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globular cluster
定义：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,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。
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，其半径从10秒差距到75秒差距。
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。 |
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球状星团通常由数十万颗的低金属含量的老年恒星组成，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，但是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，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，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。 |
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赫罗图(黑罗图)是以大量恒星的样本和她们的绝对星等制作成的色指数图，b−v，是她们在蓝色(b)的星等和视星等(v，黄-绿色)的差值；大的正值表示这颗恒星是表面温度较低的红色星，负值则暗示是表面温度较高的蓝色星。
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。 |
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天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，他们分别是是核心的半径(rc)、晕半径(rh)和潮汐半径(rt)。整体的亮度时由核心向外稳定的减弱，核心半径是表面光度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，通常这个值会比核心半径要大。
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″。
球体的椭率 星系 椭率
银河系 0.07±0.04
lmc 0.16±0.05
smc 0.19±0.06
m31 0.09±0.04 |
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在测量特定球状星团的核心距离与光度曲线的函数时，银河系内多数的球状星团在衣锭的距离内光度都会因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。然而有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，光度一直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。
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蒷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。 |
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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。当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，结果就会造成潮汐力。无论何时，每当星团通过星系的平面时，"潮汐震波"便会发生。
潮汐震波造成的结果是，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。这些潮汐作用扯出的恒星可以在星团后面拖曳出好几度长，由恒星组成的星弧。[40] 这些星弧通常会沿着轨道散布在星团的前后，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。[41]
例如球状星团帕罗马 5，才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13,000光年。[42]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，近一步的交互作用将把它转变成围绕着银晕的长串恒星链。
潮汐的交互作用增加了球状星团的动能，戏剧性的加大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，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，像是人马座矮椭圆星系，就是因为接近银河的核心才会被潮汐力扯裂的。 |
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qiuzhuang xingtuan
球状星团
globular cluster
由成千上万颗、甚至几十万颗恒星密集而成的集团，因为呈球对称状或接近球对称状而得名，其半径从10秒差距到75秒差距。银河系中约有500个球状星团,已被确认的仅有 132个。全天最亮的球状星团为半人马座□,即NGC5139；北半天球最亮的球状星团为M13,即NGC6205。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为密集之处。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1,000倍左右。球状星团按照成员间中心集中的程度可分为 12个类型，以罗马大写数字 Ⅰ、Ⅱ、……Ⅻ表示。它们以偏心率很大的巨大椭圆轨道绕着银心旋转，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100亿年。同一个球状星团中各成员星的运动方向和速度以及离我们的距离，都大致相同，因此，各星之间视亮度的差异，可以看成是各星本身光度的不同。同一球状星团中的成员，可以看作是同期形成的，并都有相似的初始化学成分。各成员星物理状态不同所代表的演化相的不同，主要是由于各星质量不同以及由此引起的演化快慢不同所造成的。
球状星团（半人马座ω）
目前在银河系的96个球状星团中，已经发现了两千多颗变星,其中大多数是天琴座RR型变星,其余多半是星族Ⅱ造父变星。这些变星的绝对星等大致相同，因而可用来确定所属星团的距离。沙普利在1930年出版的《星团》一书中，总结了球状星团在银河系中的分布，初步说明了银河系的结构和大小。近年来曾在一批球状星团中发现了 X射线源。有人认为这种射线源可能是其中大质量的黑洞，也有人认为可能是其中的密近双星。
有的球状星团在银河系的外面。如 PAL1，PAL13，NGC2419,PAL4和PAL3等离银心的距离大于大麦哲伦云离银心的距离，处在星系际空间。在一些较近的星系中也发现有球状星团，可以用它们来估计其所在的星系离我们的距离。值得注意的是，在有的星系如大麦哲伦云中发现了年老的和年轻的两种球状星团，这对于球状星团和恒星演化的理论可能是个重要的挑战。
参考书目
Blaauw and M.Schmidt eds,Galactic Structure,Univ.of Chicago Press,Chicago,1965.
（初毓华） |
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