Leí que las estrellas muestran líneas de absorción y emisión. Si bien tengo claro cómo vemos las líneas de absorción, no entiendo cómo (y cuándo) vemos las líneas de emisión. Basado en lo que leí en varios de sus hilos, como ¿Por qué no se cancelan las líneas de absorción y emisión en nuestro Sol? no deberíamos ver líneas de emisión en absoluto, ya que todas las emisiones provendrían del interior más caliente, pero no pueden llegar al exterior (a menos que haya entendido mal este punto), y la única emisión que vemos es la radiación de cuerpo negro. Pero entonces, ¿cómo vemos las pocas líneas de emisión como en el espectro que se muestra aquí ?
La luz emitida en el interior de una estrella se termaliza en gran medida cuando sale y tendrá un espectro de cuerpo negro.
Las partes interesantes del espectro se deben a las moléculas y átomos en la corona: la "atmósfera" de la estrella.
Cualquier gas que esté ionizado o al menos excitado a algo por encima del estado fundamental producirá un espectro de emisión. Prácticamente todo el gas en las primeras decenas de miles de millas sobre la "superficie" de la estrella estará ionizado y emitirá luz a un ritmo elevado, produciendo líneas de emisión. De acuerdo con el enlace que proporcionó, una molécula (o átomo) absorberá la luz solo si la frecuencia de la luz coincide con una transición de energía disponible en la molécula. Si la molécula ya está excitada por encima del nivel inferior de esa transición, la transición no está disponible. Sin embargo, mientras haya gas más frío a niveles altos en la atmósfera estelar, habrá líneas de absorción.
En general, las líneas de emisión ocurren en gases que son ópticamente delgados o en atmósferas que tienen una inversión de temperatura (es decir, son más calientes cerca del observador).
En un gas ópticamente delgado, si los átomos o iones excitados se desexcitan por radiación, los fotones producidos pueden escapar a un observador. Si la absorción/emisión continua es improbable, esto conduce a una línea de emisión observada. Los ejemplos incluyen la mayoría de las nebulosas.
El segundo caso surge porque si tienes una capa caliente encima de una capa fría, entonces la luz que recibimos de la "fotosfera" provendrá de una capa más caliente en la longitud de onda de una fuerte transición radiativa (más cercana al observador) en comparación con el continuo Como la capa más caliente es más brillante, vemos una línea de emisión. El caso exactamente opuesto a la formación de una línea de absorción, que surge cuando la luz en la longitud de onda central de una transición surge de una capa más alta y más fría.
Una inversión de temperatura requiere una forma de depositar calor de forma no radiativa en la capa más caliente, de lo contrario, la difusión radiativa lo eliminaría. Un ejemplo es una cromosfera estelar, que está por encima y es más caliente que la fotosfera, y es calentada por campos magnéticos. Esto puede producir líneas de emisión de alta temperatura. Sin embargo, la cromosfera es (a) irregular y (b) lo suficientemente delgada como para permitir que la luz de la mayoría de las longitudes de onda la atraviese, por lo que todavía vemos la fotosfera solar con sus líneas de absorción, pero con la adición de líneas de emisión de la cromosfera más caliente.