היווצרות כוכבים היא תהליך מדהים, אך גם קשה להתמצאות בצורה ידועה לשמצה. בטח, הטמפרטורה משתנה והמימן זוהר בחלק אחר של הספקטרום, אבל זה עדיין מימן. זה כן בכל מקום!
לכן כאשר אסטרונומים רוצים לחפש אזורים דחוסים יותר של גז, הם פונים לעתים קרובות לאטומים ומולקולות אחרות שיכולים רק ליצור או להיות מעוררים לפלוט בתנאים צפופים יחסית אלה. דוגמאות נפוצות לכך כוללות פחמן חד-חמצני וציאניד מימן. עם זאת, מחקר שפורסם בשנת 2005, בראשותו של דייוויד מאייר מאוניברסיטת אילינוי באורבנה-שמפיין, חקר אזורים פנימיים בספירלה הפנימית הסמוכה על ידי התחקות אחר שמונה מולקולות וקבע כי היקף מלוא האזורים הצפופים אינו ממופה היטב על ידי שתי מולקולות נפוצות אלה. במיוחד ציאנו-אצטילן, מולקולה אורגנית עם נוסחה כימית של HC3הוכח כי N מתואם עם האזורים הפעילים ביותר ליצירת כוכבים, והבטיחו לאסטרונומים להציץ ללב האזורים המרכיבים את הכוכבים ומבקש מחקר המשך.
המחקר החדש נערך מתוך המערך הגדול מאוד בסוף 2005. באופן ספציפי הוא בדק את הפליטות כתוצאה ממעברים 5-4, 10-9 ו- 16-15 אשר כל אחד מהם תואם רמות שונות של חימום ועירור. האזורים הצפופים שנחשפו על ידי מחקר זה תואמים את האזורים שדווחו בשנת 2005. האחד, שהתגלה על ידי הסקר הקודם ממולקולת עקבות אחרת, לא נמצא על ידי המחקר האחרון ביותר הזה, אך המחקר החדש גילה גם ענן מולקולרי ענקי שטרם ניתן להבחין בו ( GMC) באמצעות נוכחות של HC3נ.
טכניקה נוספת שניתן ליישם היא בחינת יחסי רמות עירור שונות. מכאן, אסטרונומים יכולים לקבוע את הטמפרטורה והצפיפות הדרושים לייצור פליטה כזו. ניתן לבצע זאת באמצעות כל סוג של גז, אך שימוש במינים נוספים של מולקולות מספק בדיקות עצמאיות בערך זה. עבור האזור עם הפליטה החזקה ביותר, הצוות דיווח כי נראה שהגז היה 40 קילוגרם קריר (צפיפות -387 מעלות צלזיוס) עם צפיפות של 1-10 אלף מולקולות לסנטימטר מעוקב. זה צפוף יחסית למדיום הבין-כוכבי, אך לשם השוואה, האוויר שאנו נושמים הוא בערך 1025 מולקולות לסנטימטר מעוקב. ממצאים אלה עולים בקנה אחד עם אלה שדווחו מפחמן חד חמצני.
הצוות בדק גם כמה מהכוכבים היוצרים ליבות באופן עצמאי. על ידי השוואה בין חוזקותיהם השונות של מולקולות העקבות, הצוות הצליח לדווח כי GMC אחד התקדם היטב ביצירת כוכבים ואילו אחר התפתח פחות, ככל הנראה שעדיין מכיל ליבות חמות שעדיין לא הציתו היתוך. בראשון, ה- HC3N חלשה יותר מאשר בשאר הליבות שנחקרו, אשר הצוות מייחס להשמדת המולקולות או פיזור הענן עם התחלת האיחוי בכוכבים שזה עתה נוצרו.
בזמן השימוש ב- HC3N כעקיבה היא גישה חדשה יחסית (מחקרים אלו על IC 342 הם המובאים לראשונה בגלקסיה אחרת), תוצאות המחקר הראו כי הוא יכול להתחקות אחר תכונות שונות בעננים צפופים באופנות דומות למולקולות אחרות.
