Aproximadamente el veinticinco por ciento de las estrellas jóvenes de nuestra galaxia se forman en entornos agrupados, y las estrellas de un cúmulo suelen estar lo suficientemente cerca unas de otras como para afectar la forma en que acumulan gas y crecen. Los astrónomos que intentan comprender los detalles de la formación de estrellas, por ejemplo, la abundancia relativa de estrellas masivas a estrellas de masa baja, debe tener en cuenta estos complicados efectos de agrupación. Medir la demografía real de un clúster tampoco es fácil.

Las estrellas jóvenes están incrustadas en oscuras nubes de material natal. La radiación infrarroja puede escapar, sin embargo, y los astrónomos sondean estas regiones en longitudes de onda infrarrojas utilizando la forma de la distribución de energía espectral (la SED, las cantidades relativas de flujo emitidas en diferentes longitudes de onda) para diagnosticar la naturaleza de la estrella joven:su masa, la edad, actividad de acreción, disco de desarrollo, y propiedades similares. Una complicación importante es que los diversos telescopios e instrumentos utilizados para medir un SED tienen haces grandes y de diferentes tamaños que abarcan múltiples objetos en un grupo. Como resultado, cada punto en un SED es una mezcla confusa de emisión de todas las estrellas constituyentes, con los puntos de datos de longitud de onda más larga (de los haces más grandes) cubriendo una región espacial quizás diez veces más grande que los puntos de longitud de onda más corta.

Los astrónomos de CfA Rafael Martinez-Galarz y Howard Smith y sus dos colegas han desarrollado una nueva técnica de análisis estadístico para abordar el problema de los SED confusos en entornos agrupados. Usando las imágenes de mayor resolución espacial para cada región, el equipo identifica las estrellas distinguibles (al menos esta cantidad está en el cúmulo) y su emisión en esas longitudes de onda. Combinan un enfoque estadístico bayesiano con una gran cuadrícula de SED estelares jóvenes modelados para determinar la continuación más probable de cada SED individual en el combinado, bandas de longitud de onda más largas y, por lo tanto, conduce a la determinación del valor más probable de la masa de cada estrella, la edad, y parámetros ambientales. La SED sumada resultante no es única, pero es la solución más probable.

Los astrónomos aplican su método a setenta jóvenes, cúmulos estelares de baja masa observados por la cámara de matriz de infrarrojos del telescopio espacial Spitzer, y derivar sus propiedades físicas. Sus resultados están en excelente acuerdo con las expectativas generales para la distribución de masas estelares. También encuentran varios resultados preliminares inesperados, incluyendo una relación entre la masa total del cúmulo y la masa de su miembro más grande. El equipo planea extender los rangos de longitud de onda incluidos en su análisis SED y aumentar el número de grupos analizados.