La Galaxia (cuando se escribe con mayúscula la palabra se refiere a nuestra galaxia, también llamada Vía Láctea) emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado en longitudes de onda ópticas.
Además de la difusa radiación de fondo de microondas, en la Galaxia existen fuentes discretas de radioemisión. Estas fuentes incluyen restos de supernovas, radioestrellas, nebulosas de emisión, nubes moleculares y púlsares.
Los restos de supernova son nubes de fragmentos de estrellas que han explotado. Los electrones relativistas producidos en la explosión de una supernova son capturados por el campo magnético que rodea el lugar de la explosión. Cuando estos electrones giran en espiral alrededor de las líneas del campo magnético, continúan irradiando durante miles de años. En algunos casos, la estrella misma continúa siendo fuente de radioemisión y se la denomina radioestrella. Otra clase importante de radioestrellas comprende los sistemas de estrellas dobles (binarias) que emiten ondas de radio cuando su masa se transfiere de un elemento al otro. A menudo, las radioestrellas son también fuentes de rayos X.
La radioemisión térmica se observa en nubes de hidrógeno ionizado (llamadas regiones H II) situadas a lo largo de los brazos espirales de la Galaxia. Cuando los electrones libres se recombinan con iones de hidrógeno u otros elementos ligeros, la potencia de radio que surge se puede observar como líneas de recombinación en la región de radio del espectro.
Las líneas espectrales también son el resultado de transiciones vibratorias y rotatorias de moléculas interestelares como el vapor de agua (H2O), el amoníaco (NH3), el metanal (formaldehído, H2CO) y el monóxido de carbono (CO). Se conocen más de 50 moléculas interestelares, incluyendo moléculas orgánicas y muy complejas. En algunas nubes interestelares, las líneas moleculares de radio son muy intensas debido al efecto máser (amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación). Véase también Láser.
La intensidad de la mayor parte de las radiofuentes cósmicas es constante, o sólo varía lentamente con el tiempo. Sin embargo, los púlsares emiten estallidos periódicos cortos o pulsos de radiación una vez por segundo. Aunque se les descubrió por su intensa radioemisión, más tarde se vio que algunos también emiten pulsos ópticos y rayos X. Se cree que los púlsares se forman cuando estrellas como el Sol se contraen por efecto de su propia gravedad a dimensiones de unos 10 km. La densidad entonces se hace muy grande y los átomos son despojados de sus electrones, dejando una llamada estrella de neutrones.
(Texto de la ampliación extraido de encarta.msn
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