先看一个比邻居更亮的点
设想你拍下一团恒星。照片里有一个点，颜色和旁边某颗星差不多，亮度却高了一截。最顺手的解释是：它本来就更亮。但还有一种普通得多的可能——望远镜没有把两颗靠得很近的星分开，两个分量的光落进了同一个点。这样的点叫未分辨双星。这里的“未分辨”说的是观测能力，不是两颗星已经变成一颗。
如果两个分量完全相同，接收到的光就加倍，颜色保持原样。天文学用星等记亮暗，数值越小越亮；加倍的光对应大约亮0.75星等。于是，一群年龄完全相同的星，也能在单星分布上方多出一些点。分量不相同，两个波段里增加的光又不一样，颜色也会跟着挪。
这张自有示意图只计算叠光，不模拟双星轨道。真实双星还有质量比、轨道与相互作用等问题；本篇先把一个最小问题处理干净：两个分量已经给定，合起来会落在哪里。
对应阅读：Kroupa (2001), On the variation of the initial mass function
同龄，仍然有轻有重
即使把所有双星都拆开，同龄群体也不会缩成一个点。恒星出生时就有不同质量。质量影响内部压力和温度，继而影响核反应供能、表面温度与亮度。较重的恒星通常消耗中心燃料更快；等到同一个生日过去很久，有些仍在中心烧氢，有些已经离开这个阶段。
“同龄”只固定了已经过去多久，并没有把初始质量也固定。给定年龄和成分后，恒星模型把不同出生质量对应的位置连起来，得到等时线。它是一条模型关系，不是把照片里的点随手连线，也不是每段曲线各有一颗恒星。哪里出现多少成员，要由出生质量分布和后来的选择决定。
公开Lab默认用一份许可明确的3.95 Gyr模型。它只有这一个年龄，我们选取了98个原生氢燃烧节点，质量约在0.851至1.262倍太阳质量之间。这个区间之外的低质量星、巨星和遗骸没有被补造出来。默认图描述这段受限群体的光。要描绘完整M67星团，还需补齐其他质量和阶段。
对应阅读：Reyes et al. (2024), a precise M67 isochrone; native ISOA data
颜色来自两次量光
照片里的蓝色和橙色很好认，但用于研究的颜色要更具体：先在一个波段里量光，再在另一个波段里量光，比较两者。波段就是仪器选择接收的那段光谱范围。恒星表面温度不同，光分配到各波段的比例就不同。
给双星叠光时，得在每个波段内分别把两个分量相加，最后再比较波段。不能把两个星等直接平均，也不能把两个颜色平均。一个较冷的伴星在偏红波段可能更有分量，在偏蓝波段却只添一点光。
Lab用颜色标记帮助你看清较蓝和较红的系统，用压缩后的亮度让暗成员在屏幕上仍然看得见。这些标记不是经过校准的显示器颜色，也不是实际恒星半径。下方图表和保存记录使用真正计算出的各波段星等。公开默认的通带是Gaia DR2；本地导入的指定模型使用EDR3，标签会随模型一起换。两套图各用各的原生通带；若要重叠比较，还需有据的通带转换。
对应阅读：Reyes et al. (2024), a precise M67 isochrone; native ISOA data · MIST official isochrone interface and user documentation
同一群星，换个视野就换了样本
把望远镜视野缩小，留在图里的成员会少一些。假如较重的系统本来就集中在核心，小视野可能保留较多亮成员，漏掉许多外侧成员。你看到的亮度分布改变了，恒星的出生时间却一点没动。
在Lab里，绿色孔径环代表实际观测方向下的一个角范围。拖它时，场景、颜色图与导出记录选择同一批系统。三维位置还会略微改变每个系统到观测者的真实距离；我们没有给所有星偷偷套同一个距离。转动画面只是换查看角度，不会替望远镜重新选择观测方向。
“重系统更集中”的程度在这里由你指定。它是一个空间快照，不是经过某段时间算出的动力学结果。原有星团模式里的N体时钟属于另一个问题。要判断真实星团为何集中，需要把形成过程、引力重排、观测选择和后续演化分别拿来比较。
宽度是一个问题的开头
现在再看那片宽分布，就多了几条具体路线：先检查各分量质量怎样抽出，光怎样相加，望远镜究竟保留哪些系统。在真实天空里，前景消光、测量误差和混入视野的非成员也会添宽；它们不能因为这份小模型没包括，就被当作不存在。
如果这些作用仍解释不了观测，再提出年龄差、成分差或其他物理假设，并给每种假设写出可以比较的预测。仅凭“图看着宽”，还不能量出年龄分散；化学多族群更需要针对元素丰度的证据。
接下来的三章沿着这束光往前走。先抽分量质量，再把两个分量变成一个光点，最后检查一条年龄曲线在什么地方有支持。每一步都能亲手改动，也都留下一份能追溯的记录。