Но даже тогда, когда оно есть, взаимное тяготение между звездами ассоциации мало, так как они далеки друг от друга и звезды из этой области будут постепенно разбредаться. Установить такое их разбегаыие пока трудно и его существование является предметом споров. По мнению В. А. Амбарцумяна, в О-ассоциациях рождаются и горячие звезды и более холодные — это колыбели их, наряду со звездными скоплениями. Размеры ассоциаций являются промежуточными между размерами рассеянных звездных скоплений и больших звездных облаков.

Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно 6-й звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография, показывают, что тут существует целое скопление звезд в форме шара, сильно концентрирующихся к его центру. Тут сотни тысяч звезд, из которых мы видим только ярчайшие. Звезды более слабые по блеску, в частности такие, как Солнце, невидимы. Из-за удаленности от нас и многочисленности звёзды, особенно вблизи центра, сливаются в одно сплошное светлое сияние.

Расстояния до шаровых звездных скоплений долго были загадкой, пока среди их населения не были обнаружены цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, вторую, третью, наконец, десяток цефеид, тогда как вокруг скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?

Рис. 166. Шаровое звездное скопление

Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проектироваться на скопление — это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проектируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проектируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояния до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры. До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния, по предположению Шепли (США), можно было определить по видимому блеску наиболее ярких звезд. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видиглым угловым размерам и по видимому суммарному блеску, так как истинные линейные размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.