Küresel yıldız kümesi

Küresel yıldız kümesi, galaksi merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.
Galaksi hâlesi içinde bulunan küresel yıldız kümelerinin, disk içinde bulunan daha az yoğunluktaki açık yıldız kümesine göre çok daha fazla yıldız içerdikleri ve daha yaşlı oldukları bulunmuştur. Küresel yıldız kümeleri tam anlamıyla galaksi içerisinde yaygın durumdadırlar. Samanyolu galaksisi içinde şu âna kadar bulunan 150 ila 158 tane küresel yıldız kümesi vardır.  10 ila 20 arasında hâlâ keşfedilmemiş küresel yıldız kümesi olduğu sanılmaktadır. Daha büyük galaksiler daha fazla kümeye sahip olabilirler. Örneğin, Andromeda, 500 gibi büyük sayıda küresel yıldız kümesine sahip olabilir. M87 gibi bazı devasa eliptik galaksilerde, özellikle galaksi kümelerinin merkezinde, 13.000 tane küresel yıldız kümesi bulunabilir. Bu küresel yıldız kümeleri galaksi etrafında, 40 kiloparsek (yaklaşık olarak 131,000 ışık yılı) gibi büyük yarıçaplarda dolanırlar. Yerel gruptaki her yeterli kütleye sahip galakside, bağlantılı küresel yıldız kümesi grupları vardır. Neredeyse incelenmiş her büyük galaksinin, küresel yıldız kümesi sistemine sahip olduğu bulunmuştur. Yay eliptik cüce galaksisi ve Büyük köpek cüce galaksisi’nin kendi küresel yıldız kümelerini( örneğin Palomar 12 ) Samanyolu galaksisine bağışlama süreci içinde oldukları görülüyor. Bu, geçmişte kaç tane küresel yıldız kümesinin yakalanmış olabileceğini gösteriyor.
Küresel yıldız kümelerinin galaksideki ilk yıldızların üretiidiği yer gibi görünmesine rağmen, galaksi evrimindeki kökenleri ve rolleri hala açık değil. Küresel yıldız kümelerinin cüce eliptik galaksilerinden önemli ölçüde farklı olduğu görüldü ve ayrı bir galaksiden ziyade ana galaksideki yıldız oluşumunun bir parçası olarak ortaya çıktılar. Bununla birlikte, astronomlar tarafından önerilen son tahminler gösteriyor ki küresel yıldız kümeleri ve cüce küresel galaksiler açıkça ayrılmayabilir.

Oluşum

Küresel yıldız kümelerinin oluşumu, az anlaşılmış bir olguyu geride bırakıyor. Küresel yıldız kümelerindeki yıldızların tek bir nesilden ortaya çıkıp çıkmadığını veya yüzlerce milyon yıl içinde birçok nesilden meydana gelip gelmediğini belirsiz bırakıyor. Birçok küresel yıldız kümesinde, çoğu yıldız neredeyse yıldız evriminin aynı evresinde. Bu da aynı zamanlarda oluştuklarını destekliyor. Bununla birlikte, yıldız oluşumunun tarihçesi kümeden kümeye değişiyor. Bazı yıldız kümeleri yıldız popülasyonunun açıkça gösteriyor. Buna örnek olarak, Büyük Macellan Bulutu’ndaki küresel yıldız kümeleri çift modlu popülasyon örneği sergiliyorlar. Büyük Macellan Bulutu’ndaki küresel yıldız kümeleri, gençlikleri boyunca büyük moleküler bulutlarla çarpışmış olabilirler ve bunun sonucunda yıldız oluşum evresinin ikinci aşamasına geçmiş olabilirler. Bu yıldız oluşumu, birçok küresel yıldız kümesinin yaşı düşünüldüğünde göreceli olarak kısadır.
Aynı zamanda Evren'deki bu popülasyonun çok katlılığına sebep olarak dinamik bir kökeni olduğu önerildi. Örneğin Hubble Uzay Teleskobu Anten Galaksilerinde kümelerin kümesini gözledi, buralar galaksi içindeki yüzlerce parsek genişliğinde bölgeler. Bu bölgelerde kümelerin birçoğu en sonunda çarpışıp iç içe geçeceklerdir. Birçoğu önemli bir yelpazede asırlardır mevcuttur, iç içe geçmeleri kümelerin çiftli veya çoklu popülasyon dağılımlarına sahip olmalarına izin veriyor.
Küresel yıldız kümesi gözlemleri gösterdi ki yıldız oluşumları, etkin yıldız oluşumlarının olduğu bölgelerde yavaşça artıyor. Buralardaki yıldızlararası ortamda, normal yıldız oluşumunun olduğu bölgelere göre daha fazla kütle çekimi var. Küresel yıldız kümesi oluşumları yıldız yağmuru denen bölgelerde ve etkileşim halindeki galaksilerde yaygın. Araştırmalar, merkezdeki süper kütleli kara deliğin kütlesi ile eliptik ve merceksi galaksilerdeki küresel küme sistemlerinin boyutları arasında bir ilişki olduğunu gösteriyor. Bunun gibi galaksilerdeki, süper kütleli kara deliğin kütlesi genellikle galasinin içindeki tüm küresel yıldız kümelerinin toplam kütlesine yakındır.
Bilinen hiçbir küresel yıldız kümesi aktif yıldız oluşumu sergilemiyor. İstikrarlı bir görünümle, küresel yıldız kümeleri genellikle galaksideki en yaşlı objelerdir ve yıldızların kümelendiği ilk oluşumlardır. Çok büyük yıldız oluşum bölgeleri olarak bilinen süper yıldız kümesi, örneğin Samanyolu galaksisindeki Westerlund 1, küresel yıldız kümelerinin öncüleri olabilir.

