Всесвіт - Зоряні скупчення
Розрізняють два види зоряних скупчень: розсіяні та кульові. Порівняємо їх властивості. Розсіяні, або галактичні, скупчення складаються зазвичай з десятків або сотень зірок головної послідовності та надгігантів зі слабкою концентрацією до центру. Кульові скупчення складаються з десятків чи сотень тисяч зірок головної послідовності та червоних гігантів. Іноді вони містять змінні короткоперіодичні цефеїди.
Розмір розсіяних скупчень - кілька парсеків. Приклад їх - скупчення Гіади та Плеяди у сузір'ї Тельця. Якщо на Плеяди навести телескоп, то замість купки з 6 зірок, видимих неозброєним оком, у поле зору телескопа ми побачимо діамантовий розсип зірок. Розмір кульових скупчень із сильною концентрацією зірок до центру – десятки парсеків. Вони всі далекі від нас і навіть у слабкому телескопі виглядають як туманні плями. Діаграми колір - світність для кульових і галактичних скупчень зовсім різні. Це допомагає розрізняти тип скупчення.
Відстань до найближчих кульових скупчень визначають за короткоперіодичним цефеїдам, що знаходяться в їх складі, порівнюючи їх видиму зоряну величину з відомою для них абсолютною зоряною величиною.
Відстані до розсіяних скупчень визначають, будуючи їх зірок діаграму колір - видима зоряна величина і зіставляючи її з діаграмою колір - абсолютна величина. Знання різниці між видимою та абсолютною величиною для зірок одного й того ж кольору дозволяє визначити відстань до зірок. Відомо більше 100 кульових та сотні розсіяних скупчень, але в Галактиці останніх у десятки разів має бути більше. Ми бачимо лише найближчі з них. Розсіяні скупчення лежать поблизу галактичної площини, поблизу смуги Чумацького Шляху. Зірки розсіяних скупчень відносяться до населенняІ типу. Вони розташовані в диску Галактики. Кульові скупчення мають сферичний розподіл, концентруючись до центру. Найдальші з них знаходяться на кордонах Галактики. Вони разом з найдальшими цефеїдами і визначають її розмір. Діаметр Галактики можна прийняти заокруглено за 30 000 пс, або за 100 000 світлових років, але чіткої межі у неї немає. Зоряна щільність у Галактиці поступово сходить нанівець.
За аналогією з іншими зірковими системами можна вважати, що в диску нашої Галактики повинні існувати спіральні гілки, що виходять з ядра і на кінцях, що сходять нанівець. Для населення таких гілок характерні гарячі надгіганти, розсіяні скупчення, що містять гарячі зірки, і класичні цефеїди.
Однак на такій відстані, на якій від центру Галактики знаходиться сонячна система, спіральна структура в площині галактики повинна губитися. Розташування населення I типу відоме лише до відстані 2—3 тисяч парсеків від сонячної системи, і тому положення спіральних гілок у нашій Галактиці з надійністю ще не встановлено.
На небі спостерігаються розсіяні групи гарячих надгігантів, які радянський вчений академік В. А. Амбарцумян назвав О-асоціаціями. Зірки їх далекі один від одного і не стримуються взаємним тяжінням, як у зоряних скупченнях. O-асоціації також характерні для населення спіральних гілок.