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globular cluster
定義：在星係軌道上由恆星群組成的古老的球形星團，最多可包含100萬顆恆星。
球狀星團由成千上萬，甚至幾十萬顆恆星組成，外貌呈球形，越往中心恆星越密集。
球狀星團裏的恆星平均密度比太陽周圍的恆星密度高幾十倍,而它的中心附近則要大數萬倍。同一個球狀星團內的恆星具有相同的演化歷程，運動方向和速度都大致相同，它們很可能是在同時期形成的。它們是銀河係中最早形成的一批恆星，有約100億年的歷史。
是由成千上萬顆、甚至幾十萬顆恆星密集而成的集團，因為呈球對稱或接近球型而得名，其半徑從10秒差距到75秒差距。
球狀星團和疏散星團（也叫銀河星團）是銀河係中兩種主要星團。銀河係中約有五百個球狀星團，全天最亮的球狀星團為半人馬座ω(ngc5139)，它的密度大的驚人，幾百萬顆恆星聚集在衹有數十光年直徑的範圍內，它中心部分的恆星彼此相距平均衹有0.1光年。而離太陽係最近的恆星在4光年之外。北半天球最亮的球狀星團是m13。半人馬座ω(ngc5139)和m13兩個球狀星團，都是由英國天文學家哈雷發現的。
球狀星團在銀河係中呈球狀分佈，屬暈星族。球狀星團和銀核一樣，是銀河係中恆星分佈最密集的地方，這裏恆星分佈的平均密度比太陽附近恆星分佈的密度約大50倍，中心密度則大到1000倍左右。
球狀星團以偏心率很大的巨大橢圓軌道繞着銀心運轉，軌道平面與銀盤成較大傾角，周期一般在三億年上下。球狀星團的成員星是銀河係中形成最早的一批恆星，年齡大約在一百億年。
在球狀星團中發現的變星中主要是天琴座rr變星，其餘多半是星族ii造父變星，因此一些球狀星團的距離可以被較為精確的計算出來。已發現的一些球狀星團在銀河係的外面，如ngc2419離銀心的距離大於大麥哲倫星雲離銀心的距離，處於星際空間。在一些距離我們較近的河外星係中也發現有球狀星團。 |
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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蠃旋星係的球核的恆星相似，但是體積卻被局限在僅有數立方秒差距之內。她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係統發展的地區。行星軌道再恆星密集的區域內，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，大概衹能存在108年(數量級)。 然而，至少已經有一個環繞波霎 (psr b1620−26)的行星係統在球狀星團m4內被發現。
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，暗示她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的活動，這與球狀星團是星係中年老的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，像是在我們的銀河係內的半人馬座ω和在m31的g 1，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係被大星係吞噬的證據，超重球狀星團是矮星係殘餘的核心。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，雖然摹擬的模型建議集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解釋。
金屬含量
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，金屬的含量是較少的。(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註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。這兩群恆星都有微弱的金屬元素譜綫，但是在第一型(ooi)中的譜綫比第二型(ooii)明顯一些，因為第一形是"富金屬"的，而第二型是"貧金屬"的。
在許多星係(特別是大質量的橢圓星係)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)，衹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係劇烈的合併、矮星係的纍積、和在一個星係中多個階段的恆星誕生。在我們的銀河係，貧金屬星團聚集在銀暈中，而富金屬星團則在球核中。
在銀河係內，貧金屬星團被發現呈一直綫的分佈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係中剝離出來的，而不是早先認為原來就存在於銀河係中的球狀星團係統。這兩種星群之間的差異，或許可以用來解釋兩個星係在形成各自的星團係統時間上的差異。
奇特的成員
球狀星團有非常高的恆星密度，因此恆星仳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，西些奇特的恆星類型便産生了，像是藍掉隊星、毫秒脈衝星、和低質量x射綫雙星，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，結果便是星團中溫度比一般恆星高，但是發光度相同，有別於主序星的恆星。
