กระจุกดาวทรงกลม

องค์ประกอบ

กระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุมากหลายแสนดวงซึ่งมีค่าความเป็นโลหะต่ำ ชนิดของดาวฤกษ์ที่พบในกระจุกดาวทรงกลมจะคล้ายคลึงกับที่พบในดุมของดาราจักรชนิดก้นหอย แต่อัดตัวกันอยู่ในปริมาตรเพียงไม่กี่ลูกบาศก์พาร์เซกเท่านั้น ไม่มีแก๊สและฝุ่นในกระจุกดาว คาดกันว่าแก๊สและฝุ่นทั้งหมดได้กลายสภาพไปเป็นดาวจนหมดเป็นเวลานานมาแล้ว
กระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงมาก (เฉลี่ยประมาณ 0.4 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก ขึ้นไปจนถึง 100 หรือ 1000 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซกในบริเวณในกลางกระจุกดาว)  มันไม่ใช่สถานที่อันเหมาะสมที่จะเกิดระบบดาวเคราะห์ได้เลย วงโคจรของระบบดาวเคราะห์จะมีภาวะไม่เสถียรอย่างมากภายในแกนกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาว เนื่องมาจากการรบกวนจากดาวฤกษ์อื่นที่ผ่านไปมา ดาวเคราะห์ที่มีระยะวงโคจร 1 หน่วยดาราศาสตร์จากดาวฤกษ์ภายในแกนกลาง เช่น 47 นกทูแคน จะมีชีวิตรอดอยู่ราว 10⁸ ปี อย่างไรก็ดี มีการค้นพบระบบดาวเคราะห์อย่างน้อย 1 แห่ง โคจรอยู่รอบดาวพัลซาร์ (PSR B1620−26) ซึ่งอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม M4
กระจุกดาวทรงกลมแต่ละแห่งมีอายุที่ค่อนข้างแน่นอน เพียงมีที่ยกเว้นเด่น ๆ บ้างไม่กี่แห่ง ทั้งนี้เพราะดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกระจุกดาวจะมีอายุในระดับวิวัฒนาการประมาณเดียวกัน จากสมมุติฐานที่ว่ามันถือกำเนิดขึ้นมาพร้อมกัน ยังไม่พบกระจุกดาวทรงกลมแห่งใดที่มีปรากฏการณ์กำเนิดดาวฤกษ์อยู่เลย ซึ่งก็สอดคล้องกับข้อสังเกตที่ว่ากระจุกดาวทรงกลมถือเป็นหนึ่งในวัตถุท้องฟ้าที่มีอายุมากที่สุดในดาราจักร เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ถือกำเนิดขึ้น ย่านกำเนิดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มากแห่งหนึ่งรู้จักในชื่อ มหากระจุกดาว (Super star cluster: SSC) ดังเช่นกระจุกดาว Westerlund 1 ในทางช้างเผือก ถือเป็นกระจุกดาวทรงกลมชุดแรก ๆ
กระจุกดาวทรงกลมบางแห่ง เช่น โอเมกาคนครึ่งม้า ในทางช้างเผือก หรือ G1 ในดาราจักร M31 มีมวลมากอย่างยิ่งยวด (หลายล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์) และมีสมาชิกดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนมาก กระจุกดาวทั้งสองแห่งถือเป็นหลักฐานสำคัญของกระจุกดาวทรงกลมมวลยิ่งยวดซึ่งอยู่ที่ใจกลางดาราจักรแคระที่ถูกดาราจักรที่ใหญ่กว่ากลืนรวมเข้าไป มีกระจุกดาวทรงกลมหลายแห่ง (เช่น M15) มีมวลสูงมากในใจกลาง ซึ่งเป็นไปได้ว่าอาจมีหลุมดำอยู่ แม้จะมีแบบจำลองที่ระบุว่า แกนกลางมวลมากนั้นอาจเป็นหลุมดำขนาดเล็ก หรือดาวนิวตรอนขนาดกลาง หรือดาวแคระขาวมวลมากก็ได้

