|  |  |
| --- | --- |
| ค.ศ. | บทความนี้อ้างอิงคริสต์ศักราช/คริสต์ทศวรรษ/คริสต์ศตวรรษ ซึ่งเป็นสาระสำคัญของเนื้อหา  |

เมสสิเยร์ 80 กระจุกดาวทรงกลมในกลุ่มดาวแมงป่อง อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ของเรา 28,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวฤกษ์นับแสนดวง
**กระจุกดาวทรงกลม** (อังกฤษ: globular cluster) เป็นแหล่งรวมของดวงดาวที่มีรูปร่างเป็นทรงกลม โคจรไปรอบ ๆ แกนกลางดาราจักร ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันค่อนข้างมาก ทำให้พวกมันรวมตัวเป็นกลุ่มทรงกลม มีความหนาแน่นของดาวค่อนข้างสูงโดยเฉพาะในจุดศูนย์กลาง บางครั้งเรียกชื่อโดยย่อเพียงว่า "globular"

กระจุกดาวทรงกลมมักพบอยู่ในกลดดาราจักร มีดวงดาวรวมตัวกันอยู่มากและมักมีอายุเก่าแก่กว่าส่วนที่เหลือของดาราจักร หรือกระจุกดาวเปิดซึ่งมักพบในจานดาราจักร ในดาราจักรทางช้างเผือกมีกระจุกดาวทรงกลมอยู่ราว 158 แห่ง และคาดว่ายังมีกระจุกดาวที่ยังค้นไม่พบอีกราว 10–20 แห่ง ดาราจักรขนาดใหญ่อาจมีกระจุกดาวมากกว่านี้ เช่น ดาราจักรแอนโดรเมดาอาจมีกระจุกดาวอยู่ราว 500 แห่ง ดาราจักรชนิดรีขนาดยักษ์บางแห่ง เช่น ดาราจักร M87 อาจมีกระจุกดาวทรงกลมอยู่มากถึงกว่า 10,000 แห่ง กระจุกดาวทรงกลมเหล่านี้โคจรอยู่ในดาราจักรด้วยรัศมีขนาดใหญ่ราว 40 กิโลพาร์เซ็ก (ประมาณ 131,000 ปีแสง) หรือมากกว่านั้น

ดาราจักรทุกแห่งในกลุ่มท้องถิ่นที่มีมวลมากพอจะมีกลุ่มกระจุกดาวทรงกลมที่เกี่ยวเนื่องกัน และเท่าที่มีการสำรวจแล้ว ดาราจักรขนาดใหญ่แต่ละแห่งจะมีระบบของกระจุกดาวทรงกลมอยู่ด้วยเสมอ ดาราจักรแคระคนยิงธนูกับดาราจักรแคระสุนัขใหญ่ดูจะอยู่ในขั้นตอนการสูญเสียกระจุกดาวทรงกลมของมัน (เช่นเดียวกับพาโลมาร์ 12) ให้แก่ดาราจักรทางช้างเผือก เหตุการณ์นี้แสดงให้เห็นว่ามีกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรแห่งนี้มากมายที่ถูกดึงออกไปจากดาราจักรในอดีต

แม้จะดูเหมือนว่า กระจุกดาวทรงกลมเป็นแหล่งที่มีดาวฤกษ์อันถือกำเนิดในยุคแรกเริ่มของดาราจักร แต่จุดกำเนิดและบทบาทของมันในวิวัฒนาการของดาราจักรยังไม่เป็นที่ประจักษ์แน่ชัด เราทราบดีว่ากระจุกดาวทรงกลมมีความแตกต่างอย่างชัดเจนจากดาราจักรแคระชนิดรี และมีการก่อตัวเป็นโครงสร้างดาวฤกษ์ส่วนหนึ่งอยู่ในดาราจักรแม่ของมันเองแทนที่จะแยกตัวเป็นดาราจักรไปต่างหาก อย่างไรก็ดี จากการประเมินของนักดาราศาสตร์เมื่อไม่นานมานี้พบว่ายังไม่สามารถแยกแยะกระจุกดาวทรงกลมกับดาราจักรแคระทรงไข่ออกจากกันเป็นคนละประเภทได้โดยเด็ดขาด

ประวัติการสังเกตการณ์
---------------------

**การค้นพบกระจุกดาวทรงกลมในยุคแรก**| ชื่อกระจุกดาว | ค้นพบโดย | ปีที่พบ |
| --- | --- | --- |
| M22 | อับราฮัม ไอห์ล | ค.ศ. 1665 |
| ω Cen | เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ | ค.ศ. 1677 |
| M5 | ก็อตต์ฟรีด เคิร์ช | ค.ศ. 1702 |
| M13 | เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ | ค.ศ. 1714 |
| M71 | Philippe Loys de Chéseaux | ค.ศ. 1745 |
| M4 | Philippe Loys de Chéseaux | ค.ศ. 1746 |
| M15 | ฌอง-โดมินิค มารัลดี | ค.ศ. 1746 |
| M2 | ฌอง-โดมินิค มารัลดี | ค.ศ. 1746 |