在球狀星團m15的核心中有一個約4,000太陽質量的黑洞nasa image.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，估計衹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。在一個獨立的計劃中，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倍的中等質量黑洞(摹擬提供了可能的目標選擇)；在仙女座星係的球狀星團梅歐ii則有一個20,000太陽質量的黑洞。
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係核心的超重質量黑洞之間的中等質量黑洞。這種中等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係周圍被發現。
中間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，充斥着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 和梅歐ii 的質-光比在接近中心時都應該明顯的升高。 |
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赫羅圖(黑羅圖)是以大量恆星的樣本和她們的絶對星等製作成的色指數圖，b−v，是她們在藍色(b)的星等和視星等(v，黃-緑色)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、壽命和組成的分佈。多數恆星的位置都在一條傾斜的麯綫上，所熟知的主序帶，越熱的星絶對星等就越亮，顔色也越藍。但是也有一些演化至晚期的恆星會出現在圖中，她們的位置已經遠離了主序帶的麯綫。
因為球狀星團中所有的恆星到我們的距離都一樣遠，因此視星等和絶對星等的修正差值都是一樣的。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佈在主序帶上。(這個假設的正確性可以觀察鄰近太陽的短周期變星，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。)
經過赫羅圖的比對，可以測量出球狀星團內主序星的絶對星等，這反過來也可以提供對球狀星團的距離估計，因為視星等和絶對星等的差異就是距離模組，可以測量出距離。
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麯綫上，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， 球狀星團的麯綫形狀是同一個時間、相同的材料和成分，衹有質量不同的恆星所形成的典型麯綫。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，麯綫的形狀就能測量球狀星團整體的年齡了。
在球狀星團中質量最大的主序星有最高的絶對星等，也會是最早轉變朝嚮巨星階段演化的恆星。隨着年齡的增長，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嚮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"灣麯"，會朝嚮主序帶的右方。彎麯處對應的絶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。 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製。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，解决了這個問題，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，可以用在對銀河係整體的研究上。
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係統內質量轉移所産生的結果。 |
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天文學家經由標準半徑來描述球狀星團的形態，他們分別是是核心的半徑(rc)、暈半徑(rh)和潮汐半徑(rt)。整體的亮度時由核心嚮外穩定的減弱，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。
要住一的是暈半徑所包含的恆星在視綫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(rm)—，由中心志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，他整體的視直徑是18角秒，但是半質量半徑衹有1.12角秒。
最後的潮汐半徑是核心到星團外圍受到星係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係的引力拉扯出去。m3的潮汐半徑大約是38″。
球體的橢率 星係 橢率
銀河係 0.07±0.04
lmc 0.16±0.05
smc 0.19±0.06
m31 0.09±0.04 |