ส่วนประกอบความเป็นโลหะ

โดยทั่วไปแล้ว กระจุกดาวทรงกลมจะประกอบด้วยดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ซึ่งมีคุณสมบัติความเป็นโลหะต่ำกว่าเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1 อย่างเช่นดวงอาทิตย์ (สำหรับนักดาราศาสตร์แล้ว โลหะ หมายรวมถึงธาตุหนักทุกชนิดที่หนักกว่าฮีเลียม เช่น ลิเธียมและคาร์บอน)
นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ ชื่อ เพียเตอร์ ออสเตอร์ฮอฟฟ์ สังเกตพบว่าน่าจะมีสมาชิกกระจุกดาวทรงกลมอยู่ 2 ประเภท ต่อมาเรียกชื่อการจัดกลุ่มเช่นนี้ว่า กลุ่มของออสเตอร์ฮอฟฟ์ (Oosterhoff groups) โดยกลุ่มที่สองจะมีดาวแปรแสงคาบยาวชนิดอาร์อาร์ไลเรเป็นสมาชิกอยู่ค่อนข้างน้อย กระจุกดาวทั้งสองกลุ่มมีเส้นองค์ประกอบความเป็นโลหะค่อนข้างต่ำ แต่ดาวฤกษ์ในกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ II (OoII) จะมีความเป็นโลหะต่ำกว่าแบบออสเตอร์ฮอฟฟ์ I (OoI) ดังนั้นกระจุกดาวกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ I จึงมักเรียกว่าเป็นแบบ "มีโลหะมาก" (metal-rich) ส่วนกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ II จะถูกเรียกว่าแบบ "มีโลหะน้อย" (metal-poor)
มีการเฝ้าสังเกตสมาชิกกระจุกดาวทั้ง 2 กลุ่มนี้ในดาราจักรหลายแห่ง (โดยเฉพาะอย่างยิ่งในดาราจักรชนิดรีมวลมาก) ทั้ง 2 กลุ่มมีอายุพอ ๆ กัน (ซึ่งเก่าแก่พอ ๆ กันกับอายุของเอกภพ) มีความแตกต่างกันเพียงปริมาณส่วนประกอบทางโลหะเท่านั้น มีการตั้งแบบจำลองหลายแบบเพื่อพยายามอธิบายถึงลักษณะประชากรย่อยเหล่านี้ ซึ่งรวมไปถึงการเกิดรวมตัวกันของดาราจักรที่มีแก๊สมาก การรวมตัวกันของดาราจักรแคระ และรูปแบบการก่อตัวของดาวฤกษ์หลายแบบในดาราจักรเดี่ยว ในทางช้างเผือกของเรา กระจุกดาวแบบที่มีโลหะน้อยมีความเกี่ยวข้องกับดาราจักรฮาโล ส่วนกระจุกดาวแบบมีโลหะมากจะเกี่ยวข้องกับดุมดาราจักร
สำหรับในทางช้างเผือก มีการค้นพบกระจุกดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำอยู่เป็นจำนวนมากในบริเวณระนาบทางด้านนอกของกลดดาราจักร ข้อมูลนี้ช่วยสนับสนุนแนวคิดที่ว่า กระจุกดาวประเภท II ในดาราจักรเกิดจากการดึงดูดดาวฤกษ์มาจากดาราจักรข้างเคียง มิได้เป็นสมาชิกดั้งเดิมของระบบกระจุกดาวในทางช้างเผือกดังที่เคยเข้าใจกันมาแต่ก่อน นอกจากนี้ยังสามารถอธิบายความแตกต่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสองประเภทได้ด้วยระยะเวลาที่ต่างกันซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ดาราจักรแต่ละแห่งได้ให้กำเนิดระบบกระจุกดาวของมันขึ้นมา

องค์ประกอบแปลกประหลาด

กระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงมาก ดังนั้นจึงมีปฏิกิริยาระหว่างกันค่อนข้างสูงและบ่อยครั้งที่ดาวฤกษ์เกือบจะเกิดการปะทะกัน ผลจากการประจันหน้าอย่างใกล้ชิดนี้ จึงมีประเภทของดาวฤกษ์ประหลาดบางชนิดเกิดขึ้นเป็นปกติธรรมดาในกระจุกดาวทรงกลม เช่น ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน, millisecond pulsars และระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลต่ำ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงินเกิดขึ้นจากการรวมกันของดาวฤกษ์สองดวง ซึ่งอาจเป็นผลจากการประจันหน้ากับระบบดาวคู่ ดาวฤกษ์ที่ได้มานี้มีอุณหภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์อื่นในกระจุกดาวที่มีขนาดความส่องสว่างเดียวกัน และมีความแตกต่างไปจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่เกิดขึ้นในตอนเริ่มก่อตัวของกระจุกดาว
นักดาราศาสตร์พากันค้นหาหลุมดำภายในกระจุกดาวทรงกลมมาตั้งแต่คริสต์ทศวรรษ 1970 ซึ่งจำเป็นต้องได้ภาพที่มีความละเอียดค่อนข้างสูงมาก จึงมีเพียงผลที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเท่านั้นที่ช่วยยืนยันการค้นพบได้เป็นครั้งแรก ผลจากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องฮับเบิลชี้ว่า อาจจะมีหลุมดำมวลปานกลางขนาดราว 4,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อยู่ในกระจุกดาวทรงกลม M15 และหลุมดำขนาดราว 20,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในกระจุกดาว Mayall II ในดาราจักรแอนดรอเมดา ทั้งรังสีเอ็กซ์และคลื่นวิทยุที่ตรวจจับได้จากกระจุกดาว Mayall II ก็ล้วนสอดคล้องกันว่า น่าจะมีหลุมดำมวลปานกลางอยู่จริง
นี่เป็นเรื่องน่าสนใจอย่างยิ่ง เพราะเป็นหลุมดำแห่งแรกที่พบว่ามีขนาดมวลปานกลาง อยู่ระหว่างหลุมดำจากดาวฤกษ์โดยทั่วไปกับหลุมดำมวลยวดยิ่งที่ค้นพบในใจกลางดาราจักร มวลของหลุมดำมวลปานกลางเหล่านี้เป็นสัดส่วนกันกับมวลของกระจุกดาว ตามรูปแบบที่เคยค้นพบมาก่อนหน้านี้ระหว่างมวลของหลุมดำมวลยวดยิ่งกับดาราจักรที่อยู่รอบ ๆ มัน
แต่การอ้างว่ามีหลุมดำมวลปานกลางอยู่นั้นยังมีอุปสรรคบางอย่าง เพราะวัตถุที่หนาแน่นที่สุดในกระจุกดาวน่าจะเคลื่อนเข้าไปสู่ใจกลางของกระจุกดาวตามหลักการพอกพูนมวล ซึ่งได้แก่ดาวแคระขาวและดาวนิวตรอนอันเป็นพลเมืองอายุมากในกระจุกดาวทรงกลม รายงานการวิจัย 2 ชิ้นของ โฮลเจอร์ บอมการ์ด และคณะ ชี้ว่า อัตราส่วนมวลต่อแสงที่ใจกลางของกระจุกดาวน่าจะต้องเพิ่มสูงขึ้นอย่างฉับพลัน ทั้งในกระจุกดาว M15 และกระจุกดาว Mayall II แม้จะไม่มีหลุมดำเลยก็ตาม

