fysikaaliset ominaisuudet

Linnunradan Linnunradan galaksissa on yli 150 pallomaista tähtijoukkoa (tarkka lukumäärä on epävarma, koska Linnunradan vyöhykkeessä oleva pöly on tummunut, mikä todennäköisesti estää joidenkin pallomaisten tähtijoukkojen näkemisen). Ne ovat järjestäytyneet miltei pallomaiseksi sädekehäksi Linnunradan ympärille, suhteellisen vähän kohti galaktista tasoa, mutta noin kolmannes niistä on keskittynyt galaktisen keskuksen ympärille rikkaiden Sagittarius-Scorpius-tähtikenttien satelliittijärjestelminä. Säteittäinen jakauma, kun se piirretään etäisyyden funktiona galaktisesta keskuksesta, sopii matemaattiseen lausekkeeseen, jonka muoto on identtinen elliptisten galaksien tähden jakaumaa kuvaavan lausekkeen kanssa, vaikka jakaumassa on poikkeava huippu noin 40 000 valovuoden etäisyydellä keskipisteestä.

Pallomaiset klusterit ovat äärimmäisen valovoimaisia kohteita. Niiden keskimääräinen luminositeetti vastaa noin 25 000 Aurinkoa. Valovoimaisimmat ovat 50 kertaa kirkkaampia. Kirkkaimpia tähtiä ovat punaiset jättiläiset, kirkkaanpunaiset tähdet, joiden absoluuttinen magnitudi on -2, noin 600 kertaa auringon kirkkaus eli luminositeetti. Suhteellisen harvoissa pallomaisissa tähtijoukoissa on niin luonnostaan himmeitä tähtiä kuin aurinko on mitattu, eikä yhdessäkään tällaisessa tähtijoukossa ole vielä havaittu himmeimpiä tähtiä. M3: n luminositeettifunktio osoittaa, että 90 prosenttia näkyvästä valosta tulee vähintään kaksi kertaa Aurinkoa kirkkaammista tähdistä, mutta yli 90 prosenttia klusterin massasta koostuu himmeämmistä tähdistä. Pallomaisten tähtijoukkojen massat, jotka mitataan määrittämällä yksittäisten tähtien nopeuksien hajonta, vaihtelevat muutamasta tuhannesta yli miljoonaan auringon massaan. Klusterit ovat hyvin suuria, läpimitaltaan 10-300 valovuotta. Niiden näennäiset halkaisijat vaihtelevat Omega Centaurin yhdestä asteesta kaariminuutin solmuihin. M3: n kaltaisessa tähtijoukossa 90 prosenttia valosta on läpimitaltaan 100 valovuotta, mutta tähtien määrä ja RR Lyrae-jäsentähtien (joiden luontainen kirkkaus vaihtelee säännöllisesti tunnettujen rajojen sisällä) tutkimus sisältää suuremman, 325 valovuoden.

useimmat pallomaiset klusterit ovat keskuksissaan hyvin keskittyneitä, ja niiden tähtijakaumat muistuttavat isotermisiä kaasukiekkoja, joiden raja-alue vastaa galaksin vuorovesivaikutuksia. Tiheys pallomaisten tähtijoukkojen keskusten lähellä on noin kaksi tähteä kuutiometriä valovuotta kohti, kun taas auringon naapurustossa on yksi tähti 300 kuutiokuutiota valovuotta kohti. Tähtidynamiikasta voidaan saada tarkka malli tähtijoukon sisällä tapahtuvasta tähtien jakautumisesta, joka ottaa huomioon tähtijoukossa olevat radat, näiden jäsentähtien kohtaamiset ja ulkoilmavaikutusten vaikutukset. Esimerkiksi amerikkalainen tähtitieteilijä Ivan R. King on saanut dynaamisia malleja, jotka sopivat havainnoimaan tähtien jakaumia hyvin tarkasti. Hän toteaa, että klusterin rakennetta voidaan kuvata kahdella luvulla: (1) ytimen säde, joka mittaa keskittymisastetta keskipisteessä, ja (2) vuorovesisäde, joka mittaa tähtijoukon reunassa olevien tähtien tiheyksien raja-arvoa. Tähtijoukot eroavat toisistaan huomattavasti siinä, missä määrin tähdet ovat keskittyneet keskuksiinsa. Useimmat niistä näyttävät pyöreiltä ja ovat todennäköisesti pallomaisia, mutta muutama (esim.Omega Centauri) on huomattavan elliptinen. Kaikkein elliptisin klusteri on M19, jonka pääakseli on noin kaksinkertainen molliakseliin verrattuna.

galaksin pallomaisten tähtijoukkojen keskeinen tuntomerkki on niiden tasaisen korkea ikä. Pallomaiset tähtijoukot koostuvat populaatio II: n kohteista (eli vanhoista tähdistä). Vertailemalla pallomaisten tähtijoukkojen tähtipopulaatiota tähtien evolutionaarisiin tähtimalleihin kaikkien tähän mennessä mitattujen iät vaihtelevat 11 miljardista 13 miljardiin vuoteen. Ne ovat galaksin vanhimpia kohteita, joten niiden on täytynyt olla ensimmäisten muodostuneiden joukossa. Tästä kertoo myös se, että pallomaisissa tähtijoukoissa on paljon pienempiä määriä raskaita alkuaineita kuin galaksin tasossa olevissa tähdissä—esimerkiksi auringossa. Ne koostuvat ääripopulaatio II: een kuuluvista tähdistä sekä korkean leveysasteen halotähdistä, ja ne ovat ilmeisesti muodostuneet ennen kuin galaksin materiaali litistyi nykyiseen ohueen kiekkoon. Nykyinen tähtienvälinen kaasu auringon naapurustossa sisältää heliumia raskaampia alkuaineita, joita tähtitieteilijät kutsuvat metalleiksi, noin 2 massaprosenttia, kun taas pallomaisissa klustereissa on niinkin vähän kuin 0,02 prosenttia samoja alkuaineita.

Pallomaiset klusterit on luokiteltu metallien lisääntyvän runsauden perusteella. Metallien runsaus on suurempi galaksin keskustan lähellä sijaitsevilla tähtijoukoilla kuin halolla (galaksin uloimmat äärijänteet, jotka ulottuvat pitkälle sen tason ylä-ja alapuolelle). Heliumin määrä voi myös vaihdella klusterista toiseen. Klusteritähtien vetyä arvellaan olevan massaltaan 70-75 prosenttia, heliumia 25-30 prosenttia ja raskaampia alkuaineita 0,01–0,1 prosenttia. Radioastronomiset tutkimukset ovat asettaneet matalan ylärajan neutraalin vedyn määrälle pallomaisissa klustereissa. Hämärän aineen tummat kaistat ovat hämmentäviä piirteitä joissakin näistä rykelmistä. Vaikka vanhoissa systeemeissä on vaikea selittää erillisten, erillisten muotoutumattoman aineen massojen esiintymistä, sumu ei voi olla etuainesta klusterin ja havaitsijan välillä.

noin 2 000 muuttuvaa tähteä tunnetaan 100 tai useammasta tutkitusta pallomaisesta tähtijoukosta. Näistä ehkä 90 prosenttia kuuluu RR Lyrae-muuttujiksi kutsuttuun luokkaan. Muita pallomaisissa klustereissa esiintyviä muuttujia ovat populaatio II Kefeidit, RV Tauri-ja U Geminorum-tähdet sekä Mira-tähdet, pimentävät binäärit ja novat.