球状星团的演化

由于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。我们认为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，以及星团中的相同的变星比较而获得证实。）

球状星团的年龄，差不多就是宇宙年龄的上限，这个低线是宇宙论的一个重大限制。在1990年代的早期，天文学家曾经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等等，解决了这个问题，同时还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，也可以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，因为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，能够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非常清楚，但是多数的模型都认为这些恒星时多星系统内质量转移所产生的结果。

天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，他们依次是是核心的半径（are）、晕半径（rah）和潮汐半径（rat）。整体的亮度主要由核心向外稳定地减弱，核心半径是表面官渡降为中心一半的核心距离，用于比较的量是晕半径，或是总光度达到整个星团一半区域的半径，一般来说，这个值会比核心半径要打。

要注意的一点是，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（ram）。倘若半质量半径小于星团半径的一半，那么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，然而半质量半径只有1.12角秒。

最后的潮汐半径通常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，原本属于星团的单独恒星就会被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半径大约是38'.

在测量特定球状星团的核心距离与光度曲线的函数时，银河系内大部分的球状星团在一定的距离内光度都会由于距离的增加而稳定的降低，然后光度呈现水平。典型的距离都在距离核心1～2秒差距之处。但是有20%的球状星团经历了所谓的“核心崩溃”的过程，在这一类型的星团中，光度始终是平稳的增加至核心的区域内。一个有核心崩溃的球状星团例子是M15.

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其较轻的伴星遭遇时发生的状况，其结果往往是较大质量的恒星损失了动能，于是朝向核心掉落。经历了一段较长的时间之后，引起大质量的恒星集中在核心的附近。

当球状星团接近大质量物体时，例如星系核心，会与潮汐力交互作用。一大质量物体的重力在拉扯球状星团近端和远端的力量不同时，那么就会造成潮汐力。无论何时，每当星团通过星系的平面时，“潮汐震波”便容易发生。

潮汐震波导致的结果是，一连串的恒星会从星团的晕中被扯出，只有星团核心的恒星会留在星团中。这潮汐作用扯出的恒星能够在星团后面拖曳出好几度长，由恒星组成的星弧。这些星弧一般会沿着轨道散步在星团的前后，这些尾巴可能累积了大量的星团原始特性，并且形成有相似特征的丛集。

例如球状星团帕罗马5，刚在银河中通过轨道上的近星系点之后不久，一连串的恒星就沿着他的轨道前后方向延伸出去，距离远达13000光年。结果，潮汐的交互作用从帕罗马5剥离了大量的质量，当她穿越星系的核心时，近一步的交互作用就会把它转变成围绕着银晕的一长串恒星链。

潮汐的交互作用增加了球状星团的动能，戏剧性地加大了星团的蒸发率和缩小了体积。潮汐震波不仅剥离了球状星团外围的恒星，而且增加的蒸发率也加速了核心的崩溃。同样的物理机制也会作用在矮椭球星系，比如人马座矮椭圆星系，就是因为接近银河的核心才会被潮汐力扯裂的。