Значна частина зірок усередині нашої Галактики входить до складу зоряних скупчень - гравітаційно пов'язаних груп зірок. Кожне таке скупчення рухається всередині Галактики як єдине ціле. Зірки, що належать одному скупченню, мають спільне походження (утворилися з одного газового хмари), однаковий вік і майже один і той же хімічний склад.
Найбільш важке при побудові зоряних діаграм «колір-світність» - це вимірювання відстаней до зірок, без знання яких неможливо визначити їх світності. Наприклад, зірка 6-ї зоряної величини може перебувати набагато далі від нас і в дійсності мати бóБільшу світність, ніж зірка 1-ї зоряної величини. І для того щоб дізнатися дійсне ставлення светимостей двох зірок, потрібно знати відстані до них. А вимірювання відстаней до небесних тіл - це одна з найскладніших проблем астрономії.
Але для того щоб побудувати діаграму «колір-світність» для зоряного скупчення, зовсім необов'язково вимірювати відстані до зірок. Тому що розміри скупчення багато менше, ніж відстань до нього, і тому всі зірки одного скупчення знаходяться від Землі приблизно на однакових відстанях, і, отже, їх видима яскравість пропорційна їх реальної світності. Тобто при побудові діаграми для зірок одного скупчення досить виміряти їх показники кольору і зоряні величини.
Саме дослідження зоряних скупчень допомогло астрономам відкрити існування головної послідовності. А головна послідовність, в свою чергу, використовується для визначення відстаней до скупчень і оцінки їх віку.
Для того щоб визначити відстань до скупчення, потрібно на один графік нанести діаграми двох різних скупчень (рис. 4). По осі абсцис відкладається, як зазвичай, показник кольору зірки В - V (він безпосередньо пов'язаний з ефективною температурою її поверхні - табл. 1), а по осі ординат - її зоряна величина m.
Зірки більш далекого скупчення будуть виглядати з Землі менш яскравими, і, отже, будуть мати бóБільшу зоряну величину. В результаті, головна послідовність більш далекого скупчення буде зрушена на графіку вгору. Припустимо, цей зсув становить чотири зоряні величини, тобто видима яскравість зірок далекого скупчення в 100 D m / 5 = 100 4/5 »40 разів слабкіше видимої яскравості зірок близького скупчення. Видима яскравість убуває обернено пропорційно квадрату відстані, тому далеке скупчення знаходиться в 6,3 разів далі, ніж близьке.
Таким чином, знаючи відстань до якого-небудь близького скупчення, можна розрахувати відстань до далекого скупчення, порівнюючи між собою їх зоряні діаграми. Цей метод визначення відстаней до зоряних скупчень називається методом поєднання головних послідовностей.
Мал. 5. На діаграмі зображені головні послідовності двох різних скупчень. Чим правіше знаходиться точка повороту, тим скупчення старше.
Зоряні скупчення поділяються на два сильно відрізняються один від одного виду - кульові і розсіяні.
Кульові зоряні скупчення
Галактики мають форму кулі. Іноді ця куля може бути незначно сплюснут. Галактики рухаються по сильно витягнутих орбітах і заповнюють весь обсяг Галактики. Їх щільність зростає в міру наближення до галактичного ядра. Це найбільш древні і масивні галактичні об'єкти. Їх вік коливається в межах від 5 до 15 мільярдів років, а маси - в межах від 10 4 М * до 10 6 М *. Приблизно в таких же межах коливаються їх світності: від 10 4 L * до 10 6 L *. Діаметри кульових скупчень становлять приблизно 100 - 400 світлових років. Найбільш яскраві зірки, що знаходяться на головній послідовності, мають масу всього лише 0,7-0,8 М *. а все більш масивні зірки вже покинули головну послідовність. В даний час відомо близько 150 кульових скупчень в нашій Галактиці, а їх загальне число, ймовірно, сягає 500.
Вивчення кульових скупчень допомогло зрозуміти будову нашої Галактики і визначити положення Сонячної системи в ній. На початку двадцятого століття астрономи помилково вважали, що Сонце розташоване поблизу галактичного центру. Але потім американський астроном Х. Шеплі звернув увагу, що кульові зоряні скупчення не розкидані хаотично по всьому небу, а утворюють гігантську, сферично симетричну систему з центром в напрямку сузір'я Стрільця. Х. Шеплі припустив, що система кульових скупчень утворюють кістяк Галактики, і її центр збігається з галактичним центром. Як було з'ясовано в подальшому, Шеплі мав рацію. Центр нашої Галактики дійсно розташований в сузір'ї Стрільця, приблизно на відстані 25 тисяч світлових років від Сонця. А Сонячна система розташована ближче до околиці Галактики, ніж до її центру.