位於天蠍座的M80距離太陽28,000光年，擁有數十萬顆的恆星。^[1]

球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像衛星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。被發現的球狀星團多在星系的星系暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星。

球狀星團在星系中很常見，在銀河系中已知的大約有150個，可能還有10-20個尚未被發現^[2]：大的星系會擁有較多的球狀星團，例如在仙女座星系就有多達500個^[3]。一些巨大的橢圓星系，像是M87，^[4]擁有的球狀星團可能多達1,000個。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距(大約131,000光年)或更遠的距離^[5]。 在本星系群的每一個質量夠大的星系都有球狀星團伴隨著，而且幾乎每一個曾經探測過的大星系也都被發現擁有球狀星團^[6]。人馬座矮橢圓星系和大犬座矮星系看來正在將伴隨著它們的球狀星團(像是帕羅馬 12)捐贈給銀河系^[7]，這顯示了過去有許多球狀星團是如何獲得的。

雖然，在星系中的球狀星團看似擁有星系中最早誕生的恆星，但是它們在星系演化的過程中扮演何種角色仍不清楚。它們和矮橢球星系有著顯著的差異，球狀星團似乎應該是母星系中恆星誕生的場所，而不是一個獨立的星系。

[編輯] 觀測簡史

M22是第一個被發現的球狀星團，是德國天文學家Abraham Ihle 在1665年發現的^[8]。但是，因為早年望遠鏡的口徑都很小，在梅西爾觀察M4之前，球狀星團內的恆星都未能被分辨出來。最早被發現的8個球狀星團列在表中，隨後在Abbé Lacaille於1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在數字前的字母M代表梅西爾天體，而NGC 則是Dreyer的星雲和星團新總表。

威廉·赫歇爾在1782年進行了一次巡天的觀測，他使用的大望遠鏡能夠將當時已知的33個球狀星團解析出恆星的影像，此外還發現了37個新的球狀星團。在赫協爾於1789年出版的深空天體目錄中，他的第二本，首度採用球狀星團的字眼來描述這種天體。

被發現的球狀星團數目越來越多，在1915年是83個，1930年是93個，1947年是97個。現在，銀河系內發現的球狀星團總共已有152個，估計總數約為180 ± 20個^[2]。另外，尚未被發現的球狀星團應該是被隱藏在銀河系的氣體和塵埃後面了。

在1914年初，哈洛·夏普利開始對球狀星團進行系列的研究，發表了約40篇的科學性論文。他觀察星團中的造父變星，並利用它們的周-光關係估計距離。

M75是一個類型為Ⅰ，高度集中的球狀星團。

在我們銀河系內的球狀星團，多數被發現在銀河核心附近，並且在天球上的位置也大多數躺在銀河核心周圍的天空中。在1918年，哈洛·夏普利利用這種強烈的不對稱性推測星系的總體大小。他假設球狀星團大致分布在銀河核心的附近，並利用球狀星團的位置估計太陽與銀河核心的距離^[9]。雖然，他當時估計的距離有極大的錯誤，但依然顯示出星系的尺度大於早先的認知。他的錯誤肇因於銀河系內的塵埃減少了相當數量抵達地球的球狀星團的光度，因而使距離顯得更遠。然而，夏普利估計的數值是在相同的數量級內，現在依然在可以接受的誤差範圍內。

夏普利的測量同時也指出太陽是在遠離銀河中心的位置上，反對早先從一般恆星的均勻分布所推導出來的結果。實際上，散布在銀河盤面上的一般恆星經常會因為氣體和塵埃的遮蔽而變暗，而球狀星團分布在銀河盤面之外，即使在更遠的距離上仍然能被看見。

夏普利繼續與亨麗埃塔·史渦普和海倫·Battles·索耶(稍後是霍格)研究球狀星團。在1927-29年，夏普利和海倫·索耶開始編輯星團的目錄，並以向中心集中的程度做為分類的依據。最集中的群被分類為Ⅰ，然後逐步縮減共整理成ⅩⅡ。這就是現在所知的夏普力-索耶集中度分類法(經常會以數字[Class 1–12]取代羅馬數字)。^[10]

[編輯] 成份

球狀星團通常由數十萬顆的低金屬含量的老年恆星組成，這些在球狀星團中的恆星與在螺旋星系核球的恆星相似，但是體積卻侷限在僅有數立方秒差距之內。它們之中沒有氣體和塵埃，因為假設在很早以前就都已經凝聚成為恆星了。

