Sternentstehung ist ein unglaublicher Prozess, aber auch notorisch schwer zu verfolgen. Sicher, die Temperatur ändert sich und der Wasserstoff leuchtet in einem anderen Teil des Spektrums, aber es ist immer noch Wasserstoff. Es ist überall!
Wenn Astronomen nach dichteren Gasregionen suchen wollen, wenden sie sich häufig anderen Atomen und Molekülen zu, die sich nur unter diesen relativ dichten Bedingungen bilden oder zur Emission angeregt werden können. Übliche Beispiele hierfür sind Kohlenmonoxid und Cyanwasserstoff. Eine 2005 veröffentlichte Studie unter der Leitung von David Meier von der University of Illinois in Urbana-Champaign untersuchte jedoch die inneren Regionen der nahe gelegenen Face-On-Spirale, indem acht Moleküle verfolgt wurden, und stellte fest, dass das gesamte Ausmaß der dichten Regionen nicht gut kartiert ist durch diese beiden gemeinsamen Moleküle. Insbesondere Cyanoacetylen, ein organisches Molekül mit einer chemischen Formel von HC3Es wurde gezeigt, dass N mit den aktivsten Sternentstehungsregionen korreliert, was den Astronomen einen Blick in das Herz der Sternentstehungsregionen verspricht und eine Folgestudie auslöst.
Die neue Studie wurde Ende 2005 vom Very Large Array aus durchgeführt. Insbesondere wurden die Emissionen aufgrund von Übergängen von 5-4, 10-9 und 16-15 untersucht, die jeweils unterschiedlichen Erwärmungs- und Anregungsniveaus entsprechen. Die in dieser Studie aufgedeckten dichten Regionen stimmten mit denen aus dem Jahr 2005 überein. Eine, die durch die vorherige Untersuchung eines anderen Tracermoleküls entdeckt wurde, wurde in dieser jüngsten Studie nicht gefunden, aber die neue Studie entdeckte auch eine zuvor unbemerkte riesige Molekülwolke ( GMC) durch die Anwesenheit von HC3N.
Eine andere Technik, die angewendet werden kann, ist die Untersuchung der Verhältnisse verschiedener Anregungsniveaus. Daraus können Astronomen die Temperatur und Dichte bestimmen, die zur Erzeugung einer solchen Emission erforderlich sind. Dies kann mit jeder Art von Gas durchgeführt werden, aber die Verwendung zusätzlicher Molekülspezies ermöglicht eine unabhängige Überprüfung dieses Wertes. Für das Gebiet mit der stärksten Emission berichtete das Team, dass das Gas kühle 40 K (-387 ° F) mit einer Dichte von 1-10.000 Molekülen pro Kubikzentimeter zu sein schien. Dies ist für das interstellare Medium relativ dicht, aber zum Vergleich hat die Luft, die wir atmen, ungefähr 1025 Moleküle pro Kubikzentimeter. Diese Ergebnisse stimmen mit denen von Kohlenmonoxid überein.
Das Team untersuchte auch mehrere der sternbildenden Kerne unabhängig voneinander. Durch den Vergleich der unterschiedlichen Stärken von Tracermolekülen konnte das Team feststellen, dass ein GMC bei der Herstellung von Sternen gut vorangekommen war, während ein anderes weniger entwickelt war und wahrscheinlich noch heiße Kerne enthielt, die die Fusion noch nicht entzündet hatten. Im ersteren ist der HC3N ist schwächer als in den anderen untersuchten Kernen, was das Team auf die Zerstörung der Moleküle oder die Ausbreitung der Wolke zurückführt, wenn die Fusion in den neu gebildeten Sternen beginnt.
Während der Verwendung von HC3N als Tracer ist ein relativ neuer Ansatz (diese Studien zu IC 342 sind die ersten, die in einer anderen Galaxie durchgeführt wurden). Die Ergebnisse dieser Studie haben gezeigt, dass es verschiedene Merkmale in dichten Wolken auf ähnliche Weise wie andere Moleküle verfolgen kann.
