Wurden jemals radiospektroskopische Beobachtungen verwendet, um erstmals erfolgreich eine Entfernung zu messen?

Ja, Radiospektren wurden ausgiebig verwendet, um die Entfernungen und Positionen von HI-Regionen und Molekülwolken innerhalb der Milchstraße zu ermitteln. Beobachtungen der 21-cm-Wasserstofflinie und/oder mehrerer Kohlenmonoxidlinien (insbesondere$\text{CO}(1\to0)$) ermöglichen es uns, Radialgeschwindigkeitsmessungen von Wolken innerhalb der Galaxie durchzuführen. Von dort aus erlaubt uns etwas Geometrie (siehe Roman-Duval et al. 2009 ), die Entfernung zur Wolke zu bestimmen, wenn die Wolke weiter vom galaktischen Zentrum entfernt liegt als die Sonne.

Wenn sich die Wolke näher am galaktischen Zentrum befindet, gibt es leider zwei mögliche Lösungen für die Entfernung zwischen Wolke und Sonne, die sogenannte kinematische Entfernungsmehrdeutigkeit . Es tritt auf, weil an zwei möglichen Punkten entlang der Sichtlinie – wenn die Umlaufbahn der Wolke kleiner als die der Sonne ist – die projizierten Wolkengeschwindigkeiten identisch sind. Es gibt einige Möglichkeiten, wie wir dies versuchen können, einschließlich der HI-Absorption ( Kolpak et al. 2003 ).

Hier ist ein Diagramm von Roman Duval et al., um die Unterscheidung klarer zu machen:

^{Abbildung 1. Skizze der HISA-Methode zur Auflösung des KDA. In der inneren Galaxie entspricht ein einzelner galaktozentrischer Radius (bestimmt durch die Radialgeschwindigkeit der Wolke) zwei Entfernungen entlang der Sichtlinie, einer nahen (in blau) und einer fernen (in rot) kinematischen Entfernung. Die nahen und fernen kinematischen Abstände entsprechen der gleichen radialen Geschwindigkeit$V_r$, die die Projektion der Umlaufgeschwindigkeit ist$V_0$einer Wolke um den GC auf die Sichtlinie. Am Tangentenpunkt ist die Umlaufgeschwindigkeit einer Wolke parallel zur Sichtlinie. In diesem Fall ist die Radialgeschwindigkeit maximal und die nahen und fernen kinematischen Abstände sind identisch. Das kalte HI, das in eine Wolke eingebettet ist, die sich in naher kinematischer Entfernung befindet, absorbiert die 21-cm-Strahlung, die von einem warmen HI-Hintergrund emittiert wird, der sich in weiter Entfernung befindet. Folglich zeigt das HI 21 cm-Spektrum in Richtung einer nahen Wolke eine Absorptionslinie, die mit einer 13 CO-Emissionslinie von der Wolke zusammenfällt. Eine weit entfernte Wolke liegt nicht vor einem warmen HI-Hintergrund, der mit der gleichen Geschwindigkeit emittiert wie die Wolke. Daher gibt es im HI 21 cm-Spektrum kein Absorptionsmerkmal in Richtung einer Wolke, die sich in weiter kinematischer Entfernung befindet.}

Die Technik wurde auch auf extragalaktische Quellen angewendet (obwohl oft Linien im optischen Bereich verwendet werden, sogar für Radiogalaxien). Ein Beispiel ist der von Schneider et al. im Jahr 1983. Es handelt sich hauptsächlich um neutralen Wasserstoff, daher wurde die 21-cm-Linie ursprünglich verwendet, um eine Rotverschiebung, eine Rezessionsgeschwindigkeit (eine Systemgeschwindigkeit von$V=960\;\text{km s}^{_1}$) und Distanz. Diese Geschwindigkeitsmessung entspricht$d\simeq14\;\text{Mpc}$, ziemlich nah an dem der Leo-Gruppe. Es würde mich nicht überraschen, wenn die Entfernungen anderer extragalaktischer Blobs aus neutralem Wasserstoff ebenfalls über die 21-cm-Linie gemessen wurden.