ไดอะแกรมดัชนีสีกับความสว่าง

ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ คือกราฟแสดงข้อมูลตัวอย่างจำนวนมากของดาวฤกษ์ ระหว่างค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์กับดัชนีสีของดาวเหล่านั้น ดัชนีสี B-V คือค่าความแตกต่างระหว่างอันดับความสว่างของดาวในแสงสีน้ำเงิน (คือ B) กับอันดับความสว่างในแสงที่ตามองเห็น (คือ V หรือแสงสีเขียว-เหลือง) ถ้าค่าเป็นบวกมาก ๆ แสดงว่าเป็นดาวแดงที่มีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างเย็น ส่วนค่าที่เป็นลบหมายถึงดาวน้ำเงินที่มีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างสูง
เมื่อนำดาวฤกษ์ใกล้ดวงอาทิตย์มาพล็อตตำแหน่งลงบนไดอะแกรม จะแสดงให้เห็นการกระจายตัวของดาวฤกษ์ที่มีมวลขนาดต่าง ๆ กัน รวมถึงอายุ และองค์ประกอบที่ต่างกัน ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่ในบริเวณเส้นลาดชันของกราฟ ยิ่งมีความร้อนสูงขึ้นก็จะมีค่าความส่องสว่างปรากฏเพิ่มมากขึ้น ดาวฤกษ์ที่อยู่บนเส้นลาดชันของกราฟเช่นนี้เรียกว่า ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก อย่างไรก็ดี แผนภาพยังแสดงรวมถึงดาวฤกษ์ที่อยู่ภาวะหลังวิวัฒนาการและเคลื่อนตัวออกไปพ้นจากแถบลำดับหลักด้วยเช่นกัน
ดังทราบแล้วว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมอยู่ห่างจากโลกของเราเป็นระยะทางใกล้เคียงกัน ค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาวเหล่านี้จึงต่างจากค่าความส่องสว่างปรากฏในปริมาณพอ ๆ กันด้วย ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมจะตกอยู่บนเส้นที่เชื่อกันว่าใกล้เคียงกันกับดาวฤกษ์เพื่อนบ้านของระบบสุริยะ (สมมุติฐานนี้ได้รับการยืนยันจากผลเปรียบเทียบที่ได้จากการเปรียบเทียบความสว่างของดาวแปรแสงคาบสั้นที่อยู่ใกล้ ๆ เช่น ดาวแปรแสงอาร์อาร์ไลเรหรือดาวแปรแสงเซเฟอิด กับบรรดาดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนั้น) 
เมื่อเทียบเส้นกราฟเหล่านี้ลงบนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ เราจึงสามารถบอกค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในกระจุกดาวได้ ผลสืบเนื่องจากการนี้คือเราสามารถประมาณระยะห่างของกระจุกดาวโดยเปรียบเทียบกับค่าความส่องสว่างปรากฏของดาวได้ โดยใช้การคำนวณจากความแตกต่างระหว่างค่าความส่องสว่างสัมพัทธ์กับความส่องสว่างสัมบูรณ์ และระยะทางโมดูลัส
เมื่อเราพล็อตดาวฤกษ์จากกระจุกดาวทรงกลมที่สนใจลงบนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์แล้ว จะพบว่าดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดอยู่ในแนวใกล้เคียงกันเป็นเส้นโค้งที่เหมาะเจาะ ซึ่งจะต่างจากเส้นกราฟของดาวฤกษ์อื่นที่ใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์อันแสดงถึงความแตกต่างของอายุและกำเนิดของดาว รูปร่างเส้นโค้งของกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นถึงคุณลักษณะของกลุ่มดาวเหล่านั้นที่ถือกำเนิดขึ้นในเวลาเดียวกันและจากวัตถุสสารชนิดเดียวกัน จะแตกต่างกันก็เพียงมวลเริ่มต้นของแต่ละดวงเท่านั้น เนื่องจากตำแหน่งของดาวแต่ละดวงบนไดอะแกรมจะเปลี่ยนแปรไปตามอายุของดาว เราจึงสามารถใช้รูปร่างของกราฟกระจุกดาวทรงกลมเพื่อบ่งบอกอายุโดยรวมของกลุ่มดาวเหล่านั้นได้
ดาวฤกษ์ของกระจุกดาวทรงกลมบนแถบลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุด จะมีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์สูงที่สุดด้วย ดาวเหล่านี้จะมีการเปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์เป็นพวกแรก ๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยลงไปตามลำดับก็จะค่อย ๆ เปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์ตามอายุของกระจุกดาว ดังนั้นเราจึงอาจตรวจวัดอายุของกระจุกดาวได้โดยการมองหาดาวฤกษ์ที่เพิ่งเปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์ ซึ่งบนแผนภาพ HR Diagram จะแสดงเป็นรูปร่างคล้าย "หัวเข่า" ที่โค้งขึ้นไปทางด้านบนขวาของเส้นแถบลำดับหลัก ความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่ตำแหน่งเส้นโค้งนี้เป็นฟังก์ชันโดยตรงกับอายุของกระจุกดาวทรงกลม ดังนั้นจึงสามารถพล็อตอันดับของอายุดาวลงบนแกนที่ขนานกับแกนของความส่องสว่างได้
นอกจากนี้ ยังสามารถระบุอายุของกระจุกดาวทรงกลมได้โดยการดูที่อุณหภูมิของดาวแคระขาวที่เย็นที่สุด ผลที่ได้โดยเฉลี่ยพบว่ากระจุกดาวทรงกลมจะมีอายุเก่าแก่ที่สุดราว 12,700 ล้านปี ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากกระจุกดาวเปิดที่มีอายุเฉลี่ยเพียงประมาณไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น
อายุของกระจุกดาวทรงกลมนี้เป็นขีดจำกัดอายุอย่างน้อยที่สุดของเอกภพทั้งมวล ค่าต่ำสุดที่เป็นไปได้ของอายุเอกภพนี้เป็นค่าคงตัวที่มีความสำคัญอย่างมากในการศึกษาจักรวาลวิทยา ระหว่างช่วงต้นคริสต์ทศวรรษ 1990 นักดาราศาสตร์ประสบกับปัญหาที่ว่าอายุโดยประมาณของกระจุกดาวทรงกลมกลับมีค่ามากกว่าอายุของเอกภพที่ได้จากแบบจำลอง อย่างไรก็ดี การตรวจวัดค่าองค์ประกอบต่าง ๆ ของจักรวาลที่ดีขึ้นโดยการศึกษาจากอวกาศห้วงลึกและดาวเทียมอีกหลายชนิด เช่น ดาวเทียมโคบี ได้สางปัญหานี้ออกในเวลาต่อมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่แสดงถึงวิวัฒนาการของดวงดาว โดยใช้แบบจำลองทางจักรวาลวิทยาหลายแบบทำการคำนวณร่วมกัน
ความก้าวหน้าในการศึกษากระจุกดาวทรงกลมสามารถนำไปใช้ตรวจสอบและอธิบายความเปลี่ยนแปลงที่เกิดจากองค์ประกอบแก๊สและฝุ่นในช่วงเริ่มต้นการก่อตัวของกระจุกดาว กล่าวคือ ความเปลี่ยนแปลงจากการวิวัฒนาการอันเนื่องมาจากการที่มีองค์ประกอบธาตุหนักอยู่เป็นจำนวนมาก (ธาตุหนักในทางดาราศาสตร์หมายถึงธาตุทุกชนิดที่มีมวลมากกว่าฮีเลียม) ข้อมูลที่ได้จากการศึกษากระจุกดาวทรงกลมนี้ยังนำไปใช้ในการศึกษาวิวัฒนาการของทางช้างเผือกในภาพรวมด้วย
ในกระจุกดาวทรงกลม ยังมีการเฝ้าสังเกตดาวจำพวกหนึ่งเรียกว่า ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ซึ่งมีวิวัฒนาการอยู่บนแถบลำดับหลักในทิศทางที่จะมีสีน้ำเงินเข้มขึ้นและสว่างมากขึ้น กำเนิดของดาวเหล่านี้ยังคงไม่ชัดแจ้ง แต่แบบจำลองโดยมากเสนอแนะว่าดาวเหล่านี้เป็นผลมาจากการถ่ายเทมวลภายในของระบบดาวหลายดวง

