13 DISPERSIÓN RAYLEIGH
El término dispersión o scattering Rayleigh
se refiere a la dispersión de la radiación producida por sistemas ligados,
tales como átomos o moléculas. Este caso es esencialmente idéntico a la
dispersión electrónica, sólo que la dispersión Rayleigh es producida por
partículas de tamaños mucho mayores que los electrones. De allí que este tipo
de scattering sea importante en las atmósferas de estrellas de temperaturas
moderadamente bajas (tipos G, K y M) donde abundan átomos neutros e incluso
compuestos moleculares.
La expresión del coeficiente de
absorción debido a dispersión Rayleigh, expresado en cm2 por gramo de materia estelar y para un átomo de H es :
, (10.75)
en la cual 
es el coeficiente de
absorción por dispersión electrónica expresado en cm2 por gramo de
materia estelar y donde lL = 1026 Å es un promedio pesado
de las longitudes de onda de las líneas de la serie de Lyman. La comparación de
la longitud de onda incidente l con lL se debe a que a bajas temperaturas prácticamente todos los átomos
de H están en el nivel fundamental y, por lo tanto, se encuentran en
condiciones de absorber las líneas de la serie de Balmer. Una deducción
simplificada de (10.75) puede verse en Böhm-Vitense (1997).
Es importante notar que la
dispersión Rayleigh aumenta con 
, de manera que los fotones ultravioletas resultan más
dispersados que los fotones de la región visible. El color azul del firmamento
es esencialmente debido a que la radiación solar sufre dispersión Rayleigh
producida por las moléculas de la atmósfera terrestre. La dispersión Rayleigh
debida a átomos de H neutro, contribuye a la absorción continua a temperaturas
comparativamente bajas y en la región del ultravioleta. A temperaturas aún más
bajas (estrellas M) el scattering Rayleigh molecular, particularmente debido a
moléculas H2, prevalece sobre el scattering Rayleigh atómico. Al
igual que el scattering electrónico, la dispersión Rayleigh constituye un
fenómeno de absorción aparente, motivo por el cual tampoco habrá que corregir
por el factor de emisiones estimuladas.
Conforme
a lo expresado en la sección anterior, en la fotosfera solar hay
aproximadamente 3x103 veces más átomos de H neutros que electrones
libres. En consecuencia, la dispersión Rayleigh debida a esta clase de átomos
solamente deja de ser despreciable. Para l << 3000 Å, sin embargo, los coeficientes de absorción de los metales
son por lo general mayores que el correspondiente al scattering Rayleigh.