由於球狀星團是恆星的高密度區，因此被認為是不利於行星系統發展的地區。行星軌道在恆星密集的區域內，因為其他恆星經過時的攝動，使得行星軌道在動力學上是不穩定的。在杜鵑座 47的核心區域，距離恆星1天文單位的行星，大概只能存在10⁸年(數量級)^[11]。然而，至少已經有一個環繞波霎 (PSR B1620−26)的行星系統在球狀星團M4內被發現^[12]。

除了幾個著名的例外，每個球狀星團都有明確的年齡，也就是說，大多數星團中的恆星在恆星演化的階段中都有相似的年齡，暗示它們幾乎都是同時形成的。所有的球狀星團看起來都沒有活躍的恆星形成活動，這與球狀星團是星系中年老成員的看法是一致的，而且是第一批形成的恆星。

有一些球狀星團，像是在我們的銀河系內的半人馬座ω和在M31的G1，有異乎尋常大的質量(數百萬太陽質量)，成員包含多種星族。這兩者可以被認為是矮星系被大星系吞噬的證據，超重球狀星團是矮星系殘餘的核心。有些球狀星團(像是M15)有極端大質量的核心，可能是懷有黑洞^[13]，雖然摹擬的模型建議集中在中心的是中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解釋。

[編輯] 金屬量

球狀星團通常擁有的是第二星族星，與第一星族星比較，例如太陽，金屬量是較少的。(在天文學中所稱的金屬是比氦重的元素，像鋰和碳等。)

荷蘭天文學家Pieter Oosterhoff注意到球狀星團會有兩種不同的恆星，目前已經被認知為Oosterhoff 群。其中的第二型是周期稍長的天琴座RR變星^[14]。這兩群恆星都有微弱的金屬元素譜線，但是在第一型(OoI)中的譜線比第二型(OoII)明顯一些^[14]，這是因為第一形是"富金屬"的，而第二型是"貧金屬"的。

在許多星系(特別是大質量的橢圓星系)中都觀察到了這兩種類型的恆星，而且兩型的年齡都一樣老(幾乎與宇宙同年齡)，只有金屬含量上的差異。許多理論都嘗試解釋解釋這兩個次群的成因，包括含有大量氣體的星系劇烈合併、矮星系的累積、和在一個星系中多個階段的恆星誕生。在我們的銀河系，貧金屬星團聚集在銀暈中，而富金屬星團則在核球中^[15]。

在銀河系內，貧金屬星團被發現呈一直線的分布在銀河平面和外圍的銀暈中，這種結果支持第二型恆星是被從衛星星系中剝離出來的，而不是早先認為原來就存在於銀河系中的球狀星團系統。這兩種星群之間的差異，或許可以用來解釋兩個星系在形成各自的星團系統時間上的差異 ^[16]。

[編輯] 奇特的成員

球狀星團有非常高的恆星密度，因此恆星彼此間相互的接近和碰撞便會經常發生。由於這些遭遇的機會，一些奇特的恆星類型便產生了，像是藍掉隊星、毫秒脈衝星、和低質量X射線雙星，在球狀星團中都很常見。藍掉隊星是由兩顆恆星因遭遇而合併形成的，而可能原本就是雙星，結果便是在星團中溫度比一般恆星高，但是發光度相同，而有別於主序星的恆星^[17]。

在球狀星團M15的核心中有一個約4,000太陽質量的黑洞，NASA的影像。

從1970年代開始，天文學家就在球狀星團內尋找黑洞。這項任務是艱苦和難以達成的，估計只有哈柏太空望遠鏡有可能達成，而他也真的確認了第一個的發現。在一個獨立的計畫中，哈柏太空望遠鏡對M15球狀星團的觀測顯示在其核心中有一個質量是太陽4,000倍的中介質量黑洞(摹擬提供了可能的目標選擇)；在仙女座星系的球狀星團梅歐 II則有一個20,000太陽質量的黑洞^[18]。

這是特別令人感興趣的，因為在其中首度發現了質量介於常規的恆星黑洞和位於星系核心的超重質量黑洞之間的中介質量黑洞。這種中介質量黑洞存在於球狀星團中的比例是很高的，一如預期的模式，在超重質量黑洞存在的星系周圍被發現。

中介質量黑洞還有許多被懷疑的爭議，球狀星團中質量密集的這一部份，由於許多質量的離析，被預期會偏離星團的核心；應該像球狀星團一樣，充斥著白矮星和中子星這些老年的恆星族群。在Holger Baumgardt和合作者的兩份論文中指出，即使沒有黑洞的存在，在M15^[19]和梅歐 II ^[20]的質-光比在接近中心時都應該明顯的升高。

