en que esta emisión se produce por la estimulación de un fotón que posee la misma energía que la transición que se va a producir y al pasar por las cercanías del átomo provoca la desexcitación del átomo, resultando por tanto dos fotones de la misma energía y con la misma dirección.

Fig.3.7. Esquema de la inversión y estimulación de un máser

Fig.3.8. Máser de agua en una región de formación estelar, tomado con la antena de 70 m de Robledo de Chavela

Ya tenemos la emisión estimulada, pero todavía falta un ingrediente más para tener un máser: la amplificación. Si en el esquema anterior tuviésemos muchas moléculas situados en el nivel excitado, cada uno de los fotones emitidos en la desexcitación podría estimular la emisión de otro fotón, produciéndose entonces una cascada que daría lugar a un haz de fotones monocromático (de la misma energía) y de gran intensidad. Para que esto ocurra, hace falta que se produzca la denominada inversión de población, es decir, que haya algún mecanismo que haga que muchas de las moléculas estén en un nivel excitado. Este mecanismo puede ser producido por una fuente de gran energía, como por ejemplo, una estrella.

Los máseres se producen habitualmente en nubes moleculares (en las que se estén formando estrellas) o envolturas estelares. Las moléculas más importantes que dan lugar a máseres son agua, (H₂O), radical hidroxilo (OH), monóxido de silicio (SiO), metanol (CH₃OH). Estas moléculas están presentes en el medio interestelar, y en muchos casos no serían detectables si no se produjese en ellas el fenómeno máser, ya que su emisión espontánea es demasiado débil para que pueda ser detectada.

Antes de terminar este capítulo, es conveniente incidir un poco más entre las diferencias entre la radiación térmica y la radiación no térmica. Recordamos que la radiación térmica es aquella que se produce por efectos de la temperatura de la fuente (radiación de cuerpo negro, radiación de frenado, líneas espectrales térmicas) y la radiación no térmica es la que tiene lugar por otro tipo de efectos (radiación sincrotrón y máseres).

Gran parte de la radiación que nos llega procedente de la Vía Láctea o de otras galaxias es en forma de radiación no térmica.

En el caso de la emisión continua, una diferencia muy importante entre ambos tipos de radiaciones en el rango de ondas de radio, es que, mientras que la intensidad de la radiación térmica aumenta con la frecuencia o se mantiene más o menos constante, la intensidad de la radiación no térmica muestra el comportamiento contrario y normalmente su intensidad disminuye con la frecuencia.

Fig.3.9. Ejemplo de diferencia entre emisión térmica y no térmica