รูปร่างลักษณะ

ตรงข้ามกับกระจุกดาวเปิด กระจุกดาวทรงกลมส่วนมากยังคงมีแรงดึงดูดภายในระหว่างกันเอาไว้แม้เวลาจะผ่านไปเนิ่นนานเมื่อเทียบกับอายุของดาว (มีข้อยกเว้นอยู่บ้างเมื่อมีแรงปฏิกิริยาไทดัลกับวัตถุมวลมากอื่น ๆ ที่ส่งผลให้ดาวกระจายตัวกันออกไป)
ตราบจนปัจจุบัน ลักษณะการก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมยังคงเป็นปรากฏการณ์ที่ไม่อาจเข้าใจได้ ยังไม่มีการยืนยันอย่างชัดเจนว่า ดาวฤกษ์ต่าง ๆ ในกระจุกดาวทรงกลมก่อตัวขึ้นเป็นรุ่นเดียวกันทั้งหมดหรือไม่ หรือมีการก่อตัวจากดาวฤกษ์หลาย ๆ รุ่นที่รวมตัวกันมาเรื่อย ๆ ตลอดช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี เชื่อกันว่า ระยะเวลาก่อกำเนิดดาวฤกษ์จะมีความสัมพันธ์กับอายุของกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ การเฝ้าสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่า การก่อตัวของดาวฤกษ์เหล่านี้เกิดขึ้นในย่านอภิบาลดาวฤกษ์แหล่งเดียวกัน ที่ซึ่งสสารระหว่างดาวมีความหนาแน่นสูงกว่าย่านอภิบาลดาวฤกษ์โดยทั่วไป เป็นไปได้ว่า ย่านกำเนิดกระจุกดาวทรงกลมจะเป็นย่านดาวระเบิด หรือเกิดในดาราจักรอันตรกิริยา
หลังจากกำเนิดแล้ว ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมจะเริ่มส่งแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกัน ผลที่ได้คือความเร็วเชิงเวกเตอร์ของดาวฤกษ์ค่อย ๆ เปลี่ยนแปลงไปจนสูญเสียความเร็วดั้งเดิมของมัน ช่วงเวลาที่ทำให้เกิดคุณสมบัตินี้ขึ้นเรียกว่า ช่วงพักตัว (relaxation time) ซึ่งสัมพันธ์กับความยาวช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในการข้ามผ่านกระจุกดาว และจำนวนของมวลดาวฤกษ์ที่มีในระบบ ค่าของช่วงพักฟื้นนี้แปรเปลี่ยนไปตามแต่ละกระจุกดาว โดยเฉลี่ยแล้วจะอยู่ที่ประมาณ 10⁹ ปี
แม้กระจุกดาวทรงกลมจะมีรูปร่างปรากฏดูคล้ายทรงกลม แต่ก็อาจมีสภาพคล้ายรูปไข่ได้ขึ้นกับแรงปฏิกิริยาไทดัล กระจุกดาวที่อยู่ในทางช้างเผือกและดาราจักรแอนดรอเมดามักมีสัณฐานค่อนข้างกลม ขณะที่กระจุกดาวในเมฆแมเจลแลนใหญ่จะมีรูปทรงคล้ายไข่มากกว่า