[編輯] 顏色-星等圖

赫羅圖(黑羅圖)是以大量恆星的樣本和它們的絕對星等製作成的色指數圖，B−V，是它們的藍色(B)星等和視星等(V，黃-綠色)的差值；大的正值表示這顆恆星是表面溫度較低的紅色星，負值則暗示是表面溫度較高的藍色星。

當鄰近太陽的恆星被描繪在赫羅圖上時，可以顯示出這些恆星的質量、壽命和組成的分布。多數恆星的位置都在一條傾斜的曲線上，所熟知的主序帶，越熱的星絕對星等就越亮，顏色也越藍。但是也有一些演化至晚期的恆星會出現在圖中，它們的位置已經遠離了主序帶的曲線。

因為球狀星團中所有的恆星到我們的距離都一樣遠，因此視星等和絕對星等的修正差值是一樣的。我們相信球狀星團中的主序星也會像鄰近太陽的恆星一樣分布在主序帶上。(這個假設的正確性可以觀察鄰近太陽的短週期變星，例如天琴座RR型變星和造父變星，和星團中的相同的變星比較而獲得證實。)^[21]。

經過赫羅圖的比對，可以測量出球狀星團內主序星的絕對星等，這反過來也可以提供對球狀星團的距離估計，因為視星等和絕對星等的差異就是距離模數，可以測量出距離^[22]。

當球狀星團的赫羅圖被描繪出來時，幾乎所有的星都明確的落在定義的相對曲線上，與鄰近太陽恆星的赫羅圖不同的是，星團中的恆星都有相同的起源和年齡，球狀星團的曲線形狀是同一個時間、相同的材料和成分，只有質量不同的恆星所形成的典型曲線。由於在赫羅圖上的每一個位置都對應於不同質量恆星的壽命，曲線的形狀就能測量球狀星團整體的年齡了^[23]。

球狀星團M3的顏色-星等圖。請注意曲線在19星等處的"灣曲"，恆星從該處轉向巨星階段的演化路徑。

在球狀星團中質量最大的主序星有最高的絕對星等，也會是最早轉變朝向巨星階段演化的恆星。隨著年齡的增長，低質量的恆星也將逐漸演化進入巨星階段，因此球狀星團的年齡便可以從正轉向巨星變化階段恆星在赫羅圖上的位置來測量了。在赫羅圖上形成的"灣曲"，會朝向主序帶的右方。彎曲處對應的絕對星等是球狀星團整體的作用，年齡的範圍可以從平行於星等的軸上描繪出來。

另一方面，也可以測量球狀星團中溫度最低的白矮星，典型的結果是球狀星團的年齡約為127億歲 ^[24]，這是與年齡僅有數千萬年的疏散星團對比而得的。

球狀星團的年齡，幾乎就是宇宙年齡的上限，這個低限是宇宙論的一個重大限制。在1990年代的早期，天文學家遭遇到球狀星團的年齡比宇宙論模型所允許的還要老的窘境。幸而，通過更好的巡天觀測，例如柯比(COBE)衛星對宇宙學參數的測量，解決了這個問題，並且利用計算機模式融合了不同的恆星演化模型。

對球狀星團演化的研究，也能被用於測量球狀星團開始時的氣體與塵埃的組成，也就是說，由於重元素的豐度變化可以追蹤演變的路徑(天文學中的重元素是指比氦重的元素)。從球狀星團的研究得到的數據，可以用在對銀河系整體的研究上^[25]。

在球狀星團中有少數恆星被觀察到是藍掉隊星，這些恆星的來源還不是很清楚，但是多數的模型都建議這些恆星是多星系統內質量轉移所產生的結果。

[編輯] 組態

與疏散星團比較，大部分的球狀星團中主要的恆星，終其一生都受到重力場的約束。一種可能的例外是，其他的大質量天體引發的潮汐力有可能造成恆星的擴散。

目前，我們對球狀星團的形成，所知依然很有限。然而，對球狀星團的觀測顯示，這些恆星最初是在星球誕生效率很高的地區形成的，並且當地的星際物質密度也比一般恆星誕生的場所要高。球狀星團是在星系交互作用下具優勢的星爆區域誕生的^[26]。

在它們形成之後，球狀星團內的恆星彼此之間會有引力的交互作用，結果是所有恆星的速度向量都是穩定與平衡的，全都失去了早期歷史上原有的速度。造成這種特性發生的時間稱為紓緩期，這段時間所需的長短由星團的恆星數量和質量來決定^[27]。每個星團所需要的時間都不一樣，平均的時間數量級是10⁹ 年。

