Líneas de recombinación de radio

Una línea de recombinación de radio (RRL) en astrofísica es una línea de emisión espectral producida por la transición de electrones entre dos niveles de energía en un átomo , con una frecuencia de reposo en la banda de radio del espectro electromagnético . Este efecto se produce en gas ionizado, impulsado por la recombinación de iones con electrones, cuando la energía del electrón disminuye lo suficiente como para ser capturado por el ion. Tras esta captura, el electrón desciende en cascada a través de los niveles de energía hasta un estado estable, emitiendo un fotón en cada transición. ^{[ 1 ]} En regiones de baja densidad del medio interestelar (ISM), estos átomos pueden permanecer estables hasta un número cuántico muy alto (n~1000), y tener un diámetro de hasta 1 micrón, similar al tamaño de un cabello humano . ^{[ 1 ]}

El modelo de Bohr, que predice la intensidad de las líneas de emisión en diferentes números cuánticos, permite la existencia de RRL, pero no fueron estudiadas hasta varias décadas después, en 1945, por el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst . ^{[ 2 ]} En su trabajo, van de Hulst propuso la existencia de emisión de líneas de radio observables de átomos altamente excitados en el medio interestelar, así como la predicción de la emisión observable de 21 cm de regiones de hidrógeno neutro. ^{[ 2 ]} Para el hidrógeno , este efecto ocurre en regiones H II y puede considerarse un ejemplo más raro de la serie espectral del hidrógeno , que solo ocurre para transiciones electrónicas que comienzan por encima de${\displaystyle n>27}$.

La primera búsqueda de RRL astronómicas fue iniciada en 1958 por TM Egorova y NF Ryzhkov, centrándose en la línea H271α en el plano galáctico , lo que resultó en una detección inequívoca de la línea. ^{[ 1 ] [ 3 ]} Seis años después de que comenzaran las primeras búsquedas, un grupo del Instituto de Física Lebedev en Moscú detectó las primeras RRL utilizando un radiotelescopio de 22 m el 27 de abril de 1964. El grupo detectó la transición H90α, a una frecuencia de reposo de 8872,5  MHz y producida en la Nebulosa Omega . ^{[ 1 ] [ 4 ]} Un grupo ruso independiente detectó la línea H104α un mes después, en mayo de 1964, también en la Nebulosa Omega. ^{[ 1 ] [ 5 ]}

Las RRL se observaron por primera vez a distancias cosmológicas (z = 1,124) en 2019, y se sugiere que se originaron a partir de una región de hidrógeno caliente o carbono neutro frío dentro de una galaxia enana que está siendo energizada por un cuásar de fondo . ^{[ 6 ]}