Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звезды, являются рассеянные звездные скопления. Эти скопления содержат от не­скольких десятков до нескольких сотен звезд, самые крупные — до двух тысяч звезд. Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно небольшая чис­ленность звезд в таком скоплении не позволяет уверен­но очертить форму скопления; она может быть непра­вильной из-за случайностей группировки звезд внутри скопления. Примером рассеянного скопления являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным гла­зом в наших широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом. Это — кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдате­ля. При отличном зрении можно насчитать семь звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Пле­яды содержат более сотни звезд, а также газовые туман­ности. В двойном рассеянном скоплении Персея около 600 звезд.

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совер­шенно нет красных ж желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, хотя это и редкие звез­ды — непременные члены рассеянных скоплений. Здесь, чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды — белые и голубые сверхгиган­ты, т. е. звезды высокой температуры и чрезвычайно вы­сокой светимости, излучающие каждая в сотни тысяч и Даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления имеют весьма характерную диаграмму цвет — светимость. В ней доминируют ввезды главной последовательности. Например, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только эвезды главной последовательности. Нет ни одного желтого или красного гиганта, нет субкарликов. Несколько сверхги­гантов являются голубыми и как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды группируются тесно в узкой полосе. В других рассеянных скоплениях эти особенности диаграммы цвет — светимость выражены слабее. Например, в скоп­лении NGC 6530  имеется несколько красных гигантов, и звезды менее тесно располагаются в главной последовательности, ее полоса не столь узка. Однако п Здесь бросается в глаза господствующее положение глав­ной последовательности. Мы можем сказать, что у рас­сеянных скоплений особый тип звездного населения, в котором звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Если бы мы, оста­вив рассеянные скопления на их местах, убрали все другие объекты, входящие в состав Галактики, то остав­шаяся система рассеянных скоплений была бы чрезвы­чайно плоской. Она была бы еще более плоской, чем са­ма Галактика в целом.

Число занесенных в каталоги рассеянных звездных скоплений превышает в настоящее время тысячи. Но мы даже при помощи телескопов можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно для этого богаты звездами. Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на­много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30000. Если считать, что среднее число звезд в одном рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число звезд, входящих во все рассеян­ные скопления Галактики, равно приблизительно десяти миллионам. Значит, поскольку в Галактике около ста миллиардов звезд, в рассеянные скопления входит только одна десятитысячная часть всех звезд Галактики.

Еще более крупными коллективными членами Галак­тики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше миллиона звезд. Правильная форма скоп­ления, постепенное разрежение звезд от центра скоп­ления к его окраинам вызывают у наблюдателя ощуще­ние достигнутого системой покоя, равновесного состояния. Какие-то силы, управляющие этим  огромным числом солнц-звезд, успели перемешать звезды, придать скоплению шаровую форму, распределить в нем звезды по определенному закону.

В центральных областях шарового скопления звезды расположены настолько тесно друг к другу, что их изо­бражения сливаются, и мы не можем различить отдельные звезды. Это не значит, ко­нечно, что звезды там соприкасаются друг е другом. Просто на фотографической пластинке звезда получает­ся не в виде точки, как это следовало бы, а в виде кру­жочка и для всех кружочков на фотографии не хватает места. На самом деле даже в -центральных областях ша­ровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Но все-таки там звезды располагаются значительно ближе друг к другу, чем, например, в окрестности Солнца. Поэтому если у Какой-нибудь звезды, находящейся близ центра шарового скопления, имеется планетная система с развитой Жизнью, то обитатели этих планет должны наблюдать значительно больше ярких звезд, чем мы на нашем небе.

Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных скоплений. Как мы уже указыва­ли, в рассеянных скоплениях много горячих бело-голу­бых звезд гигантов и сверхгигантов, но мало красных и желтых гигантов и вовсе нет красных и желтых сверх­гигантов. В шаровых же скоплениях, наоборот, очень много эвезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых звезд гигантов, и совершенно отсутствуют бело-голубые сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Различия между рассеянными и шаровыми скоплениями проявляются буквально новеем. Например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, а в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Но даже те переменные звезды, которые встречаются в рассеянных скоплениях, другие, нежели переменные звезды в шаровых скоплениях. Они значи­тельно больше излучают света в пространство ц периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десят­кам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодическими цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. В рассеянных скоплениях обычно много газа и пыли, в шаровых скоплениях газа вовсе нет, а пыль, если и имеется, то в очень малом количестве.

Результатом всех этих отличий в составе звезд является существенно иной вид диаграммы цвет —видимая звездная величина у шаровых скоплений, нежели у рассеянных.. Джонрон и Сендидж использовали телескоп с диа­метром объектива 5 м обсерватории Маунт Паломар; им удалось определить цвета звезд до 21-й видимой звезд­ной величины, что при расстоянии скопления около 14 кпе соответствует абсолютной звездной величине звезд + 5т,3. Богаче всего представлена последователь­ность желтых и красных гигантов, которая в верхней части диаграммы переходит в последовательность крас­ных сверхгигантов. Многочисленны также слабые звезды главной последовательности — в основном в той ее час­ти, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается  ветвь  гигантов.  Яркие  звезды

главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной около + 1тД На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел, который на самом деле заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении коротконериодическими цефеидами.

Это различие весьма отчетливо и им в на­стоящее время пользуются в тех случаях, когда скопле­ние далеко, плохо наблюдается вследствие сильного меж­звездного поглощения света и содержит несколько ты­сяч звезд, так что неясно, богатое ли это звездами рас­сеянное скопление или, наоборот, очень бедное звездами шаровое скопление.

Шаровые скопления — это плотные системы, состоя­щие из большого числа звезд. Поэтому они резко выде­ляются среди других объектов Галактики и видны на очень больших расстояниях. К настоящему времени все­го открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей Галактики. Нужно думать, что будет открыто еще некоторое их количество.

Расположением в Галактике шаровые скопления так­же отличаются от рассеянных скоплений. В то время как последние очень тесно сосредоточены у плоскости сим­метрии Галактики, многие шаровые скопления значи­тельно отдалены от этой плоскости. Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую си­стему, проникающую в Галактику и в то же время ок­ружающую Галактику

Если их изображать строго в мас­штабе, то шаровые скопления пришлось бы помечать на­столько маленькими кружочками, что они выглядели бы как слабые точки. Именно по этой причине на фотогра­фии галактики, мы не видим шаровых скоплений, хотя эта галактика, как и наша, окружена системой шаровых скоплений. Вследствие то­го, что шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от него, почти все шаровые скопления должны наблюдаться в одной половине неба, в той, в которой находится галактический центр. Это своеобразное рас­пределение шаровых скоплений на небе впервые обнару­жил в 1918г   американский астроном Шепли. До этого в астрономии господствовала точка зрения, что Солнце находится почти точно в центре Галактики. Но если Солнце находится в центре Галактики, то тогда нужно считать,, что совокупность шаровых скоплений сильно смещена в сторону от центра Галактики. Как указал Шепли, гораздо естественнее предположить, что с цент­ром Галактики совпадает центр совокупности шаровых скоплений, а Солнце, следовательно, находится не в центре Галактики. Определив направление на центр со­вокупности шаровых скоплений и расстояние до него, Шепли впервые указал, где находится центр наглей звездной системы. Эта открытие явилось сильным ударом по антропоцентризму ~ реакционному представлению о том, что человек занимает избранное, центральное место во Вселенной. Сначала наука показала, не за­нимает центрального положения в Солнечной системе, а теперь удалось установить, что и Солнечная система находится не в центре нашей звездной системы и даже расположена ближе к ее краю, чем к центру.

Если считать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях со­ставит около 100 миллионов. Это только одна тысячная доля всех звезд Галактики.