Bileşimi

Küresel yıldız kümeleri genellikle yüz binlerce metalliği düşük yaşlı yıldızlardan oluşur. Küresel yıldzı kümelerinde bulunan yıldızların türlerinin spiral galaksilerdeki galaksi tümseğinde bulunan yıldızlarla benzer olduğu bulundu. Ancak sadece birkaç milyon kübik parsek hacme sığdırılmıştır. Gaz ve toz bulutlarından yoksundurlar. Bütün gaz ve toz bulutunun çok uzun zaman önce yıldızlara dönüştüğü farzediliyor.
Küresel yıldız kümeleri çok yüksek yoğunluktaki yıldızlar içerebilir. Ortalama olarak bir kübik parsek başına 0.4 yıldız vardır ancak bu sayı kümenin çekirdeğine yaklaştıkça 100’e ve 1000’e ulaşabilir.
Küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar arasındaki tipik uzaklık yaklaşık 1 ışık yılıdır. Ancak merkezdeki mesafeler, Güneş Sistemi boyutlarıyla karşılaştırılabilir.
Bununla birlikte buraların gezegen sistemlerinin yaşamına devam edebilmesi için uygun bölgeler olduğu düşünülmüyor. Kümelerin merkezindeki yoğunluktan dolayı geçen yıldızların yörüngesindeki küçük sapmalar, gezegen yörüngelerinin dinamik olarak sabit olmamasına neden oluyor. Bir gezegen, yıldız etrafında 1 astronomik birim uzaklığındaki yörüngesinde, 47 Tucanae gibi merkezi yoğun bir küme içinde dönerken sadece 10⁸ yıl boyunca yaşayabilir. Pulsar (PSR B1620−26) etrafında dönen bir gezegen sistemi M4 küresel yıldız kümesine aittir. Ancak bu gezegenler pulsarın oluşmasından hemen sonra oluşmuş gibi görünüyor.
Samanyolu galasisindeki, Mayall II galaksisindeki ve Andromeda Galaksisindeki Omega Centauri gibi bazı küresel yıldız kümeleri olağanüstü bir biçimde büyüktürler. Birkaç milyon güneş kütlesine ve çoklu yıldız popülasyonlarına sahiptirler. Her ikisi de, süper kütleli küresel yıldız kümelerinin aslında daha büyük galaksilerce tüketilmiş cüce galaksilerin çekirdeği olduğuna dair kanıt olarak sunuluyor. Samanyolu galaksisindeki küresel yıldız kümesi popülasyonunun yaklaşık çeyreği yakınlarındaki komşu cüce galaksilerle birleşmiş olabilir.
M15 gibi birçok küresel yıldız kümesi son derece büyük kütleli çekirdeğe sahiptir. Merkezlerinde karadelik barındırabilirler. Simülasyonlar daha az kütleli kara deliklerin, merkezdeki nötron yıldızlarının yoğunluğundan veya büyük beyaz cücelerin olabileceğini gösteriyor. Bu simülasyonlar gözlemleri güzelce açıklayabiliyor.

