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Hay tres tipos principales de emisiones de radio: las térmicas, las sincrotrón ( o no térmicas ) y las de rayas espectrales. La emisión de ondas de radio térmicas procede de la aceleración de partículas con carga eléctrica dentro de un gas caliente. Cuando la temperatura es bastante alta, sus átomos neutros se descomponen en electrones (e-) de carga negativa e iones de carga positiva. Cada partícula se mueve sin cesar, interactuando con otras partículas. Las colisiones causan la aceleración de algunas partículas que, entonces, emiten ondas de radio. Cuanto mayor sea la temperatura del gas, mayor sera el número de colisiones y más alta la intensidad de emisiones de radio; por esta razón, se puede calcular la temperatura de una radiofuente térmica por la intensidad de emisiones de radio.

Igual que la emisión térmica, la emisión de ondas radio sincrotrón se produce por la aceleración de partículas cargadas. Sin embargo la aceleración de las emisiones sincrotrón estriba en que sus ondas radio estan polarizadas -es decir, vibran en un solo plano-, a diferencia de las ondas de radio emitidas por fuentes térmicas. Se han detectado ondas de radio polarizdas provenientes de la nebulosa de Cangrejo (que emite tambien ondas no polarizadas); el origen de esas emisiones se atibuye la estrella NP 0532 (situada en el centro de la nebulosa), que produce el campo magnético requerido por la aceleración de las partículas cargadas. La mayoría de las radiofuentes celestes nos envían ondas polarizadas, producidas en consecuencia por procesos sincrotrón.

La emisión de rayas espectrales se caracteriza por concentrarse en una angosta banda en torno a una frecuencia específica, del mismo modo que una raya espectral óptica corresponde a una sola frecuencia específica, del mismo modo que una raya espectral óptica corresponde a una sola frecuencia de la parte visible del espectro electromagnético. Las emisiones de radio de rayas suelen originarse en nubes de hidrogeno (H₂) (componente relativamente abundante el universo, halldao en otros puntos de los brazos espirales de nuestra galaxia) y pueden servir para cartografiar la distribución de este gas, incluso donde el polvo interestelar impide la observación óptica de las nubes de gas.

Las emisiones de rayas proceden sólo de los relativamente escasos átomos de H cuyo protón y el electrón orbitante giran inicialmente en la misma dirección. En ese caso, el atomo de hidrógeno esta en su conjunto en un inestable estado de alta energía y el electrón cambia su sentido de giro y lo hace en sentido contrario al protón. Al ocurrir este cambio, el átomo de H desciende a un estado de energía más bajo y estable e irradia la energía excendente en forma de ondas de radio, a la frecuencia de única unos 1420 Mhz (la conocida longitud de onda de 21 cm).

Pero en la práctica, las emisiones de rayas, cubren un margen de frecuencias mas amplio que esa linea de los 1420 Mhz. La razón de ello estriba en que las colisiones que hay entre los átomos afectan sus energías individuales, y se altera la frecuencia de las ondas radio emitidas al descender los átomos a una fase más estable. Se utiliza la extensión de esa ampliación de frecuencia para determinar la temperatura de las nubes celestes de H2 (de unos 100 K). La frecuencia de emisiones detectadas varía además por el movimiento de las nubes (efecto conocido como corrimiento Doppler de frecuencia) , fenómeno utilizado para calcular el movimiento de esas nubes.