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| 球状星团 |
球状星团里的恒星平均密度比太阳周围的恒星密度高几十倍,而它的中心附近则要大数万倍。同一个球状星团内的恒星具有相同的演化历程，运动方向和速度都大致相同，它们很可能是在同时期形成的。它们是银河系中最早形成的一批恒星，有约100亿年的历史。
概述编辑本段回目录
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| 球状星团 |
球状星团和疏散星团（也叫银河星团）是银河系中两种主要星团。银河系中约有五百个球状星团，全天最亮的球状星团为半人马座ω(NGC5139)，它的密度大的惊人，几百万颗恒星聚集在只有数十光年直径的范围内，它中心部分的恒星彼此相距平均只有0.1光年。而离太阳系最近的恒星在4光年之外。北半天球最亮的球状星团是M13。半人马座ω(NGC5139)和M13两个球状星团，都是由英国天文学家哈雷发现的。
球状星团在银河系中呈球状分布，属晕星族。球状星团和银核一样，是银河系中恒星分布最密集的地方，这里恒星分布的平均密度比太阳附近恒星分布的密度约大50倍，中心密度则大到1000倍左右。
球状星团以偏心率很大的巨大椭圆轨道绕着银心运转，轨道平面与银盘成较大倾角，周期一般在三亿年上下。球状星团的成员星是银河系中形成最早的一批恒星，年龄大约在一百亿年。
在球状星团中发现的变星中主要是天琴座RR变星，其余多半是星族II造父变星，因此一些球状星团的距离可以被较为精确的计算出来。已发现的一些球状星团在银河系的外面，如NGC2419离银心的距离大于大麦哲伦星云离银心的距离，处于星际空间。在一些距离我们较近的河外星系中也发现有球状星团。
成份编辑本段回目录
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| 球状星团 |
由于球状星团是恒星的高密度区，因此被认为是不利于行星系统发展的地区。行星轨道再恒星密集的区域内，因为其他恒星经过时的摄动，使得行星轨道在动力学上是不稳定的。在杜鹃座 47的核心区域，距离恒星1天文单位的行星，大概只能存在108年(数量级)。 然而，至少已经有一个环绕波霎 (PSR B1620?26)的行星系统在球状星团M4内被发现。
除了几个著名的例外，每个球状星团都有明确的年龄，也就是说，大多数星团中的恒星在恒星演化的阶段中都有相似的年龄，暗示她们几乎都是同时形成的。所有的球状星团看起来都没有活跃的恒星形成的活动，这与球状星团是星系中年老的成员的看法是一致的，而且是第一批形成的恒星。
有一些球状星团，像是在我们的银河系内的半人马座ω和在M31的G 1，有异乎寻常大的质量(数百万太阳质量)，成员包含多种星族。这两者可以被认为是矮星系被大星系吞噬的证据，超重球状星团是矮星系残余的核心。有些球状星团(像是M15)有极端大质量的核心，可能是怀有黑洞，虽然摹拟的模型建议集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解释。
金属含量
球状星团通常拥有的是第二星族星，与第一星族星比较，例如太阳，金属的含量是较少的。(在天文学中所称的金属是比氦重的元素，像锂和碳等。)
荷兰天文学家Pieter Oosterhoff注意到球状星团会有两种不同的恒星，目前已经被认知为Oosterhoff 群。其中的第二型是周期稍长的天琴座RR变星。这两群恒星都有微弱的金属元素谱线，但是在第一型(OoI)中的谱线比第二型(OoII)明显一些，因为第一形是"富金属"的，而第二型是"贫金属"的。
在许多星系(特别是大质量的椭圆星系)中都观察到了这两种类型的恒星，而且两型的年龄都一样老(几乎与宇宙同年龄)，只有金属含量上的差异。许多理论都尝试解释解释这两个次群的成因，包括含有大量气体的星系剧烈的合并、矮星系的累积、和在一个星系中多个阶段的恒星诞生。在我们的银河系，贫金属星团聚集在银晕中，而富金属星团则在球核中。
在银河系内，贫金属星团被发现呈一直线的分布在银河平面和外围的银晕中，这种结果支持第二型恒星是被从卫星星系中剥离出来的，而不是早先认为原来就存在于银河系中的球状星团系统。这两种星群之间的差异，或许可以用来解释两个星系在形成各自的星团系统时间上的差异。
奇特的成员
球状星团有非常高的恒星密度，因此恒星仳此间相互的接近和碰撞便会经常发生。由于这些遭遇的机会，西些奇特的恒星类型便产生了，像是蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线双星，在球状星团中都很常见。蓝掉队星是由两颗恒星因遭遇而合并形成的，而可能原本就是双星，结果便是星团中温度比一般恒星高，但是发光度相同，有别于主序星的恒星。