Metalik içeriği

Küresel yıldız kümeleri normalde Popülasyon II yıldızları içerirler. Bu yıldızlar Pöpülasyon I yıldızları(örneğin Güneş) ile karşılaştırıldığında hidrojen ve helyumdan başka elementleri de düşük oranda içerirler. Astronomlar bu ağır elementleri metaller olarak adlandırırlar ve bu elementlerin orantılarını metallik olarak adlandırırlar. Bu elementler yıldız nükleosentezi sırasında üretilmişlerdir ve daha sonra yıldızlararası maddeye katılarak geri dönüştürülürler. Buralarda yıldızların bir sonraki nesline geçiş yaparlar. Bunun sonucu olarak, metallerin oranları yıldızın yaşı hakkında gösterge olabilir. Daha yaşlı yıldızlar tipik olarak daha düşük metalliğe sahiptir.
Hollandalı astronom Pieter Oosterhoff farkına vardı ki görünüşte küresel yıldız kümelerinin iki farklı popülasyonu var. Şimdilerde Oosterhoff grupları olarak biliniyorlar. İkinci grup nispeten daha uzun periyoda sahip RR Lyrae değişen yıldızlara sahiptir. İki grup da tayf çizgilerinin zayıf olduğu metalik elementler içerirler. Ancak Oosterhoff tip I’deki yıldızların tayf çizgileri tip II’dekilerin tayf çizgileri kadar zayıf değiller. Bu yüzden tip I metal zengini olarak adlandırılırken tip II metal fakiri olarak adlandırılır.
Bu iki popülasyon birçok galakside gözlendi, özellikle devasa büyüklükteki eliptik galaksilerde.İki grup da neredeyse Evren'in kendisi kadar yaşlı ve benze yaştalar. Ancak metal bolluğu açısından farklılık gösterirler. Birçok senaryo bu alt popülasyonları açıklamak için önerildi. Bunlardan bazıları, şiddetli gaz zengini galaksi birleşmeleri, cüce galaksilerin büyümesi ve tek bir galaksideki çoktu yıldız oluşum fazları. Samanyolu galaksimizde metal fakiri kümeler hâle ile birlikte bulunur. Metal zengini kümeler tümsek ile birlikte bulunur.
Samanyolu galaksimizde, düşük metalik özellik gösteren kümelerin büyük bir kısmının, galaksi hâlesinin dış kısmı boyunca bir düzlemde dizildiği keşfedilmiştir. Bu sonuç, galaksideki tip II kümelerinin uydu galaksilerden yakalandığı tartışmasını ortaya çıkardı. Daha önceden küresel yıldız kümesi sistemlerinin Samanyolu’nun en eski üyeleri olduğu düşünülüyordu. İki küme tipi arasındaki fark, iki galaksinin kendi küme sistemlerinden oluştuğu zaman gecikmeli olarak açıklanmış oldu.

Egzotik bileşenleri

Küresel yıldız kümeleri çok fazla yıldız yoğunluğuna sahiptir. Aynı zamanda yakın etkileşimler ve yıldızların çarpışmaları göreceli olarak sık gerçekleşir. Bu değişikliklere rastlanması sebebiyle, bazı egzotik sınıfına giren yıldızlar (örneğin mavi başıboşlar, milisaniye pulsarları, düşük kütleli x ışını ikilileri) küresel yıldız kümelerinde yaygındırlar. Bir mavi başıboş, iki yıldızın birleşmesinden oluşmuştur. Bir çift yıldız sistemi ile karşılaşma sonucu oluşması muhtemel. Sonuçta ortaya çıkan yıldız, küme içindeki aynı parlaklığa sahip yıldızlarla karşılaştırıldığında daha yüksek sıcaklığa sahiptir. Kümenin ilk başlarında oluşan anakol yıldızlarıyla farklılık gösterir.
Astronomlar 1970’lerden beri küresel yıldız kümeleri içerisinde kara delik araştırması yapıyorlar. Bu görev için gereken çözümler, ancak Hubble uzay teleskobu ile yapılan heyecanlı keşiflerle doğrulanmıştır. Bağımsız programlarda, 4000 Güneş kütlesine sahip orta büyüklükteki kara deliğin var olduğu öne sürüldü. M15 küresel yıldız kümesindeki HST gözlemlerine ve Andromeda Galaksisi’ndeki 20,000 Güneş kütleli kara deliğe sahip Mayall II kümesindeki gözlemlere dayanarak öne sürüldü. Mayall II’den gelen x-ışını ve radyo emisyonlarının orta kütleli bir kara delik için uyumlu olduğu görülüyor.
Bunlar belirli ilgi alanlarıdır çünkü orta kütleli kara deliklerin keşfedildiği ilk yerlerdir. Geleneksel yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler galaksilerin merkezinde keşfedilmişlerdir. Bu orta kütleli kara deliklerin kütleleri kümenin kütlesi ile orantılıdır. Devam eden süreçte, öncelikle süper kütleli karadelik ile kara delik çevreleyen galaksi arasında keşfedilmişlerdir.
Orta kütleli kara deliklerin varlığı şüpheyle karşılandı. Küresel yıldız kümelerindeki en ağır objelerinin küme merkezine doğru göç etmeleri umuluyordu. Holger Baumgardt ve onunla ortak çalışanlar tarafından, kütle ışık oranı iki kağıda işaretlendi. M15 ve Mayall II’de olduğu gibi kara delik olmasa bile kütle ışık oranının keskin bir şekilde küme merkezine doğru artması gerektiğini buldular.

