En region av klustrad stjärnbildning. Den vänstra ramen visar en infraröd bild med hög rumslig upplösning av klustret; tre unga stjärnor ses i de färgade cirklarna, med den vita cirkeln som visar en korrekt storlek. Den högra ramen är samma kluster som ses vid längre våglängder med ett annat instrument. De tre stjärnorna blandas ihop. En ny teknik avgör det mest sannolika bidraget var och en av stjärnorna ger till denna och andra långvågsbilder, och använder det för att utläsa stjärnornas egenskaper. Upphovsman:Martinez-Galarza et al 2018
Ungefär tjugofem procent av de unga stjärnorna i vår galax bildar sig i grupperade miljöer, och stjärnor i ett kluster är ofta tillräckligt nära varandra för att påverka hur de ackumulerar gas och växer. Astronomer som försöker förstå detaljerna i stjärnbildning, till exempel den relativa mängden av massiva stjärnor till lågmassiga, måste ta hänsyn till sådana komplicerade klustringseffekter. Att mäta den faktiska demografin för ett kluster är inte heller lätt.
Unga stjärnor är inbäddade i mörka moln av födelsematerial. Infraröd strålning kan fly, dock, och astronomer undersöker dessa regioner vid infraröda våglängder med hjälp av formen på den spektrala energifördelningen (SED—de relativa mängderna flöde som emitteras vid olika våglängder) för att diagnostisera den unga stjärnans natur:dess massa, ålder, accretion aktivitet, utveckla disk, och liknande egenskaper. En stor komplikation är att de olika teleskop och instrument som används för att mäta en SED har stora och olika stora strålar som omfattar flera objekt i ett kluster. Som ett resultat, varje punkt i en SED är en förvirrad blandning av emission från alla ingående stjärnor, med de längsta våglängdsdatapunkterna (från de största strålarna) som täcker ett rumsligt område kanske tio gånger större än de kortaste våglängdspunkterna.
CfA-astronomerna Rafael Martinez-Galarz och Howard Smith och deras två kollegor har utvecklat en ny statistisk analysteknik för att ta itu med problemet med förvirrade SEDs i klustrade miljöer. Genom att använda bilder med högsta rumsliga upplösning för varje region, teamet identifierar de urskiljbara stjärnorna (åtminstone så många finns i klustret) och deras emission vid dessa våglängder. De kombinerar ett bayesiskt statistiskt tillvägagångssätt med ett stort rutnät av modellerade unga stjärn -SED:er för att bestämma den mest troliga fortsättningen av varje enskild SED i den blandade, längre våglängdsband och därmed leder till bestämning av det mest sannolika värdet av varje stjärnas massa, ålder, och miljöparametrar. Den resulterande summerade SED är inte unik men är den mest troliga lösningen.
Astronomerna tillämpar sin metod på sjuttio unga, stjärnhopar med låg massa observerade av Spitzer Space Telescopes Infrared Array Camera, och härleda deras fysikaliska egenskaper. Deras resultat överensstämmer utmärkt med allmänna förväntningar på fördelningen av stjärnmassor. De hittar också flera oväntade preliminära resultat, inklusive ett samband mellan den totala massan av klustret och massan av dess största medlem. Teamet planerar att utöka de våglängdsområden som ingår i deras SED-analys och att öka antalet analyserade kluster.
