Aproximadamente el 25% de las estrellas jóvenes en la Vía Láctea se forman en grupos donde los objetos generalmente están ubicados cerca uno del otro y pueden afectar la absorción y el crecimiento de los gases. Los astrónomos que intentan comprender los detalles del nacimiento de las estrellas, por ejemplo, la abundancia relativa de estrellas masivas sobre las de poca masa, deben tener en cuenta todos estos efectos. También es difícil medir la demografía real del clúster.
Las estrellas jóvenes se arraigan en nubes ocultas de material natal. Pero la radiación IR es capaz de escurrirse, por lo que los científicos exploran estas áreas en longitudes de onda IR, utilizando la forma de distribución de energía espectral (SED, la cantidad relativa de flujo emitido en diferentes longitudes de onda) para diagnosticar la naturaleza de una estrella joven: su masa, edad y actividad de acreción. , desarrollo de discos y otras características.
El área de la formación de estrellas agrupadas. Izquierda: imagen infrarroja de un cluster con alta resolución espacial. En los círculos de color, tres estrellas jóvenes y el tamaño fiducialnye marcado blanco. Derecha: el mismo grupo en ondas más largas con un instrumento diferente. Tres estrellas se mezclan
Una de las principales complicaciones es que los instrumentos utilizados para medir el SED cubren haces de diferentes tamaños provenientes de diferentes objetos. Como resultado, cada punto obtenido representa una mezcla mixta de radiación de todas las estrellas constituyentes con los puntos más largos de la longitud de onda. Por lo tanto, los astrónomos decidieron crear un nuevo método de análisis estadístico para resolver el problema del enredo SED en grupos. Usando las imágenes de mayor resolución para cada área, los científicos identifican estrellas distinguibles y su radiación en estas longitudes de onda. Combinan un enfoque estadístico bayesiano con una gran red de SED estelares jóvenes modelados para determinar la continuación más probable de cada SED en rangos mixtos de longitud de onda larga. Por lo tanto, es posible derivar los valores de masa y edad más probables para cada estrella, así como los parámetros ambientales. Este no es un cálculo único, pero sigue siendo la solución más probable.
Los investigadores aplican el método a 70 cúmulos de estrellas jóvenes de baja masa observados con una cámara IR en el telescopio espacial Spitzer, y obtienen parámetros físicos. Estos resultados están en excelente acuerdo con las expectativas generales para la distribución de masas estelares.