Renk şiddet diyagramı

Hertzsprung-Russell diyagramı (HR-diyagram), yıldızların birçok çeşidinin yer aldığı bir grafiktir. Renk ölçeğine karşılık görünen mutlak parlaklıklarının grafik üzerinde gösterilmesidir. B’den V’ye renk ölçeği,mavi ışıktaki veya B’deki yıldızın şiddeti ile görünen ışıktaki şiddeti(veya V) farklıdır. Büyük pozitif değerler kırmızı yıldızlara karşılık gelir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı düşüktür. Negatif değerler yüzey sıcaklığı fazla olan mavi yıldızlara karşılık gelir.
HR diyagramında Güneş’e yakın olan yıldızlar, çeşitli kütledeki, yaştaki ve bileşimlerdeki yıldızların bir dağılımını gösteriyor. Yıldızların birçoğu, yıldızların sıcaklığı arttıkça şiddetin de arttığı anakol olarak adlandırılan eğimli çizgi üzerinde dağılmışlardır. Bununla birlikte, diyagram evrimlerinin daha sonraki aşamalarında olan yıldızları da içeriyor. Bu yıldızlar anakol eğiminden uzaktadırlar.
Küresel yıldız kümesi içindeki bütün yıldızlar bizden yaklaşık olarak aynı mesafededirler. Mutlak şiddetleri kadirlerine göre değişiklik gösterir. Küresel yıldız kümesindeki anakol yıldızların güneş sisteminin komşularındaki benzer yıldızlarla karşılaştırılabilecek çizgi üzerine düşeceği düşünülüyor. Bu varsayımın kesinliği, yakın kısa periyotlu değişkenlerin şiddetlerinin karşılaştırılarak elde edilen veriler ile doğrulandı. Örneğin, RR Lyrae yıldızları ve sefe değişeni.
HR diyagramındaki eğim üzerindeki eşleştirerek, kümedeki anakol yıldızlarının mutlak şiddetleri de bulunabilir. Yıldızların kadirlerine dayanarak kümenin bizden olan uzaklığı tahmin edilebilir. Göreli ve mutlak şiddet arasındaki fark, uzaklık modülü olarak adlandırılır ve mesafe tahminlerinde kullanılabilir.
Belirli bir küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar HR diyagramında gösterilmiştir. Birçok açıdan yaklaşık olarak bütün yıldızlar çok iyi tanımlanmış bir eğri üzerine göreceli olarak düşerler. Bu HR diyagramındaki Güneş’e yakın yıldızlar için değişiklik gösterir. Bu yıldızlar farklı yaşta ve kökende olan bir grup yıldızdır. Küresel yıldız kümesi için eğimin şekli bir grup yıldızın karakteristik özelliğidir. Bu yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda, aynı materyalden oluşmuştur. Sadece ilk kütleleri farklılık gösterir. HR diyagramındaki her bir yıldızın konumu, yaş ile çeşitlilik gösteir. Küresel yıldız kümesindeki eğimin şekli, yıldız popülasyonunun bütün yaşını hesaplamada kullanılabilir.
En büyük anakol yıldızları aynı zamanda en büyük mutlak şiddete sahip ve bu aşama yıldızların dev yıldız evresine geçişte ilk evrimidir. Daha küçük kütleli yıldızlar da dev yıldız evresine geçiş yapar. Böylelikle tek bir küme popülasyonunun yaşı, dev yıldız evresine geçiş yapmaya başlayan yıldızlara bakarak bulunabilir. Bu oluşumlar, HR diyagramındaki anakol çizgisinin üst sağ tarafını büker. Bu eğrinin mutlak şiddeti doğrudan küresel yıldız kümesinin yaş fonksiyonudur. Bu yüzden yaş ölçeği, şiddete paralel olan eksene çizilebilir.
Ek olarak, küresel yıldız kümeleri, en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığına bakılarak tarihlendirilebilir. Küresel yıldız kümeleri için tipik sonuçlar gösteriyor ki, 12.7 milyar yıl olacak kadar yaşlı olabilirler. Bu onlarca milyon yıl yaşında olan açık yıldız kümelerinin tam tersidir.
Küresel yıldız kümelerinin yaşları, tüm Evren'in yaş limitine ulaşıyor. Bu alt limit kozmolojide önemli bir kısıtlamadır. Tarihte, astronomlar kozmolojik modellerin izin verebileceğinden daha yaşlı görünen küresel yıldız kümelerin yaşlarını tahmin etme ile karşı karşıya geldiler. Bununla birlikte, kozmolojik değişkenlerin derin gökyüzü araştırmaları ve Hubble Uzay Teleskobu gibi uydular sayesinde yapılan daha iyi ölçümleri ile bu sorunun yeniden çözümleneceğini gösteriyor.
Küresel yıldız kümeleri üzerine yapılan evrimler çalışmalar aynı zamanda kümeyi oluşturan gaz ve tozun birleşmeye başladığındaki değişikleri belirlemek için kullanılabilir. Ağır elementlerin çokluğundaki değişiklikler kullanılarak evrimdeki değişiklikler belirlenebilir. Küresel yıldız kümeleri üzerinde yapılan çalışmalardan toplanan veriler daha sonra Samanyolu’nun evrimi üzerinde çalışmak için kullanıldı.
Küresel yıldız kümeleri içinde mavi başıboşlar olarak bilinen az sayıda yıldız gözlendi. Anakol üzerinde daha mavi ve parlak yıldızların olduğu tarafa doğru devam ettiği görülüyor. Bu yıldızların kökeni hala açıklanamadı ancak birçok model bu yıldızların çoklu yıldız sistemlerindeki kütle transferi sonucu oluştuğunu öne sürüyor.

