Las estrellas más masivas de la secuencia principal en los cúmulos A, B y C tienen 1, 2 y 3 veces la masa del Sol respectivamente, por lo que son las más antiguas.

La edad de una estrella está directamente relacionada con su masa. Las estrellas se estabilizan mediante el equilibrio entre la presión de radiación hacia afuera generada por reacciones de fusión nuclear interna y la fuerza gravitacional hacia adentro. Cuanto más masiva es la estrella, más fuerte es su atracción gravitacional hacia adentro y más fuerte es la presión de radiación hacia afuera necesaria para mantener la estabilidad. Cuanto más fuerte es la presión de radiación, mayor es la intensidad de la reacción de fusión nuclear, mayor es el consumo de materias primas de fusión nuclear y más corta es la vida útil. Por tanto, cuanto mayor es la masa de una estrella, más corta es su vida; cuanto menor es la masa, más larga es su vida.

La vida útil de una estrella como el Sol es de unos 100 mil millones de años. Una estrella enana roja con una masa de 1/10 de la masa del Sol puede vivir entre 30 y 50 mil millones de años, mientras que una estrella con una masa de 10 veces la masa del Sol sólo puede vivir durante decenas de millones de años.

Como se puede ver en la imagen de arriba, una estrella con el doble de la masa del sol tiene una vida útil de sólo 300-400 millones de años; una estrella con tres veces la masa del sol tiene una vida útil de 300-400 millones de años; sólo unos 100 millones de años. Por lo tanto, la edad de los grupos B y C no excederá varios cientos de millones de años. Y el cúmulo estelar a puede tener miles de millones de años. Es el cúmulo de estrellas más antiguo.