รัศมี

นักดาราศาสตร์จำแนกรูปร่างของกระจุกดาวทรงกลมโดยใช้ค่าเฉลี่ยของรัศมีมาตรฐาน ประกอบด้วยรัศมีแกนกลาง (core radius; rc) รัศมีครึ่งแสง (half-light radius; rₕ) และรัศมีไทดัล (tidal radius; rₜ) ความส่องสว่างโดยรวมของกระจุกดาวค่อย ๆ ลดลงอย่างสม่ำเสมอเมื่อห่างออกจากแกนกลาง รัศมีแกนกลางคือระยะห่างที่ความสว่างปรากฏพื้นผิวลดลงเหลือครึ่งหนึ่ง ค่าที่เปรียบเทียบคือรัศมีครึ่งแสง หรือระยะห่างจากแกนกลางที่อยู่ภายในช่วงความส่องสว่างครึ่งหนึ่งของกระจุกดาวทั้งหมด ซึ่งส่วนใหญ่ค่าหลังนี้จะใหญ่กว่าค่ารัศมีแกนกลาง
พึงสังเกตว่า รัศมีครึ่งแสงนี้รวมดวงดาวที่อยู่บริเวณขอบนอกของกระจุกดาวซึ่งทอดตัวอยู่ในแนวสายตาเดียวกันด้วย ดังนั้นนักทฤษฎีจึงมักใช้ค่ารัศมีครึ่งมวล (half-mass radius; rₘ หรือรัศมีจากแกนกลางที่ครอบคลุมมวลครึ่งหนึ่งของมวลกระจุกดาวทั้งหมด ถ้ารัศมีครึ่งมวลมีค่าน้อยกว่าขนาดทั้งหมดมาก แสดงว่ากระจุกดาวมีความหนาแน่นที่แกนกลางสูง ตัวอย่างของกระจุกดาวลักษณะนี้ได้แก่ M3 ซึ่งมีขนาดมองเห็นทั้งหมดราว 18 ลิปดา แต่มีรัศมีครึ่งมวลเพียง 1.12 ลิปดาเท่านั้น
กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่มีรัศมีครึ่งแสงน้อยกว่า 10 พาร์เซก มีเพียงบางแห่งที่มีรัศมีค่อนข้างใหญ่ เช่น กระจุกดาว NGC2419 มีรัศมีครึ่งแสง 18 พาร์เซก และกระจุกดาวพาโลมาร์ มีรัศมีครึ่งแสง 25 พาร์เซก เป็นต้น
ส่วนรัศมีไทดัลคือระยะห่างจากจุดศูนย์กลางของกระจุกดาวที่ซึ่งแรงโน้มถ่วงภายนอกจากดาราจักรส่งอิทธิพลต่อดาวฤกษ์มากกว่าแรงโน้มถ่วงภายใน เป็นจุดที่ดาวฤกษ์เดี่ยวในกระจุกดาวอาจจะถูกแยกตัวออกไปโดยดาราจักรได้ รัศมีไทดัลของกระจุกดาว M3 มีค่าประมาณ 38 ลิปดา