在球状星团M15的核心中有一个约4,000太阳质量的黑洞NASA image.从1970年代开始，天文学家就在球状星团内寻找黑洞。这项任务是艰苦和难以达成的，估计只有哈柏太空望远镜有可能达成，而他也真的确认了第一个的发现。在一个独立的计划中，哈柏太空望远镜对M15球状星团的观测显示在其核心中有一个质量是太阳4,000倍的中等质量黑洞(摹拟提供了可能的目标选择)；在仙女座星系的球状星团梅欧II则有一个20,000太阳质量的黑洞。
这是特别令人感兴趣的，因为在其中首度发现了质量介于常规的恒星黑洞和位于星系核心的超重质量黑洞之间的中等质量黑洞。这种中等质量黑洞存在于球状星团中的比例是很高的，一如预期的模式，在超重质量黑洞存在的星系周围被发现。
中间质量黑洞还有许多被怀疑的争议，球状星团中质量密集的这一部份，由于许多质量的离析，被预期会偏离星团的核心；应该像球状星团一样，充斥着白矮星和中子星这些老年的恒星族群。在Holger Baumgardt和合作者的两份论文中指出，即使没有黑洞的存在，在M15 和梅欧II 的质-光比在接近中心时都应该明显的升高。
星等图编辑本段回目录
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| 球状星团 |
当邻近太阳的恒星被描绘在赫罗图上时，可以显示出这些恒星的质量、寿命和组成的分布。多数恒星的位置都在一条倾斜的曲线上，所熟知的主序带，越热的星绝对星等就越亮，颜色也越蓝。但是也有一些演化至晚期的恒星会出现在图中，她们的位置已经远离了主序带的曲线。
因为球状星团中所有的恒星到我们的距离都一样远，因此视星等和绝对星等的修正差值都是一样的。我们相信球状星团中的主序星也会像邻近太阳的恒星一样分布在主序带上。(这个假设的正确性可以观察邻近太阳的短周期变星，例如天琴座RR型变星和造父变星，和星团中的相同的变星比较而获得证实。)
经过赫罗图的比对，可以测量出球状星团内主序星的绝对星等，这反过来也可以提供对球状星团的距离估计，因为视星等和绝对星等的差异就是距离模组，可以测量出距离。
当球状星团的赫罗图被描绘出来时，几乎所有的星都明确的落在定义的相对曲线上，与邻近太阳恒星的赫罗图不同的是，星团中的恒星都有相同的起源和年龄，球状星团的曲线形状是同一个时间、相同的材料和成分，只有质量不同的恒星所形成的典型曲线。由于在赫罗图上的每一个位置都对应于不同质量恒星的寿命，曲线的形状就能测量球状星团整体的年龄了。
在球状星团中质量最大的主序星有最高的绝对星等，也会是最早转变朝向巨星阶段演化的恒星。随着年龄的增长，低质量的恒星也将逐渐演化进入巨星阶段，因此球状星团的年龄便可以从正转向巨星变化阶段恒星在赫罗图上的位置来测量了。在赫罗图上形成的"湾曲"，会朝向主序带的右方。弯曲处对应的绝对星等是球状星团整体的作用，年龄的范围可以从平行于星等的轴上描绘出来。
另一方面，也可以测量球状星团中温度最低的白矮星，典型的结果是球状星团的年龄约为127亿岁。 这是与年龄仅有数千万年的疏散星团对比而得的。
球状星团的年龄，几乎就是宇宙年龄的上限，这个低限是宇宙论的一个重大限制。在1990年代的早期，天文学家遭遇到球状星团的年龄比宇宙论模型所允许的还要老的窘境。幸而，通过更好的巡天观测，例如柯比(COBE)卫星对宇宙学参数的测量，解决了这个问题，并且利用计算机模式融合了不同的恒星演化模型。
对球状星团演化的研究，也能被用于测量球状星团开始时的气体与尘埃的组成，也就是说，由于重元素的丰度变化可以追踪演变的路径。(天文学中的重元素是指比氦重的元素。)从球状星团的研究得到的数据，可以用在对银河系整体的研究上。
在球状星团中有少数恒星被观察到是蓝掉队星，这些恒星的来源还不是很清楚，但是多数的模型都建议这些恒星是多星系统内质量转移所产生的结果。
半径编辑本段回目录
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要住一的是晕半径所包含的恒星在视线的方向上是包含了在星团外围的恒星，所以理论上也会使用半质量半径(rm)—，由中心志包含星团一半质量的距离。如果半质量半径小于星团半径的一半，这个星团的核心便是高密度的，例如M3，他整体的视直径是18角秒，但是半质量半径只有1.12角秒。
最后的潮汐半径是核心到星团外围受到星系影响大于星团本身影响的距离，在这个距离上，原属于星团的单独恒星会被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半径大约是38″。
质量隔离和光度编辑本段回目录
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| 球状星团 |