Yarıçaplar

Astronomlar standart yarıçaplarla küresel yıldız kümelerinin morfolojilerinin özelliklerini saptamaya çalışıyorlar. Bunlar merkezin yarıçapı (rc), yarım ışık yarıçapı (rₕ) ve gelgit yarıçapıdır. (rₜ). Kümenin bütün parlaklığı sabit bir şekilde küme merkezinden uzaklaştıkça azalır. Çekirdeğin yarıçapı, görünen yüzey parkalığının yarıya düştüğü mesafedir. Yarım ışık yarıçapı karşılaştırılabilir bir büyüklüktür. Çekirdekten olan mesafe kümenin toplam parlaklığın yarıya düştüğü yeri gösterir. Bu tipik olarak çekirdek yarıçapından büyüktür.
Yarım ışık yarıçapı kümenin dış kısmındaki yıldızları içerir. Bu yüzden teorisyenler yarım kütle yarıçapını da kullanacaklardır. (rₘ)—Bu yarıçap kümenin toplam kütlesinin yarısının bulunduğu kısımdır. Kümenin yarım kütle yarıçapı tüm boyutla karşılaştırıldığında küçüktür. Çünkü yoğun bir çekirdek kısmına sahiptir. Buna örnek olarak Messier 3 (M3) gökcismini verebiliriz. M3’ün görünen boyutları yaklaşık olarak 18 açısal dakikadır ancak yarım kütle yarıçapı sadece 1.12 açısal dakikadır.
Bütün küresel yıldız kümeleri büyük yarıçaplara sahip olmasına rağmen, neredeyse bütün küresel yıldız kümeleri 10 parsekten az olan yarım ışık yarıçapına sahiptir (mesela NGC 2419 (Rₕ = 18 pc) ve Palomar 14 (Rₕ = 25 pc)).
Son olarak gelgit yarıçapı veya Roche limiti, küresel yıldız kümesinin merkezinden, kümenin kendisine nazaran galaksiden kaynaklanan dış yerçekimsel etkinin küme içindeki yıldızlara daha fazla etkisinin olduğu yere kadar olan mesafedir. Bu mesafe kümeye ait bireysel yıldızların galaksi tarafından uzaklaştırılabildiği mesafedir. M3’ün gelgit yarıçapı yaklaşık olarak 40 açısal saniyedir, veya yaklaşık olarak 113 parsektir 10.4 kiloparsek mesafesinde.