การกระจุกของมวลและความส่องสว่าง

การวัดความโค้งการส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลมแห่งหนึ่ง ๆ ในรูปของฟังก์ชันของระยะห่างจากแกนกลาง โดยมากแล้วกระจุกดาวในทางช้างเผือกจะมีค่าความโค้งนี้เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอเมื่อระยะห่างมีค่าน้อยลงจนถึงขีดระยะห่างคงที่ค่าหนึ่งจากแกนกลาง แล้วความส่องสว่างก็จะคงที่ โดยทั่วไประยะห่างนี้มีค่าราว 1-2 พาร์เซกจากแกนกลางกระจุกดาว อย่างไรก็ดี ประมาณ 20% ของกระจุกดาวทั้งหมดกำลังผ่านกระบวนการหนึ่งที่เรียกว่า "การยุบตัวของแกนกลาง" กระจุกดาวในกลุ่มนี้ค่าความส่องสว่างจะค่อย ๆ เพิ่มขึ้นไปจนถึงบริเวณใจกลาง ตัวอย่างของกระจุกดาวแบบที่กำลังยุบตัวในแกนกลางได้แก่ กระจุกดาว M15
เชื่อกันว่า การยุบตัวที่แกนกลางเกิดจากการที่ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมที่มีมวลมากกว่าประจันหน้ากันกับสมาชิกดวงอื่นในกระจุกที่มีมวลน้อยกว่า ผลของการประจันกันทำให้ดาวฤกษ์ดวงที่ใหญ่กว่าสูญเสียพลังงานจลน์และเริ่มยุบตัวเข้าหาแกนกลาง เมื่อผ่านช่วงระยะเวลาไปนาน ๆ จึงทำให้เกิดการรวมมวลอย่างมากของดาวฤกษ์ใกล้แกนกลาง ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า mass segregation
มีการใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเพื่อเฝ้าสังเกตปรากฏการณ์เช่นนี้ในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์ที่หนักกว่าจะเคลื่อนช้าลงและเข้าไปกระจุกกันอยู่ในบริเวณแกนกลางของกระจุกดาว ส่วนดาวฤกษ์ที่เบาว่าจะมีความเร็วมากขึ้นและใช้เวลาอยู่ในบริเวณขอบนอกของกระจุกดาวมากกว่า กระจุกดาวทรงกลม 47 นกทูแคน ซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ราว 1 ล้านดวง เป็นตัวอย่างหนึ่งของกระจุกดาวทรงกลมที่หนาแน่นมากที่สุดแห่งหนึ่งในซีกโลกใต้ กระจุกดาวนี้เป็นเป้าหมายสำคัญของการถ่ายภาพการสังเกตการณ์ ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในกลุ่ม โดยสามารถระบุความเร็วที่แน่นอนของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนี้ได้แล้วเกือบ 15,000 ดวง
การยุบตัวที่แกนกลางของกระจุกดาวสามารถแบ่งออกเป็นสถานะต่าง ๆ กันได้ 3 ระดับ ระหว่างที่กระจุกดาวทรงกลมยังมีอายุเยาว์ กระบวนการยุบตัวจะเกิดกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้กับแกนกลาง อย่างไรก็ดี แรงปฏิกิริยาระหว่างระบบดาวคู่ช่วยป้องกันการยุบตัวของกระจุกดาวเอาไว้ได้เมื่อย่างเข้าสู่วัยกึ่งกลาง สุดท้าย เมื่อดาวคู่ในแกนกลางแยกตัวออกจากกันไป ส่งผลให้เกิดการชุมนุมกันอย่างหนาแน่นยิ่งขึ้นที่บริเวณแกนกลางของกระจุกดาว
ผลการศึกษาของ ดร.จอห์น เฟรเกอ ในปี ค.ศ. 2008 ได้ศึกษากระจุกดาวทรงกลม 13 แห่งในทางช้างเผือก พบว่ากระจุกดาว 3 แห่งมีแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์หรือระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์เป็นจำนวนมากอย่างผิดปกติ ซึ่งมีความหมายว่ากระจุกดาวนั้นมีอายุประมาณกึ่งกลางวิวัฒนาการ ก่อนหน้านั้น กระจุกดาวทรงกลมเหล่านี้เคยถูกจัดประเภทว่าเป็นวัตถุดาราศาสตร์อายุเก่าแก่มากเพราะมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์บริเวณใจกลางสูงมาก ซึ่งเป็นการตรวจสอบอายุอีกวิธีหนึ่งของนักดาราศาสตร์ ผลจากการศึกษานี้แสดงว่ากระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ รวมถึงกระจุกดาวอีก 10 แห่งในผลการศึกษาของเฟรเกอ มิใช่กระจุกดาวรุ่นกลางดังที่เคยคิดมาแต่ก่อน แต่เป็นกระจุกของดาวฤกษ์ที่ยัง "อายุเยาว์" อยู่
"น่าประหลาดใจอย่างยิ่งที่วัตถุเหล่านี้ ซึ่งเราเคยคิดกันว่าเป็นหนึ่งในวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในเอกภพ ที่แท้เพิ่งมีอายุไม่มากนัก" เฟรเกอเขียนเอาไว้ในบทความของเขาซึ่งตีพิมพ์ลงในวารสาร Astrophysical Journal "นี่อาจส่งผลอย่างใหญ่หลวงต่อแนวคิดเกี่ยวกับกระบวนการวิวัฒนาการของกระจุกดาวทรงกลมทั้งหลาย"
ความส่องสว่างโดยรวมของกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ในดาราจักรทางช้างเผือกและดาราจักร M31 สามารถแสดงได้ด้วยแบบจำลองค่าเฉลี่ยของเส้นโค้งของเกาส์ ซึ่งแสดงด้วยค่ากลางข้อมูลของค่าเฉลี่ยแม็กนิจูด Mᵥ กับค่าผันแปร σ² การกระจายค่าความส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลมนี้เรียกว่า ฟังก์ชันความส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลม (Globular Cluster Luminosity Function; GCLF) (สำหรับทางช้างเผือก, Mᵥ = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1 แม็กนิจูด) ฟังก์ชัน GCLF นี้สามารถนำมาใช้เป็น "เทียนมาตรฐาน" สำหรับตรวจวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้ด้วย ภายใต้สมมุติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรแห่งอื่นนั้นมีลักษณะพื้นฐานเช่นเดียวกันกับกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือก

แบบจำลอง n วัตถุ

การคำนวณแรงปฏิกิริยาระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมจำเป็นต้องใช้วิธีการที่เรียกชื่อว่า ปัญหา n วัตถุ กล่าวคือ ดาวฤกษ์แต่ละดวงที่อยู่ในกระจุกดาวจะสร้างแรงปฏิกิริยากับดาวฤกษ์อื่นที่เหลือจำนวน N-1 ดวง โดยที่ N คือจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดที่มีในกระจุกดาวนั้น ถ้าใช้การคำนวณคอมพิวเตอร์ด้วย CPU แบบปกติเพื่อสร้างแบบจำลองพลศาสตร์จะต้องใช้ "ต้นทุน" เป็นสัดส่วนของ N³ ซึ่งจะกินทรัพยากรสูงมากหากจะคำนวณให้ได้ค่าที่แม่นยำสำหรับกระจุกดาวหนึ่งแห่ง กระบวนวิธีทางคณิตศาสตร์ที่มีประสิทธิภาพมากกว่าคือการใช้พลศาสตร์ของ N วัตถุโดยการแบ่งกระจุกดาวทรงกลมนั้นออกเป็นส่วนเล็ก ๆ ที่มีปริมาตรและความเร็วจำนวนน้อย และใช้กฎความน่าจะเป็นในการระบุตำแหน่งของดาวฤกษ์ การเคลื่อนที่ของดาวสามารถระบุได้ด้วยการหาค่าเฉลี่ยของสมการที่เรียกว่า สมการของฟ็อคเคอร์-พลังค์ การแก้สมการทำได้โดยการเปลี่ยนรูปให้ง่ายขึ้น หรือใช้แบบจำลองมอนติคาร์โลพร้อมกับใส่ค่าตัวแปรแบบสุ่ม อย่างไรก็ตามแบบจำลองนี้ยังยากเกินจะหาคำตอบได้หากพิจารณาผลกระทบจากระบบดาวคู่และแรงปฏิกิริยากับแหล่งกำเนิดแรงโน้มถ่วงภายนอก (เช่นจากดาราจักรทางช้างเผือก) เข้ามาประกอบด้วย
ผลจากแบบจำลอง n วัตถุแสดงให้เห็นว่า ดาวฤกษ์สามารถเคลื่อนไปตามเส้นทางไม่ปกติผ่านกระจุกดาวได้ โดยมากมักวนเป็นลูป และมักเคลื่อนเข้าหาแกนกลางของกระจุกดาวมากกว่าที่ดาวฤกษ์เดี่ยวจะเคลื่อนรอบศูนย์กลางมวล นอกจากนั้น ผลจากแรงปฏิกิริยากับดาวอื่น ๆ ส่งผลให้ความเร็วของดาวเพิ่มสูงขึ้น ดาวฤกษ์บางดวงมีพลังงานมากขึ้นจนเพียงพอจะหลุดพ้นไปจากกระจุกดาวได้ เมื่อช่วงเวลาไปนาน ๆ ผลกระทบนี้ทำให้กระจุกดาวกระจายตัวกันออกไป ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่า การระเหย (evaportion) ระยะเวลาโดยทั่วไปของการเกิดสภาวะการระเหยของกระจุกดาวทรงกลมคือ 10¹⁰ ปี
ระบบดาวคู่มีบทบาทสำคัญอยู่ในจำนวนพลเมืองทั้งหมดของระบบดาว ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์ทั้งหมดมีลักษณะเป็นดาวคู่ แบบจำลองทางคณิตศาสตร์ของกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่า ระบบดาวคู่สามารถซ่อนหรือแม้แต่ย้อนกลับกระบวนการยุบตัวที่แกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมได้ เมื่อดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเกิดการประจันแรงโน้มถ่วงกับระบบดาวคู่ ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้ทางหนึ่งคือดาวคู่นั้นจะดึงดูดเข้าใกล้กันมากขึ้น และดาวฤกษ์เดี่ยวจะได้รับพลังงานจลน์เพิ่มไป เมื่อดาวฤกษ์มวลมากในกระจุกดาวมีความเร็วเพิ่มสูงขึ้นจากกระบวนการดังกล่าวนี้ ก็จะช่วยลดการอัดแน่นที่ใจกลางกระจุกดาวและลดการยุบตัวที่แกนกลางลง
สำหรับอนาคตสุดท้ายของกระจุกดาวทรงกลม หากไม่เพิ่มพูนดาวฤกษ์ที่แกนกลางให้อัดแน่นกันไปเรื่อย ๆ ก็จะสูญเสียดาวฤกษ์ที่ขอบรอบนอกออกไปเรื่อย ๆ ทางใดทางหนึ่ง

