Эти скопления, называемые «рассеянными, или открытыми скоплениями», и ассоциации по своему виду и структуре очень отличаются от шарообразных скоплений, с которыми мы встречались в «галосе». Они имеют неправильную форму и состоят из гораздо меньшего количества звезд, чем шарообразные скопления.
Среди изученных звезд самыми яркими являются голубые. Они принадлежат к типам, обозначаемым буквами O и B. Затем следуют звезды с убывающей яркостью: белые (типа A), желтые (типа F н G), красные (типа K и M) и так далее.
Каждому цвету соответствует определенная светимость. Самыми яркими являются голубые звезды, затем идут белые звезды, желтые и самые слабые — красные звезды. Это и есть карлики. Но имеется, кроме того, другой вид желтых и красных звезд, более ярких, чем предыдущие. Это желтые и более яркие красные гиганты (так называемая последовательность гигантов). Таким образом, многообразные рассеянные скопления весьма отличаются друг от друга. Объяснить это можно следующим образом.
Наряду со звездами с довольно постоянным блеском, звездное население, находящееся в соседстве с Солнцем, включает в себя также светила, блеск которых периодически, и притом довольно быстро, меняется; самые яркие из них составляют класс цефеид.
Звездное население, которое было только что вкратце описано, представляет собой образование, часто встречающееся во Вселенной.
Голубые звезды с большой светимостью (О — В), цефеиды, туманности представляют собой самые яркие объекты; они движутся близ плоскости галактического диска по почти круговым орбитам вокруг центра Галактики.
«Галос» нашей Галактики
Уже давно были изучены и другие объекты нашей Галактики. Среди них наиболее близки к нам шарообразные скопления в «галосе». Их диаграммы «спектр — светимость», аналогичные между собой, отличаются от диаграмм звезд, близких к Солнцу. Одна из них — диаграмма скопления М 3, полученная Сандажем похожа на диаграмму рассеянного скопления М 67 тем, что ни одно из этих скоплений не содержит в себе ни голубых, ни белых звезд: однако красные гиганты в М 3 ярче, чем в М 67. И все же они раз в 100 менее ярки, чем белые сверхгиганты населения I.
Существуют еще и короткопериодические переменные звезды, типичные для шарообразных скоплений, но в рассеянных скоплениях они не встречаются.
Различие между звездным населением шарообразных скоплений и населением I подтверждено спектроскопией. Звезды скоплений имеют спектры, трудно различимые из-за слабого блеска этих звезд, весьма удаленных от нас. Они очень отличаются от спектров звезд населения I. Поэтому звезды скоплений не могут быть включены в классификацию, составленную для населения I. Металлы в них представлены гораздо беднее, чем в звездах населения I.
