Formování hvězd je neuvěřitelný proces, ale také notoricky obtížně vysledovatelné. Jistě, změny teploty a vodík svítí v jiné části spektra, ale stále je to vodík. Své všude!
Když tedy astronomové chtějí hledat hustší oblasti plynu, často se obracejí k jiným atomům a molekulám, které mohou za těchto relativně hustých podmínek vytvářet nebo být stimulovány k emitování. Mezi běžné příklady toho patří oxid uhelnatý a kyanovodík. Studie publikovaná v roce 2005, vedená Davidem Meierem na University of Illinois v Urbana-Champaign, však studovala vnitřní regiony blízké čelní spirály sledováním osmi molekul a zjistila, že plný rozsah hustých oblastí není dobře mapován. těmito dvěma běžnými molekulami. Zejména kyanoacetylen, organická molekula s chemickým vzorcem HC3Bylo prokázáno, že N korelovala s nejaktivnějšími oblastmi vytvářejícími hvězdy, slibnými astronomy nahlédla do srdce oblastí vytvářejících hvězdy a vyvolala následnou studii.
Nová studie byla provedena na velmi velkém poli na konci roku 2005. Konkrétně studovala emise způsobené 5-4, 10-9 a 16-15 přechody, z nichž každá odpovídá různým úrovním zahřívání a excitace. Husté regiony odkryté touto studií byly konzistentní s regiony uvedenými v roce 2005. Jeden, objevený předchozím průzkumem z jiné stopovací molekuly, nebyl nalezen touto nejnovější studií, ale nová studie také objevila dříve nepovšimnutý obrovský molekulární oblak ( GMC) přítomností HC3N.
Další technikou, kterou lze použít, je zkoumat poměry různých úrovní excitace. Z toho mohou astronomové určit teplotu a hustotu nezbytnou k vytvoření takové emise. To lze provést s jakýmkoli druhem plynu, ale použití dalších druhů molekul poskytuje nezávislou kontrolu této hodnoty. Pro oblast s nejsilnější emisí tým uvedl, že se zdálo, že plyn je chladný 40 K (-387 ° F) s hustotou 1-10 tisíc molekul na krychlový centimetr. To je poměrně husté pro mezihvězdné médium, ale pro srovnání, vzduch, který dýcháme, má přibližně 1025 molekuly na krychlový centimetr. Tato zjištění jsou shodná se zjištěními uváděnými u oxidu uhelnatého.
Tým také nezávisle zkoumal několik jader vytvářejících hvězdy. Srovnáním proměnlivých sil detekčních molekul byl tým schopen oznámit, že jeden GMC dobře postupoval ve vytváření hvězd, zatímco jiný byl méně vyvinutý, pravděpodobně stále obsahující horká jádra, která ještě nezahájila fúzi. V prvním případě HC3N je slabší než v ostatních zkoumaných jádrech, což tým přičítá destrukci molekul nebo rozptýlení mraku, když fúzi začíná u nově vytvořených hvězd.
Při použití HC3N jako indikátor je relativně nový přístup (tyto studie IC 342 jsou první vedené v jiné galaxii), výsledky této studie prokázaly, že dokáže sledovat různé rysy v hustých mracích podobným způsobem jako jiné molekuly.