รูปร่างที่คาบเกี่ยว

การแบ่งประเภทของกระจุกดาวในบางครั้งก็ไม่อาจระบุได้อย่างชัดเจน หลายวัตถุมีลักษณะคลุมเครือ ตัวอย่างเช่น กระจุกดาว BH176 ทางด้านใต้ของทางช้างเผือก มีลักษณะที่อาจเป็นได้ทั้งกระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวทรงกลม
ในปี ค.ศ. 2005 นักดาราศาสตร์ค้นพบกระจุกดาวชนิดใหม่ที่ไม่เคยพบเห็นมาก่อนอยู่ในดาราจักรแอนดรอเมดา โดยทั่วไปแล้วมีหลาย ๆ อย่างที่คล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวชนิดใหม่นี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง ซึ่งเป็นจำนวนที่ใกล้เคียงกับที่พบอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม และยังมีคุณลักษณะอีกหลายอย่างที่คล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลม เช่น ประชากรดาวฤกษ์และค่าความเป็นโลหะ แต่สิ่งที่แตกต่างออกไปคือมันมีขนาดที่ใหญ่กว่ามาก โดยมีความยาวด้านตัดขวางหลายร้อยปีแสง และมีความหนาแน่นต่ำกว่าหลายร้อยเท่า ดังนั้นระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวชนิดนี้จึงค่อนข้างห่าง กระจุกดาวชนิดใหม่นี้มีลักษณะอยู่กึ่งกลางระหว่างกระจุกดาวทรงกลม (ที่มีสสารมืดอยู่น้อย) กับดาราจักรแคระทรงกลม (ที่มีสสารมืดอยู่มาก)
ยังไม่อาจทราบได้ว่ากระจุกดาวเหล่านี้เกิดขึ้นได้อย่างไร แต่การก่อตัวของมันอาจมีส่วนเกี่ยวพันอย่างใกล้ชิดกับกระจุกดาวทรงกลม ยังมีปัญหาอื่นที่ยังไม่ทราบคำตอบ เช่นทำไมจึงมีกระจุกดาวชนิดนี้ในดาราจักร M31 แต่ไม่พบในทางช้างเผือก แล้วดาราจักรแห่งอื่น ๆ จะมีกระจุกดาวชนิดนี้ด้วยหรือไม่ ทั้งนี้เพราะคงไม่น่าจะเป็นไปได้ที่ดาราจักร M31 จะเป็นดาราจักรเพียงแห่งเดียวในเอกภพที่มีกระจุกดาวชนิดนี้

ผลจากแรงดึงดูดระหว่างกัน

เมื่อกระจุกดาวทรงกลมเคลื่อนเข้าประชิดกับมวลขนาดใหญ่ เช่น ย่านแกนกลางของดาราจักร จะเกิดแรงปฏิกิริยาระหว่างกันขึ้น ความแตกต่างของแรงดึงจากแรงโน้มถ่วงในกระจุกดาวส่วนที่อยู่ใกล้มวลขนาดใหญ่นั้น กับแรงดึงจากทางด้านที่อยู่ไกลออกไป ส่งผลให้เกิดเป็นแรงไทดัล "แรงกระแทกไทดัล" เกิดขึ้นเมื่อวงโคจรของกระจุกดาวเคลื่อนผ่านระนาบของดาราจักร
ผลจากแรงกระแทกไทดัล กระแสของดาวฤกษ์จะถูกดึงออกไปจากขอบเขตของกระจุกดาว เหลืออยู่แต่ดาวที่อยู่ในใจกลางกระจุกดาวเท่านั้น ผลจากแรงปฏิกิริยาไทดัลนี้ทำให้เกิดส่วนปลายหางของดาวฤกษ์ที่ทอดตัวออกไปยาวหลายองศาจากกระจุกดาว ส่วนหางนี้อาจจะอยู่ทางด้านหน้าหรือตามหลังเส้นทางโคจรของกระจุกดาวก็ได้  และอาจดึงเอาองค์ประกอบสำคัญ ๆ ซึ่งเป็นมวลเริ่มแรกของกระจุกดาวเอาไว้ ก่อตัวใหม่เป็นกลุ่มขึ้นก็ได้
กระจุกดาวทรงกลม พาโลมาร์ 5 เป็นตัวอย่างหนึ่งซึ่งเคลื่อนที่ไปถึงจุดปลายวงโคจรหลังจากตัดผ่านดาราจักรทางช้างเผือก กระแสของดาวฤกษ์ที่ถูกดึงดูดทอดตัวออกไปทั้งทางด้านหน้าและด้านหลังของเส้นทางโคจรของกระจุกดาว เป็นระยะทางรวมราว 13,000 ปีแสง แรงปฏิกิริยาไทดัลนี้ได้ดึงเอามวลจำนวนมากออกมาจากพาโลมาร์ 5 และคาดว่าแรงปฏิกิริยาที่จะเกิดขึ้นอีกครั้งเมื่อกระจุกดาวเคลื่อนเข้าใกล้แกนกลางดาราจักรจะทำให้มันกลายเป็นธารดาวฤกษ์ขนาดยาวโคจรอยู่ในขอบรัศมีของทางช้างเผือก
แรงปฏิกิริยาไทดัลได้เพิ่มพลังงานจลน์เข้าไปให้แก่กระจุกดาวทรงกลม กล่าวให้เห็นภาพคือทำให้อัตราการระเหยเพิ่มสูงขึ้นและทำให้ขนาดของกระจุกดาวหดเล็กลง แรงกระแทกไทดัลไม่เพียงดึงเอามวลรอบนอกของกระจุกดาวให้หลุดออกมาเท่านั้น แต่ยังช่วยเร่งอัตราของกระบวนการยุบตัวที่แกนกลางด้วย กลไกกายภาพเดียวกันนี้อาจกำลังเกิดขึ้นกับดาราจักรแคระทรงกลม เช่น ดาราจักรแคระคนยิงธนู ซึ่งกำลังอยู่ภายใต้กระบวนรบกวนของแรงไทดัลอันเกิดจากการเคลื่อนเข้าใกล้ดาราจักรทางช้างเผือก