物理的性質

天の川銀河には150個以上の球状星団が含まれています（正確な数は天の川帯の塵による不明瞭さのため、球状星団の一部が見られない可能性があります）。 それらは天の川の周りにほぼ球形のハローに配置されており、銀河面に向かっては比較的少ないが、その約三分の一は豊富な射手座-さそり座の星場の衛星システムとして、銀河中心の周りに集中している。 半径方向の分布は、銀河中心からの距離の関数としてプロットされたとき、楕円銀河の星の分布を記述するものと同じ形の数学的表現に適合しますが、中心から約40,000光年の距離で分布に異常なピークがあります。

球状星団は非常に明るいオブジェクトです。 彼らの平均光度は約25,000太陽に相当します。 最も明るいのは50倍明るいです。 最も明るい星は赤色巨星であり、絶対等級が-2、太陽の明るさの約600倍、または光度を持つ明るい赤色の星である。 比較的少数の球状星団では、太陽が測定されたように本質的にかすかな星を持っており、そのような星団ではまだ最も暗い星が記録されていません。 M3の光度関数は、可視光の90％が太陽の少なくとも2倍の明るさの星から来ていることを示していますが、銀河団の質量の90％以上はより暗い星で 個々の星の速度の分散を決定することによって測定された球状星団の質量は、数千から百万以上の太陽質量の範囲である。 クラスターは非常に大きく、直径は10光年から300光年まで測定されています。 それらの見かけの直径は、オメガケンタウリの一度からアークの一分の結び目までの範囲である。 M3のような銀河団では、光の90%が直径100光年以内に含まれているが、星数とRR Lyraeメンバー星（固有の明るさはよく知られている限界内で規則的に変化する）の研究では、325光年のうち大きなものが含まれている。

ほとんどの球状星団は、その中心に高度に集中しており、銀河の潮汐効果に対応するカットオフを持つ等温ガス球に似た星分布を持っています。 球状星団の中心付近の密度は、太陽近傍の300立方光年あたりの一つの星と比較して、立方光年あたりのおおよそ二つの星である。 星団内の星の分布の正確なモデルは、星団内の星の軌道の種類、これらのメンバーの星の間の遭遇、および外部の影響の影響を考慮した星のダイナミクスから導出することができる。 たとえば、アメリカの天文学者Ivan R.Kingは、観測された恒星の分布に非常に密接に適合する力学モデルを導出しました。 彼は、クラスターの構造は二つの数で記述できることを発見しました: (1)中心での濃度の程度を測定するコア半径、および(2)クラスターの端での星の密度のカットオフを測定する潮汐半径。 星団は、星がその中心に集中している程度が著しく異なる。 それらのほとんどは円形に見え、おそらく球形であるが、いくつか（例えば、ケンタウルス座オメガ）は著しく楕円形である。 最も楕円形の銀河団はM19であり、その長軸はその短軸の約2倍である。

銀河内の球状星団の重要な特徴は、それらの一様に古い時代です。 球状星団は、母集団IIのオブジェクト（すなわち、古い星）で構成されています。 球状星団の恒星集団と恒星の進化モデルを比較することによって決定され、これまでに測定されたすべての年齢は11億年から13億年の範囲である。 彼らは銀河の中で最も古い物体であり、最初に形成されたものの中にあったに違いありません。 これが事実であることは、球状星団が銀河の平面上の星、例えば太陽よりもはるかに少ない量の重元素を持つ傾向があるという事実によっても示 極端な集団IIに属する星と高緯度のハロー星で構成されているこれらのほぼ球形の集合体は、銀河の物質が現在の薄い円盤に平らになる前に形成されたようである。 太陽近傍の現在の星間ガスは、天文学者によって金属と呼ばれるヘリウムよりも重い元素を約2質量％、球状星団は同じ元素を0.02％しか含んでいない。

球状クラスターは、金属の存在量の増加に基づいて分類されている。 金属の存在量は、銀河中心付近の銀河団の方が、ハロー（銀河の最外側の範囲がその平面のはるか上と下に伸びる）のものよりも高い。 ヘリウムの量はまた、クラスターによって異なる場合があります。 星団の水素は質量で70–75パーセント、ヘリウムは25-30パーセント、重い元素は0.01-0.1パーセントになると考えられている。 電波天文学の研究では、球状星団中の中性水素の量に低い上限を設定しています。 漠然とした物質の暗いレーンは、これらのクラスターのいくつかの不可解な特徴です。 古い系では異なる、別々の質量の未形成物質の存在を説明することは困難であるが、星雲はクラスターと観測者の間の前景材料ではない。

約2,000個の変光星が、調べられている100個以上の球状星団で知られています。 これらのうち、おそらく90％がRR Lyrae変数と呼ばれるクラスのメンバーです。 球状星団で発生する他の変数は、集団IIケフェイド、RVタウリ、およびU Geminorum星、ならびにミラ星、食連星、およびnovasである。