A formação de estrelas é um processo incrível, mas também notoriamente difícil de rastrear. Claro, a temperatura muda e o hidrogênio brilha em uma parte diferente do espectro, mas ainda é hidrogênio. Está em toda parte!
Então, quando os astrônomos querem procurar regiões mais densas de gás, geralmente recorrem a outros átomos e moléculas que só podem formar ou ser estimulados a emitir sob essas condições relativamente densas. Exemplos comuns disso incluem monóxido de carbono e cianeto de hidrogênio. No entanto, um estudo publicado em 2005, liderado por David Meier na Universidade de Illinois em Urbana-Champaign, estudou regiões internas da espiral frontal próxima rastreando oito moléculas e determinou que toda a extensão das regiões densas não está bem mapeada. por essas duas moléculas comuns. Em particular, o cianoacetileno, uma molécula orgânica com uma fórmula química de HC3N, demonstrou correlação com as regiões mais ativas de formação de estrelas, prometendo aos astrônomos uma espiada no coração das regiões de formação de estrelas e levando a um estudo de acompanhamento.
O novo estudo foi realizado a partir do Very Large Array no final de 2005. Especificamente, ele estudou as emissões devido às transições 5-4, 10-9 e 16-15, cada uma correspondendo a diferentes níveis de aquecimento e excitação. As regiões densas descobertas por este estudo foram consistentes com as relatadas em 2005. Uma, descoberta pela pesquisa anterior de outra molécula rastreadora, não foi encontrada por este estudo mais recente, mas o novo estudo também descobriu uma nuvem molecular gigante que não era percebida anteriormente ( GMC) através da presença de HC3N.
Outra técnica que pode ser aplicada é examinar as proporções de vários níveis de excitação. A partir disso, os astrônomos podem determinar a temperatura e a densidade necessárias para produzir essa emissão. Isso pode ser realizado com qualquer tipo de gás, mas o uso de espécies adicionais de moléculas fornece verificações independentes desse valor. Para a área com as emissões mais fortes, a equipe relatou que o gás parecia estar frio a 40 K (-387 ° F), com uma densidade de 1 a 10 mil moléculas por centímetro cúbico. Isso é relativamente denso para o meio interestelar, mas, para comparação, o ar que respiramos possui aproximadamente 1025 moléculas por centímetro cúbico. Esses achados são consistentes com os relatados pelo monóxido de carbono.
A equipe também examinou vários núcleos formadores de estrelas de forma independente. Ao comparar os diferentes pontos fortes das moléculas rastreadoras, a equipe foi capaz de relatar que um GMC progrediu bem na criação de estrelas, enquanto outro foi menos evoluído, provavelmente ainda contendo núcleos quentes que ainda não haviam acendido a fusão. No primeiro, o HC3N é mais fraco do que nos outros núcleos explorados, que a equipe atribui à destruição das moléculas ou à dispersão da nuvem quando a fusão começa nas estrelas recém-formadas.
Enquanto estiver usando o HC3N como marcador é uma abordagem relativamente nova (esses estudos da IC 342 são os primeiros realizados em outra galáxia), os resultados deste estudo demonstraram que ele pode traçar várias características em nuvens densas em modas semelhantes às de outras moléculas.