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在測量特定球狀星團的核心距離與光度麯綫的函數時，銀河係內多數的球狀星團在衣錠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。一個有核心崩潰的球狀星團例子是m15。
杜鵑座 47 ╟ 是繼半人馬座ω之後，全銀河係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他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，於是朝嚮核心掉落。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蒷集和觀察大質量恆星嚮中心集中的過程和程序。仲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着。球狀星團杜鵑座 47大約有一百萬顆的恆星，是在南半球的一個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。 在銀河係和m31內的球狀星團整體的光度可以經由亮度mv和變量σ2，來塑造高斯麯綫。球狀星團的光度分佈稱為球狀星團光度函數(gclf)，在銀河係，mv = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等。 gclf也可以最為標準燭光來測量其他星係的距離，衹要先假設在其他星係中的球狀星團也遵守在銀河係中的各項準則。 |
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當球狀星團接近大質量物體時，例如星係核心，會與潮汐力交互作用。當大質量物體的重力在拉扯球狀星團近端和遠端的力量不同時，結果就會造成潮汐力。無論何時，每當星團通過星係的平面時，"潮汐震波"便會發生。
潮汐震波造成的結果是，一連串的恆星會從星團的暈中被扯出，衹有星團核心的恆星會留在星團中。這些潮汐作用扯出的恆星可以在星團後面拖曳出好幾度長，由恆星組成的星弧。[40] 這些星弧通常會沿着軌道散布在星團的前後，這些尾巴可能纍積了大量的星團原始特性，並且形成有相似特徵的叢集。[41]
例如球狀星團帕羅馬 5，纔在銀河中通過軌道上的近星係點之後不久，一連串的恆星就沿着他的軌道前後方向延伸出去，距離遠達13,000光年。[42]潮汐的交互作用從帕羅馬 5剝離了大量的質量，當她穿越星係的核心時，近一步的交互作用將把它轉變成圍繞着銀暈的長串恆星鏈。
潮汐的交互作用增加了球狀星團的動能，戲劇性的加大星團的蒸發率和縮小了體積。 潮汐震波不僅剝離了球狀星團外圍的恆星，增加的蒸發率也加速了核心的崩潰。同樣的物理機製也會作用在矮橢球星係，像是人馬座矮橢圓星係，就是因為接近銀河的核心纔會被潮汐力扯裂的。 |
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qiuzhuang xingtuan
球狀星團
globular cluster
由成千上萬顆、甚至幾十萬顆恆星密集而成的集團，因為呈球對稱狀或接近球對稱狀而得名，其半徑從10秒差距到75秒差距。銀河係中約有500個球狀星團,已被確認的僅有 132個。全天最亮的球狀星團為半人馬座□,即NGC5139；北半天球最亮的球狀星團為M13,即NGC6205。球狀星團在銀河係中呈球狀分佈，屬暈星族。球狀星團和銀核一樣，是銀河係中恆星分佈最為密集之處。這裏恆星分佈的平均密度比太陽附近恆星分佈的密度約大50倍,中心密度則大到1,000倍左右。球狀星團按照成員間中心集中的程度可分為 12個類型，以羅馬大寫數字 Ⅰ、Ⅱ、……Ⅻ表示。它們以偏心率很大的巨大橢圓軌道繞着銀心旋轉，軌道平面與銀盤成較大傾角，周期一般在三億年上下。球狀星團的成員星，是銀河係中形成最早的一批恆星,年齡大約100億年。同一個球狀星團中各成員星的運動方向和速度以及離我們的距離，都大致相同，因此，各星之間視亮度的差異，可以看成是各星本身光度的不同。同一球狀星團中的成員，可以看作是同期形成的，並都有相似的初始化學成分。各成員星物理狀態不同所代表的演化相的不同，主要是由於各星質量不同以及由此引起的演化快慢不同所造成的。
球狀星團（半人馬座ω）
目前在銀河係的96個球狀星團中，已經發現了兩千多顆變星,其中大多數是天琴座RR型變星,其餘多半是星族Ⅱ造父變星。這些變星的絶對星等大致相同，因而可用來確定所屬星團的距離。沙普利在1930年出版的《星團》一書中，總結了球狀星團在銀河係中的分佈，初步說明了銀河係的結構和大小。近年來曾在一批球狀星團中發現了 X射綫源。有人認為這種射綫源可能是其中大質量的黑洞，也有人認為可能是其中的密近雙星。
有的球狀星團在銀河係的外面。如 PAL1，PAL13，NGC2419,PAL4和PAL3等離銀心的距離大於大麥哲倫雲離銀心的距離，處在星係際空間。在一些較近的星係中也發現有球狀星團，可以用它們來估計其所在的星係離我們的距離。值得註意的是，在有的星係如大麥哲倫雲中發現了年老的和年輕的兩種球狀星團，這對於球狀星團和恆星演化的理論可能是個重要的挑戰。
參考書目
Blaauw and M.Schmidt eds,Galactic Structure,Univ.of Chicago Press,Chicago,1965.
（初毓華） |
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