Kütle ayrımı, parlaklık ve çekirdek çökmesi

Bir küresel yıldız kümesinin çekirdeğinden olan uzaklığına göre verilen fonsiyonuna bakarak parlaklık eğrisi ölçülebilir. Samanyolu gök adasındaki birçok yıldız kümesinin parlaklığı mesafe azaldıkça sabit bir şekilde artıyor. Çekirdekten belirli bir uzaklığa kadar artıyor daha sonra parkalık sıfırlanıyor. Genel olarak bu mesafe çekirdekten 1-2 parsek uzaklığındadır. Bununla birlikte küresel yıldız kümelerinin yüzde 20’si "çekirdek çökmesi" olarak isimlendirilmiş bir süreç içine girerler. Bu küme çeşidinde, parlaklık çekirdeğe kadar sabit bir şekilde artmaya devam eder Çekirdeği çökmüş küresel yıldız kümesi çeşidine M15 örnek olarak verilebilir.
Çekirdek çökmelerinin, küresel yıldız kümesi içindeki çok büyük yıldızların daha küçük bileşenleri ile karşılaştığında gerçekleştiği düşünülüyor. Zaman geçtikçe, dinamik süreçler bireysel yıldızların küme merkezinden kümenin dışına doğru göç etmesine neden oluyor. Bu çekirdek bölgesindeki net kinetik enerjide bir kayıba neden oluyor. Yıldızların daha sıkışık bir hacimde grup halinde bulunmasına neden oluyor. Bu dengesizlik meydana geldikçe kümenin merkez bölgesi yıldızlarla daha kalabalık ve yoğunluğu fazla olacak. Kümenin yüzey parlaklığı ise doruğa çıkacak. (Çekirdek çökmesi parlaklık dağılımına sebep olan tek bir mekanizma değildir. Aynı zamanda merkezdeki çok büyük kütleli bir karadelik sayesinde parlaklık zirveye çıkabilir.) Zamanın daha uzun bir periyodu geçtikten sonra, devasa yıldızlar çekirdek yakınlarında yoğunlaşmaya başlıyorlar. Bu olay kütle ayrımı olarak adlandırılır.
Çift yıldız sistemlerinin dinamik ısıtıcı etkileri, kümenin başlangıçtaki çekirdek çökmesini önlemek için çalışıyor. Bir yıldız, çift yıldız sisteminin yakınlarından geçerken çiftin birinin yörüngesi daralır ve enerjisini kaybeder. Aksine, küresel yıldız kümesi tekrar tekrar spiral galaksi düzlemi boyunca geçerken gelgit şoklarının etkileri çekirdek çökmesini ivmelendirmeye meyillidir.
Çekirdek çökmesinin farklı aşamaları üç parçaya bölünebilir.Küresel yıldız kümesinin büyüme çağı boyunca, çekirdek çökme süreci yıldızın merkezine yakın kısımda başlar. Bununla birlikte, çift yıldız sistemlerindeki etkileşimler, küme orta yaşlara yaklaştıkça ilerideki çekirdek çökmelerini önler. Son olarak, merkezi çift yıldızlar bozulmuş veya dışarı atılmış olsun, merkezdeki yoğunluğu daha sıkı hâle getirir.
Çökmüş çekirdek bölgesindeki yıldızların etkileşimleri daha yoğun çift yıldız sistemlerinin oluşmasına zemin hazırlıyor. Diğer yıldızların bu yoğun çift yıldızlarla etkileşmeleri merkezdeki enerjiyi artırıyor. Bu ise küresel yıldız kümesinin yeniden genişlemesine neden oluyor. Çekirdek çökmesi için geçen zaman tipik olarak galaksinin yaşından daha azdır. Galaksi içindeki küresel yıldız kümelerinin birçoğu çekirdek çökmesi aşamsını geçmiştir ve daha sonra genişlemiştir.
Hubble Uzay Teleskobu, küresel yıldız kümelerindeki kütle ayrımı sürecinin gözlemsel kanıtlarını sağlamak için kullanıldı. Daha ağır yıldızlar yavaşça merkeze çöküyor ve kümenin çekirdeğinde kalabalıklaşıyorlarken hafif yıldızlar hızlıca kümenin dış sınır çizgisinde daha çok zaman geçirmeye meyilliler. Küresel yıldız kümesi 47 Tucanae, yaklaşık 1 milyon yıldızdan oluşmuştur ve Güney yarımküredeki en yoğun küresel yıldız kümelerinden biridir. Bu küme yoğun fotografik araştırmalara maruz kalmıştır. Bu araştırmalar astronomlara küme içindeki yıldızların hareketlerini inceleme olanağı sunmuştur. Küme içindeki yaklaşık 15,000 yıldızın kesin hızları alınmıştır.
2008 yılında John Fregeau’un Samanyolu galaksisi içindeki 13 tane küresel yıldız kümesi için yaptığı çalışmalar gösteriyor ki bunlardan 3 tanesi sıra dışı büyük sayılarda X ışını kaynağı ya da X ışını çift sistemler. Bunlar kümenin orta yaşta olduğunu gösteriyor. Daha önce astronomlar tarafından başka bir yaş testi kullanılarak bu küresel yıldız kümeleri büyük yaşta sınıfına alınmışlardı çünkü merkezlerinde çok sıkı yoğunlukta yıldızlar bulunduruyorlar. Buradan çıkan sonuç, birçok küresel yıldız kümesinin, Fregeau tarafından çalışılmış diğer 10 tanesi de, daha önceden düşünüldüğü gibi orta yaşta olmadığı oldu. Gerçekte büyüme çağında oldukları bulundu.
Samanyolu ve Andromeda’daki bütün küresel yıldız kümelerinin parlaklığı Gauss fonksiyonu ile modellenebilir. Bu gauss ortalama şiddet Mᵥ ve değişken σ² ile tanımlanabilir. Küresel yıldız kümelerinin parlaklığındaki bu dağılım Küresel Yıldız Kümeleri Parlaklık Fonksiyonu (KYKPF)olarak adlandırılır. (Samanyolu için, Mᵥ = −7.20 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1 büyüklüklerinde. ) KYKPF aynı zamanda diğer galaksilerin uzaklığını ölçmek için standart ışık olarak kullanılabilir.Samanyolu galaksisinde olduğu gibi uzaklaşan galaksilerdeki küresel yıldız kümelerinin Samanyolu galaksisindekilerle aynı yolu izlediği varsayımı yapılmıştır.

