La formation d'étoiles est un processus incroyable, mais aussi notoirement difficile à retracer. Bien sûr, la température change et l'hydrogène brille dans une autre partie du spectre, mais c'est toujours de l'hydrogène. Ses partout!
Ainsi, lorsque les astronomes veulent rechercher des régions de gaz plus denses, ils se tournent souvent vers d'autres atomes et molécules qui ne peuvent se former ou être stimulés pour émettre dans ces conditions relativement denses. Des exemples courants de cela comprennent le monoxyde de carbone et le cyanure d'hydrogène. Cependant, une étude publiée en 2005, dirigée par David Meier à l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign, a étudié les régions intérieures de la spirale frontale voisine en traçant huit molécules et a déterminé que l'étendue complète des régions denses n'était pas bien cartographiée. par ces deux molécules communes. En particulier, le cyanoacétylène, une molécule organique de formule chimique HC3Il a été démontré que N, était en corrélation avec les régions de formation d'étoiles les plus actives, promettant aux astronomes un aperçu du cœur des régions de formation d'étoiles et incitant à une étude de suivi.
La nouvelle étude a été réalisée à partir du Very Large Array fin 2005. Plus précisément, elle a étudié les émissions dues aux transitions 5-4, 10-9 et 16-15 qui correspondent chacune à différents niveaux de chauffage et d'excitation. Les régions denses découvertes par cette étude étaient cohérentes avec celles rapportées en 2005. L'une, découverte par l'enquête précédente à partir d'une autre molécule de traceur, n'a pas été trouvée par cette étude la plus récente, mais la nouvelle étude a également découvert un nuage moléculaire géant auparavant inaperçu ( GMC) grâce à la présence de HC3N.
Une autre technique qui peut être appliquée consiste à examiner les rapports des différents niveaux d'excitation. À partir de cela, les astronomes peuvent déterminer la température et la densité nécessaires pour produire une telle émission. Cela peut être effectué avec n'importe quel type de gaz, mais l'utilisation d'espèces de molécules supplémentaires fournit des contrôles indépendants sur cette valeur. Pour la zone avec l'émission la plus forte, l'équipe a rapporté que le gaz semblait être un 40 K frais (-387 ° F) avec une densité de 1-10 mille molécules par centimètre cube. C'est relativement dense pour le milieu interstellaire, mais à titre de comparaison, l'air que nous respirons a environ 1025 molécules par centimètre cube. Ces résultats sont cohérents avec ceux rapportés au monoxyde de carbone.
L'équipe a également examiné plusieurs des noyaux de formation d'étoiles de manière indépendante. En comparant les forces variables des molécules traceurs, l'équipe a pu signaler qu'un GMC était bien avancé dans la fabrication d'étoiles tandis qu'un autre était moins évolué, contenant probablement encore des noyaux chauds qui n'avaient pas encore allumé la fusion. Dans le premier, le HC3N est plus faible que dans les autres noyaux explorés, que l'équipe attribue à la destruction des molécules ou à la dispersion du nuage lorsque la fusion commence dans les étoiles nouvellement formées.
Lors de l'utilisation de HC3Le N en tant que traceur est une approche relativement nouvelle (ces études de IC 342 sont les premières conduites dans une autre galaxie), les résultats de cette étude ont démontré qu'il peut tracer diverses caractéristiques dans des nuages denses de la même manière que d'autres molécules.
