La formación de estrellas es un proceso increíble, pero también muy difícil de rastrear. Claro, la temperatura cambia y el hidrógeno brilla en una parte diferente del espectro, pero sigue siendo hidrógeno. Sus En todas partes!
Entonces, cuando los astrónomos quieren buscar regiones más densas de gas, a menudo recurren a otros átomos y moléculas que solo pueden formarse o ser estimulados para emitir en estas condiciones relativamente densas. Ejemplos comunes de esto incluyen monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno. Sin embargo, un estudio publicado en 2005, dirigido por David Meier en la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign, estudió las regiones internas de la espiral frontal cercana al rastrear ocho moléculas y determinó que la extensión total de las regiones densas no está bien mapeada por estas dos moléculas comunes. En particular, el cianoacetileno, una molécula orgánica con una fórmula química de HC3N, se demostró que se correlaciona con las regiones de formación estelar más activas, prometiendo a los astrónomos echar un vistazo al corazón de las regiones formadoras de estrellas e impulsando un estudio de seguimiento.
El nuevo estudio se realizó a partir del Very Large Array a fines de 2005. Específicamente, estudió las emisiones debidas a las transiciones 5-4, 10-9 y 16-15, que corresponden a diferentes niveles de calentamiento y excitación. Las regiones densas descubiertas por este estudio fueron consistentes con las reportadas en 2005. Una, descubierta por la encuesta anterior de otra molécula trazadora, no fue encontrada por este estudio más reciente, pero el nuevo estudio también descubrió una nube molecular gigante previamente inadvertida ( GMC) a través de la presencia de HC3NORTE.
Otra técnica que se puede aplicar es examinar las proporciones de varios niveles de excitación. A partir de esto, los astrónomos pueden determinar la temperatura y la densidad necesarias para producir dicha emisión. Esto se puede realizar con cualquier tipo de gas, pero el uso de especies adicionales de moléculas proporciona verificaciones independientes de este valor. Para el área con la emisión más fuerte, el equipo informó que el gas parecía ser un frío de 40 K (-387 ° F) con una densidad de 1-10 mil moléculas por centímetro cúbico. Esto es relativamente denso para el medio interestelar, pero en comparación, el aire que respiramos tiene aproximadamente 1025 moléculas por centímetro cúbico. Estos hallazgos son consistentes con los reportados por el monóxido de carbono.
El equipo también examinó varios de los núcleos formadores de estrellas de forma independiente. Al comparar las diferentes fuerzas de las moléculas trazadoras, el equipo pudo informar que un GMC había progresado bien en la formación de estrellas, mientras que otro estaba menos evolucionado, probablemente todavía contenía núcleos calientes que aún no habían encendido la fusión. En el primero, el HC3N es más débil que en los otros núcleos explorados, lo que el equipo atribuye a la destrucción de las moléculas o la dispersión de la nube a medida que comienza la fusión en las estrellas recién formadas.
Mientras usa HC3N como trazador es un enfoque relativamente nuevo (estos estudios de IC 342 son los primeros conducidos en otra galaxia), los resultados de este estudio han demostrado que puede rastrear varias características en nubes densas en modas similares a otras moléculas.