雖然球狀星團的外觀都是球狀的，橢率則都是潮汐力作用的結果。在銀河系和仙女座大星系中的球狀星團典型的形狀都是扁球形，在大麥哲倫星系中的更為扁平^[29]。

[編輯] 半徑

天文學家經由標準半徑來描述球狀星團的形態，他們分別是核心的半徑(r_c)、暈半徑(r_h)和潮汐半徑(r_t)。整體的亮度是由核心向外穩定的減弱，核心半徑是表面光度降為中心一半的核心距離，用於比較的量是暈半徑，或是總光度達到整個星團一半區域的半徑，通常這個值會比核心半徑要大。

要注意的是暈半徑所包含的恆星在視線的方向上是包含了在星團外圍的恆星，所以理論上也會使用半質量半徑(r_m)—，由中心至包含星團一半質量的距離。如果半質量半徑小於星團半徑的一半，這個星團的核心便是高密度的，例如M3，它整體的視直徑是18角秒，但是半質量半徑只有1.12角秒^[30]。

最後的潮汐半徑是核心到星團外圍受到星系影響大於星團本身影響的距離，在這個距離上，原屬於星團的單獨恆星會被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半徑大約是38″。

[編輯] 質量隔離和光度

在測量特定球狀星團的核心距離與光度曲線的函數時，銀河系內多數的球狀星團在一定的距離內光度都會因距離的增加而穩定的降低，然後光度呈現水平。典型的距離都在距離核心1–2 秒差距之處。然而有20%的球狀星團經歷了所謂的"核心崩潰"的過程，在這一類型的星團中，光度一直是平穩的增加至核心的區域內^[31]。M15是有核心崩潰的一個球狀星團的例子。

杜鵑座 47 – 是繼半人馬座ω之後，全銀河系中第二亮的球狀星團。

核心崩潰被認為是球狀星團中較重質量的恆星與它較輕的伴星遭遇時發生的狀況，結果是較大質量的恆星損失了動能，於是朝向核心掉落。經歷一段較長的時間之後，導致大質量的恆星集中在核心的附近。

哈柏太空望遠鏡被用來蒐集和觀察大質量恆星向中心集中的過程和程序。重的恆星因為減速而群集在擁擠的核心，輕的恆星則因加速而花費較長的時間在外圍環繞著。球狀星團杜鵑座 47大約有一百萬顆的恆星，是在南半球恆星密度最高的球狀星團之一。對這個星團進行了一次密集的攝影觀測，使得天文學家可以追蹤其中的恆星運動，幾乎得到了15,000顆恆星精確的運動速度^[32]。 在銀河系和M31內的球狀星團整體的光度可以經由亮度M_v和變數σ²，來塑造高斯曲線。球狀星團的光度分佈稱為球狀星團光度函數(GCLF)。在銀河系，M_v = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等 ^[33]。只要先假設在其它星系中的球狀星團也遵守在銀河系中的各項準則，GCLF也可以做為標準燭光來測量其他星系的距離。

[編輯] 多體模擬

計算球狀星團內恆星間的交互作用必須解決多體問題的多項式函數，也就是說，球狀星團內的每一顆恆星都與N−1顆的恆星有交互作用，此處的N是星團中恆星的總數。一般電腦在動態模擬的CPU使用率以N³的比率增加 ^[34]，因此要進行此種計算，電腦要具有驚人的潛力才能準確的摹擬^[35]。在數學上研究球狀星團內多體動力學的有效方法為將整體依速度的範圍細分為較小的體積來進行摹擬，並且以或然率來描述恆星的位置。這樣恆星的運動可以使用福克-普郎克方程式來加以描述，就能以簡化的形式來解決；或是使用亂數來執行蒙地卡洛模擬進行處理。但是，在雙星的作用和需要考慮其他外在的萬有引力時(例如來自銀河系的引力)，這種模擬還是很困難的^[36]。

多體模擬的結果顯示恆星在球狀星團內的移動路徑是很不尋常的，有些會形成迴圈，也些會直直落入核心，然後孤獨的繞著質量中心旋轉。另一方面，由於和其他恆星的交互作用會使速度增加，有些恆星會獲得足夠脫離星團的能量，經過漫長的時間周期，會導致星團的潰散，這稱為蒸發過程^[37]。典型的球狀星團蒸發時間尺度為一百億年(10¹⁰年)。^[27]

聯星在星系中佔有的數量極為龐大，幾乎有一半的恆星是聯星。球狀星團的數值模擬顯示，聯星可能妨礙或改變球狀星團核心崩潰的過程。當一顆在星團中的恆星與聯星進行重力遭遇時，一種可能的結果是聯星變得更為緊密，而動能被轉移(加入)至這顆單獨的恆星。當大質量的恆星在這種過程中被加速，他會減少核心的收縮，甚至終止核心的崩潰。

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