杜鹃座 47 – 是继半人马座ω之后，全银河系中第二亮的球状星团。核心崩溃被认为是球状星团中较重质量的恒星与他较轻的伴星遭遇时发生的状况，结果是较大质量的恒星损失了动能，于是朝向核心掉落。经历一段较长的时间之后，导致大质量的恒星集中在核心的附近。
哈柏太空望远镜被用来蒐集和观察大质量恒星向中心集中的过程和程序。仲的恒星因为减速而群集在拥挤的核心，轻的恒星则因加速而花费较长的时间在外围环绕着。球状星团杜鹃座 47大约有一百万颗的恒星，是在南半球的一个恒星密度最高的球状星团之一，对这个星团进行了一次密集的摄影观测，使得天文学家可以追踪其中的恒星运动，几乎得到了15,000颗恒星精确的运动速度。在银河系和M31内的球状星团整体的光度可以经由亮度Mv和变量σ2，来塑造高斯曲线。球状星团的光度分布称为球状星团光度函数(GCLF)，在银河系， Mv = ?7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等。 GCLF也可以最为标准烛光来测量其他星系的距离，只要先假设在其他星系中的球状星团也遵守在银河系中的各项准则。
球状星团M2编辑本段回目录
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| 球状星团M2 |
M2位于银河南极下方的宝瓶座，距地球约37,500光年、横跨约150光年、由超过10万颗恒星组成的球状星团。在1746年9月11日首先被 Maraldi发现，于1760年9月11日梅西耶也发现了它，随後将它列入自己的星体目录编号。其亮度约为6.5等，需用双筒望远镜才能看见它。
M 2和其他200个球状星团都是绕著银河系中心运行，且皆为银河系诞生时遗留下来的天体。研究像M 2这种球状星团的距离和年龄，可以为宇宙的大小和年龄找出上限。
球状星团M3编辑本段回目录
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| 球状星团M3 |
球状星团M4编辑本段回目录
球状星团M5编辑本段回目录
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| 球状星团M5 |
NGC秒寻呼：很显著的球状星团，非常亮，大，星团中部的星很拥挤，一些星的亮度在11等至15等之间。
球状星团M7编辑本段回目录
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| 球状星团M7 |
M7 位于天蝎座，它是夜空中最出色的疏散星团星团之一．肉眼容易见到，它的背景是银河繁密的群星． 1654 年有天文学家认为它由 30 颗恒星组成， 1764 年 5 月 23 日 梅西叶为它编号． M7 大约由 100 颗恒星组成．距离约 1000 光年．由于这个星团拥有许多蓝色亮星，所以它是夜空中最出色的星团之一．它的大小约有 25 光年，年龄大约在 2 亿年左右．托勒密远在公元 130 年，就曾写下 M7 星团的观测记录，所以它是一个人类自古以来就很熟悉的天体．
球状星团M8编辑本段回目录
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| 球状星团M8 |
球状星团M9编辑本段回目录
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| 球状星团M9 |
所属星座：蛇夫座
离地球距离：25.8千光年
赤经(h:m)：17:19.2
赤纬(deg:m)：-18:31
视星等：7.7
NGC编号：NGC 6333
M9一个结构松散的球状星团，很小，最亮的星也在+14等左右, 需要使用10英寸(25厘米)的望远镜才能看见一部分。
球状星团M15编辑本段回目录
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| 球状星团M15 |
这个星团是1764年9月7日首先被意裔法国天文学家让·多米尼克·马拉耳第发现，当时他正在星空中寻觅德·谢索彗星。他说他发现一个由很多恒星组成的云 雾状星体，微微发亮。让·多米尼克·马拉耳第（1709-1788）是雅克·菲利普·马拉耳第（1665-1729）的侄子，于1727年从意大利到巴 黎，1731年成为法国科学院院士。他追随他的叔父从事天文大地测量工作，曾成功地利用观测木卫食来测定地理经度，马拉耳第测得格林尼治天文台和巴黎天文 台之间的经度差为9分23秒(现在测定值为9 分20.93 秒)他曾观测水星凌日和金星凌日，还计算过1759年彗星的轨道，还参与了《法国天文年历》25卷的出版工作。法国天文学家拉卡伊于1762年逝世后，第 二年马拉耳第出版了拉卡伊遗箸《南天之星》（Coelum Australe Stell-ifernm），又称拉卡伊星表。
