球状星团

球状星团，一大群老人星星它们紧密地排列成对称的，有点像球形的形状。球状集群之所以这样叫，是因为它们的大致球形外观，是最大和质量最大的星团．

虽然几个球状星团，如半人马ω在星座半人马座和梅西耶13号(M13)赫拉克勒斯它们都是肉眼可见的朦胧的光斑，只是在水晶石的发明之后才引起人们的注意望远镜．球状星团的第一个记录，在星座中射手座它可以追溯到1665年(后来被命名为梅西耶22号);下一个是半人马座欧米茄，是1677年由英国天文学家和数学家记录的哈雷．球状星团的研究极大地帮助了对银河系．1917年，通过对球状星团的距离和分布的研究，这位美国天文学家沙普利，然后是卫奕山天文台发现它的星系中心位于人马座区域。

物理性质

的银河系包含超过150个球状星团(确切的数字是不确定的，因为银河系带的尘埃遮蔽了一些球状星团，这可能使一些球状星团无法被看到)。它们在银河系周围排列成一个近乎球形的光晕，朝向银河平面的相对较少，但大约三分之一的星系集中在星系中心附近，就像富星系中的卫星系统一样射手座-天蝎座明星字段。的径向当分布被绘制成星系中心距离的函数时，它符合一种与描述恒星椭圆分布相同的数学表达式星系尽管在距离中心约40000光年处有一个异常的峰值分布。

球状星团是非常明亮的物体。他们的意思是光度相当于大约25000人吗太阳．最亮的是50倍。最亮的恒星是红巨星，亮红色星星绝对的级−2的600倍太阳的亮度或光度。在相对较少的球状星团中，有像太阳一样本质上微弱的恒星被测量过，而在这样的星团中，还没有记录到最微弱的恒星。M3的光度函数显示，90%的可见光来自亮度至少是太阳两倍的恒星，但超过90%的星团质量是由较暗的恒星组成的。球状星团的质量，通过测定单个恒星速度的弥散来测量，范围从几千到100多万个太阳质量。这些星团非常大，直径从10光年到300光年不等。它们的表观直径范围从一度到半人马ω精确到一分弧的绳结。在像M3这样的星团中，90%的光都包含在直径为100光年的范围内，但恒星的数量和研究RR天琴座的成员星(谁的内在亮度在众所周知的范围内有规律地变化)，包括较大的325光年．

大多数球状星团高度集中在它们的中心，其恒星分布类似于等温气体球，其截止点对应于银河系的潮汐效应。球状星团中心附近的密度大约是每立方两颗恒星光年相比之下，在太阳附近每300立方光年就有一颗恒星。星团内恒星分布的精确模型可以从恒星中推导出来动力学，它考虑了星团中恒星的轨道类型，这些成员恒星之间的相遇，以及外部影响的影响。例如，美国天文学家伊凡·r·金推导出动力模型非常接近观测到的恒星分布。他发现星团的结构可以用两个数字来描述:(1)核心半径，用来测量星团中心的集中程度;(2)潮汐半径，用来测量星团边缘恒星密度的截止点。这些星团在恒星集中在中心的程度上有明显的不同。它们中的大多数看起来是圆形的，可能是球形的，但也有一些(例如半人马座欧米茄)明显是椭圆形的。最椭圆的星团是M19，它的主星团轴大约是其小轴的两倍的。

银河系中球状星团的一个关键特征是它们的均匀性年老的时候．球状星团是由人口二世物体(例如，老恒星)。通过将球状星团的恒星数量与恒星演化模型进行比较，目前测量到的所有球状星团的年龄范围在110亿年到130亿年之间。它们是银河系中最古老的天体，所以肯定是最早形成的天体之一。这种情况也被球状星团倾向于有更少的重的事实所表明元素比银河系平面上的恒星更容易观测。太阳。由属于极端星族II的恒星，以及高纬度晕星组成的这些近乎球形的组合，显然是在银河系的物质压扁成现在的薄圆盘之前形成的。目前的星际太阳附近的气体含有比太阳更重的元素氦这些元素被天文学家称为金属，其质量约为2%，而球状星团中相同元素的含量仅为0.02%。

球状星团是根据金属含量的增加来分类的。在靠近星系中心的星团中，金属的丰度要高于那些在光晕中的星团(星系的最外层延伸到远高于和低于其平面的地方)。氦的数量也可能因星团而异。的氢在星团中，恒星被认为占质量的70 - 75%，氦占25 - 30%，重元素占0.01 - 0.1%。射电天文学研究已经对球状星团中中性氢的数量设定了一个较低的上限。黑暗的小巷模糊的在这些星团中，物质是令人困惑的特征。虽然很难解释在旧星系中存在不同的、独立的未形成物质团，但星云不可能是星团和观测者之间的前景物质。

约2000变星在100个或更多的球状星团中已知。其中，大约90%是天琴座RR变量。发生在球状星团中的其他变量是星群II造父变星、RV Tauri和U双子座的星星，以及米拉星星,黯然失色二进制文件,诺瓦斯．