Tôi đã cố gắng tập trung vào khả năng của công nghệ quang phổ thiên văn vô tuyến hiện tại để cách ly các nguồn không quá xa, giả sử, thành phần hóa học và mật độ của môi trường liên sao ngay trong vùng lân cận Hệ Mặt trời của chúng ta. Về bản chất, đám mây liên sao địa phương của chúng ta được tạo ra từ đâu và có bao nhiêu phần trăm:
Chúng tôi đã có nhiều thành công cho đến nay trong việc cô lập các nguồn sóng vô tuyến xa và phân tích siêu âm của chúng, tức là thành phần cấp độ phân tử. Tương tự như vậy ngay cả đối với thành phần môi trường liên sao xuống các ion phân tử của diazenylium (N 2 H + ) thay thế cho sự hiện diện của N 2 không quan sát được, không phân cực .
Ví dụ, P. Caselli et al. từ Trung tâm Vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian đã trình bày một bài báo (PDF) về J = 1 → 0 quá trình chuyển đổi N 2 H + ở 93 GHz sang lõi đám mây khối lượng thấp L1512 ở Taurus, vào năm 1995. Đó là 18 năm trước !
Điều tôi không hiểu là, điều gì ngăn cản chúng ta, với công nghệ hiện tại, cách ly sự hình thành khối lượng thấp cục bộ trong quang phổ sóng vô tuyến khỏi nhiễu nền và phân tích cấu trúc siêu phẳng của nó thông qua phép đo phổ thiên văn vô tuyến? Có phải tỷ lệ tín hiệu / nhiễu đơn giản là không thể thực hiện được và mật độ của đám mây cục bộ quá mỏng để lọc nó ra khỏi nền của nó? Hoặc những quan sát như vậy thực sự đã được thực hiện và chúng tôi đã có dữ liệu phân tử trên đám mây cục bộ mà tôi không biết?