Aktuelle Einschränkungen bei der radioastronomischen Spektrometrieanalyse der Hyperfeinstrukturen lokaler interstellarer Wolken

Ich habe versucht, mich mit den Fähigkeiten der aktuellen radioastronomischen Spektrometrietechnologie zu beschäftigen, um nicht zu weit entfernte schwache Quellen zu isolieren, beispielsweise die chemische Zusammensetzung und Dichte des interstellaren Mediums direkt in der Nähe unseres Sonnensystems. Woraus besteht unsere lokale interstellare Wolke im Wesentlichen und wie viel davon ist dort:

Bisher haben wir große Erfolge bei der Isolierung entfernter Radiowellenquellen und der Analyse ihrer Hyperfeinmenge, dh der Zusammensetzung auf molekularer Ebene, erzielt. Gleiches gilt auch für die Zusammensetzung des interstellaren Mediums bis hin zu Molekülionen von Diazenylium (N ₂ H ⁺ ), die das Vorhandensein von nicht beobachtbarem, unpolarem N ₂ ersetzen .

Zum Beispiel haben P. Caselli et al. vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics präsentierte 1995 eine Arbeit (PDF) über den J = 1 → 0-Übergang von N ₂ H ⁺ bei 93 GHz zum ruhenden wolkenarmen Wolkenkern L1512 in Taurus. Das ist 18 Jahre her !

Was ich nicht verstehe, ist, was uns mit der gegenwärtigen Technologie daran hindert, lokale massearme Formationen in den Radiowellenspektren von ihrem Hintergrundrauschen zu isolieren und ihre Hyperfeinstruktur durch radioastronomische Spektrometrie zu analysieren? Ist das Signal-Rausch-Verhältnis einfach nicht funktionsfähig und die Dichte der lokalen Wolke zu dünn, um sie aus dem Hintergrund herauszufiltern? Oder wurden solche Beobachtungen tatsächlich bereits gemacht und wir haben bereits molekulare Daten in der lokalen Wolke, die mir nicht bekannt sind?

Als erstes fällt auf, dass die lokale interstellare Wolke, in der sich die Sonne gerade entwickelt, eine ziemlich diffuse Region mit einer typischen Dichte von etwa einem bis wenigen Partikeln pro Kubikzentimeter ist. Wolken mit solch geringer Dichte sind eigentlich meistens atomar; Wie Sie auf dieser Handlung sehen können ( Snow & McCall 2006 , adaptiert von Neufeld et al. 2005 ):

Es ist dann ziemlich schwierig, Moleküle in dieser Region zu beobachten.

Die gute Nachricht ist, dass es nicht nur molekulare Linien gibt, die Informationen über die physikalischen Eigenschaften (Temperatur, Dichte, Ionisation, Geschwindigkeitsstruktur und Morphologie) der lokalen interstellaren Wolke liefern. Insbesondere Ultraviolett ist ein perfekt geeigneter Wellenlängenbereich, um diesen Bereich in der Absorption zu schäumen, und es gibt einige ziemlich umfangreiche Studien zu diesem Thema (siehe zum Beispiel Papier I , Papier II , Papier III und Papier IV von Redfield et al.).