Шаровое звёздное скопление: различия между версиями

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их [[абсолютная звёздная величина]] отличаются от их [[Видимая звёздная величина|видимой звёздной величины]] примерно на одно и то же значение. Звёзды главной последовательности в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии главной последовательности. Точность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными путём сравнения звёздных величин ближайших короткопериодических переменных звёзд (таких как [[Переменная типа RR Лиры|RR Лиры]]) и [[Цефеида|цефеид]] с теми же типами звёзд в скоплении.<ref name="Shapley, 1917" />

 

 

Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи [[Солнце|Солнца]], которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только по своей первоначальной массе. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения.<ref name="Sandage, 1957" />