É possível com recurso a telescópios espaciais identificar a presença e distribuição de iões (e.g., O⁵⁺, C³⁺, N⁴⁺) no interior da Bolha Local. A sua identificação é útil para se compreender o processo de formação e evolução da cavidade, além de permitir verificar a adequação dos modelos teóricos correspondentes através da comparação entre as previsões teóricas e as observações.

Um dos elementos úteis para este tipo de análise é o ião de Oxigénio cinco vezes ionizado. Este ião, indicador da presença de gás com temperaturas de 300 000 K é identificado através da absorção da radiação ultra-violeta. Tem uma distribuição não uniforme, i.e., variável de local para local, na Galáxia, bem como no interior da Bolha Local. A sua densidade média no plano Galáctico é de 1,8 × 10⁻⁸ cm⁻³ [2], enquanto que na Bolha Local é de 2,4 × 10⁻⁸ cm⁻³ [9]. A distribuição não uniforme é indicativa de fenómenos turbulentos associados com a redistribuição de temperatura no interior da cavidade [4] contrariando a velha ideia de 30 anos de que o O⁵⁺ é produzido em resultado de condução térmica.

Qualquer modelo sobre a Bolha Local tem obrigatoriamente de reproduzir a distribuição e densidade deste ião na cavidade. Todavia, todos os modelos desenvolvidos até 2005 falharam neste objectivo. A razão para estes insucessos foi o facto de os seus autores acreditarem no papel da condução térmica e suporem que a evolução da Bolha Local ocorreu num meio uniforme, não perturbado por outros fenómenos, e.g., explosão de estrelas, ventos estelares, turbulência, etc.