Gelişmiş formlar

. ]]
Küme çeşitleri arasındaki ayrım her zaman kesin sınırlarla ayrılamaz. Kategoriler arasındaki çizgiyi bulanıklaştıran objeler de bulunmuştur. Örneğin, Samanyolu’nun güney kısmında bulunan BH 176 hem açık yıldız kümesi hem küresel yıldız kümesi özellikleri gösteriyor.
2005 yılında, astronomlar Andromeda galaksisinde tamamen yeni bir çeşit yıldız kümesi keşfetti. Bu yıldız kümesi birçok açıdan küresel yıldız kümeleriyle benzerlik gösteriyor.Yeni bulunan yıldız kümeleri yüz binlerce yıldız içeriyor, bu sayı küresel yıldız kümelerinde bulunan yıldız sayısına yakındır. Bu kümeler, küresel yıldız kümeleri ile yıldız popülasyonu ve metallik gibi başka karakteristik özellikler de paylaşıyorlar. Onları küresel yıldız kümelerinden ayıran çok daha büyük olmaları, birkaç yüz ışık yılı genişliğinde ve yüzlerce kat daha az yoğunluklu. Yıldızlar arasındaki mesafe, yeni keşfedilen genişleyen kümelerde çok daha fazla. Parametik olarak, bu yıldız kümeleri küresel yıldız kümeleri ile cüce küresel galaksiler arasında bir yerdedir.
Bu yıldız kümelerinin nasıl oluştuğu henüz bilinmiyor. Ancak oluşumları küresel yıldız kümeleriyle bağlantılı olabilir. Neden M31 bu gibi yıldız kümelerine sahipken, Samanyolu’nda olmadığı henüz bilinmiyor. Aynı zamanda şu da bilinmiyor, eğer başka bir galaksi bu tip yıldız kümeleri içeriyorsa ancak M31’den farklıysa, bunun sebeninin ne olduğu bilinmiyor.