球状星团

球状星团指的是在星系轨道上由恒星群组成的古老的球形星团，最多可包含100万颗恒星。

球状星团通常由成千上万，甚至几十万颗恒星组成，外貌呈球形，越往中心恒星越密集。

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，但是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，运动方向还有速度都大致相同，它们非常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。

球状星团是由成千上万颗、甚至几十万颗恒星密集而成的集团，因为呈球对称或接近球型而得名，其半径一般从10秒差距到75秒差距。

球状星团和疏散星团（又称银河星团）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)，并且它的密度大的惊人，几百万颗恒星聚集在只有数十光年直径的范围内，同时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，并且都是由英国天文学家哈雷发现的。

球状星团在银河系中主要呈球状分布，属晕星族。球状星团和银核一样，都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倍左右，中心密度则大到1000倍上下。

球状星团以偏心率非常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，周期通常在三亿年上下。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包括天琴座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能够被较为精确地计算出来。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。在部分距离我们较近的河外星系中也发现存在球状星团。

球状星团通常是由数十万颗的低金属含量的老年恒星组成的，这些在球状星团中的恒星与在螺旋星系的球核的恒星相似，然而体积却被局限在仅有数立方秒差距之内。她们之中没有气体和尘埃，这是因为假设在很早以前就都已经凝聚成为恒星了。

由于球状星团是恒星的高密度区，所以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，由于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l天文单位的行星，大概只可以存在108年（数量级）。但是，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，几乎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十分相似的年龄，暗示她们几乎都是同时形成的。所有的球状星团看上去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，同时也是第—批形成的恒星。

有一些球状星团，例如在我们的银河系内的半人马座ω和在M31的G1，有异乎寻常大的质量(数百万太阳质量)，成员包含多种星族。这两者通常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（比如M15）有极端大质量的核心，也许是怀有黑洞，虽然摹拟的模型建议集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都可以解释。

球状星团一般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，比如锂和碳等。）

球状星团有非常高的恒星密度，所以恒星彼此间相互的接近和碰撞便会经常发生。由于这遭遇的机会，西奇特的恒星类型便产生了。比如说，蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线双星，在球状星团中都十分常见。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普通恒星高，但是发光度相同，有别于主序星的恒星。