Keterbatasan saat ini dalam analisis spektrometri radio-astronomi struktur hyperfine awan antarbintang lokal

Saya sudah mencoba untuk membungkus kepala saya di sekitar kemampuan teknologi spektrometri radio-astronomi saat ini untuk mengisolasi sumber renggang tidak terlalu jauh, katakanlah, komposisi kimia dan kepadatan medium antarbintang tepat di lingkungan tata surya kita. Intinya, terbuat dari apa awan antarbintang lokal kita dan seberapa banyak awan itu ada di sana:

Sejauh ini kami telah banyak berhasil dalam mengisolasi sumber gelombang radio yang jauh dan menganalisis hyperfine mereka, yaitu komposisi tingkat molekul. Hal yang sama berlaku bahkan untuk komposisi medium antarbintang ke ion molekuler diazenylium (N ₂ H ⁺ ) yang merupakan pengganti keberadaan N ₂ nonpolar yang tidak dapat diamati .

Sebagai contoh, P. Caselli et al. dari Pusat Astrofisika Harvard-Smithsonian mempresentasikan sebuah makalah (PDF) pada transisi J = 1 → 0 N ₂ H ⁺ pada 93 GHz menuju inti awan dengan massa rendah yang diam, L1512 di Taurus, pada tahun 1995. Itu adalah 18 tahun yang lalu !

Apa yang saya tidak mengerti adalah, apa yang menghalangi kita, dengan teknologi saat ini, dari mengisolasi formasi rendah-massa lokal dalam spektrum gelombang radio dari kebisingan latar belakangnya dan menganalisis struktur hyperfine-nya melalui spektrometri radio-astronomi? Apakah rasio sinyal terhadap noise tidak dapat bekerja dan kerapatan awan lokal terlalu tipis untuk disaring dari latar belakangnya? Atau apakah pengamatan seperti itu sebenarnya sudah dilakukan, dan kami sudah memiliki data molekuler di cloud lokal yang tidak saya sadari?

Hal pertama yang perlu diperhatikan adalah bahwa Local Interstellar Cloud, tempat Matahari berevolusi saat ini, adalah wilayah yang cukup tersebar, dengan kepadatan tipikal sekitar satu hingga beberapa partikel per sentimeter kubik. Awan dengan kepadatan rendah seperti itu sebenarnya sebagian besar atom; seperti yang Anda lihat pada plot ini ( Snow & McCall 2006 , diadaptasi dari Neufeld et al. 2005 ):

Maka cukup sulit untuk mengamati molekul di wilayah ini.

Berita baiknya adalah, tidak hanya garis molekul yang memberikan informasi tentang sifat fisik (suhu, kerapatan, ionisasi, struktur kecepatan dan morfologi) dari Local Interstellar Cloud. Secara khusus, ultraviolet adalah kisaran panjang gelombang yang sangat cocok untuk menyerap daerah ini dalam penyerapan, dan ada beberapa studi yang cukup luas dari subjek (lihat misalnya Kertas I , Kertas II , Kertas III dan Kertas IV dari Redfield et al.).