Мы видим, что диаграмма Г — Р стала гораздо сложнее, чем казалось сначала. На помощь теории эволюции звезд пришло изучение яркости и цвета звезд в разных рассеянных и шаровых скоплениях.

На рис. 194 представлена знаменитая, классическая сводная диаграмма, составленная Сандейджем в 1957 г. по наблюдениям ряда рассеянных и шарового скоплений. Названия их указаны.

Рис. 194. Диаграмма Сандейджа для звездных скоплений

Мы видим, что все скопления имеют в нижней части диаграммы Г — Р общую главную последовательность звезд (отмечено, где на ней находилось бы наше Солнце). Но верхние концы последовательности в каждом скоплении простираются неодинаково далекой все отклоняются вправо, причем ответвление вправо происходит при разной абсолютной величине (при разной светимости) и при разных значениях показателя цвета.

Обратим внимание, например, на то, что скопления χ и h (хи и аш) Персея, имеющие очень яркие голубые звезды (слева вверху), имеют еще и ветвь красных сверхгигантов (справа вверху), что ярчайшие голубые звезды Плеяд менее ярки, а в NGC 752 совсем слабы и не голубые, а желтоватые. Правая ветвь у М 67 сильно отличается от остальных и сходна больше с ветвью для шарового скопления М 3. Все это крайне важно потому, что звезды одного скопления занимают малый объем и возникли из единого облака газа, а поэтому должны были иметь одинаковый начальный химический состав. Возраст звезд скопления должен быть примерно одинаковым. Спасибо природе за существование звездных скоплений. Они заменили астрономам лаборатории, в которых физики создают известные им условия и не допускают воздействия на вещество слишком многих факторов сразу.

С другой стороны, теория позволила вычислить положение на рис. 194 теоретической линии главной последовательности для недавно образовавшихся звезд (линия «нулевого возраста» или линии начальной главной последовательности), а также линии для звезд в возрасте одного и пяти миллиардов лет. Большинство ближайших к нам звезд оказывается тогда моложе пяти миллиардов лет, так как на диаграмме Г — Р они лежат левее кривой, соответствующей 5109 лет.

На рис. 195 показаны на диаграмме Г — Р теоретические кривые Шварцвальда, соединяющие звезды равного возраста (108 лет, 2108 лет и т. д.) и эволюционные пути (треки) звезд разной массы — от 2,5 до 5 масс Солнца. По вертикальной оси отложен логарифм светимости, по горизонтальной оси логарифм температуры, которая вместо цвета используется при подлинных расчетах.

Рис. 195. Теоретические треки звезд

Но на кривых для звездных скоплений на рис. 196 различие положений звезд одного скопления должно зависеть только от их массы, а различия между кривыми разных скоплений должны зависеть от различия возраста и начального химического состава.