กระจุกดาว M75 เป็นกระจุกดาวประเภท I ที่มีความหนาแน่นสูงมาก
กระจุกดาวทรงกลมแห่งแรกที่ค้นพบได้แก่ กระจุกดาว M22 ค้นพบโดย อับราฮัม ไอห์ล นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมัน เมื่อปี ค.ศ. 1665 แต่ด้วยความสามารถในการรับแสงของกล้องโทรทรรศน์ยุคแรก ๆ ยังไม่ดีนัก จึงไม่สามารถแยกแยะดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวทรงกลมได้จนกระทั่ง ชาลส์ เมสสิเยร์ เฝ้าสังเกตกระจุกดาว M4 กระจุกดาวทรงกลม 8 แห่งแรกที่มีการค้นพบแสดงอยู่ในตารางทางด้านขวา ในเวลาต่อมา สมภารลาซายล์ ได้เพิ่มรายชื่อกระจุกดาว NGC 104, NGC 4833, M55, M69, และ NGC 6397 เข้าไปในรายชื่อวัตถุท้องฟ้าของเขาในฉบับปี 1751-52 ตัวอักษร M ที่นำหน้าตัวเลขหมายถึงเป็นรายชื่อดาวของชาลส์ เมสสิเยร์ ส่วน NGC ย่อมาจาก *New General Catalogue* ของ จอห์น เดรเยอร์

วิลเลียม เฮอร์เชล ได้เริ่มโครงการสำรวจท้องฟ้าโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เมื่อปี ค.ศ. 1782 เขาสามารถจำแนกดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวทรงกลมซึ่งเป็นที่รู้จักแล้ว 33 แห่ง นอกจากนั้นเขายังค้นพบกระจุกดาวเพิ่มอีก 37 แห่ง ในรายชื่อวัตถุท้องฟ้าในห้วงอวกาศลึกของเฮอร์เชลฉบับปี ค.ศ. 1789 ซึ่งเป็นฉบับที่สอง เขาได้ใช้คำว่า *กระจุกดาวทรงกลม* (globular cluster) เป็นครั้งแรกเพื่อเรียกชื่อกลุ่มดาวฤกษ์เหล่านั้นตามลักษณะปรากฏของมัน

มีการค้นพบกระจุกดาวทรงกลมเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ เป็น 83 แห่งในปี ค.ศ. 1915, 93 แห่งในปี ค.ศ. 1930 และถึง 97 แห่งในปี ค.ศ. 1947 ปัจจุบันพบกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือกแล้วจำนวน 151 แห่ง จากจำนวนที่ประมาณการไว้ว่าน่าจะมีอยู่ราว 180 ± 20 แห่ง เชื่อว่ากระจุกดาวที่ยังค้นไม่พบนี้อาจจะซ่อนอยู่หลังม่านแก๊สและฝุ่นในดาราจักร

ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ได้เริ่มขบวนการศึกษากระจุกดาวทรงกลมตั้งแต่ ปี ค.ศ. 1914 โดยได้ตีพิมพ์บทความทางวิทยาศาสตร์จำนวนมากกว่า 40 ฉบับ เขาศึกษาดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดที่มีอยู่ในกระจุกดาวเหล่านั้นและใช้ความสัมพันธ์ของคาบการเปลี่ยนแปลงแสงดาวในการประเมินระยะห่างของดาว

สำหรับในดาราจักรทางช้างเผือกของเรา มักพบกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ที่บริเวณใจกลางของดาราจักร โดยที่ส่วนมากจะอยู่ด้านข้างของวงกลมท้องฟ้าของแกนกลาง ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ได้ใช้การกระจายตัวที่ไม่สม่ำเสมออย่างมากนี้เพื่อช่วยในการประมาณขนาดโดยรวมของดาราจักรในปี ค.ศ. 1918 โดยใช้สมมุติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมกระจายตัวเป็นรูปทรงกลมอย่างหยาบ ๆ อยู่รอบแกนกลางดาราจักร เขาใช้ตำแหน่งของกระจุกดาวเพื่อประเมินตำแหน่งของดวงอาทิตย์เทียบกับแกนดาราจักร ถึงแม้ว่าการประเมินระยะห่างของเขามีความผิดพลาดไปอย่างมาก แต่ก็ได้สะท้อนให้ทราบถึงขนาดของดาราจักรที่ใหญ่กว่าที่เคยคิดกันมามาก ข้อผิดพลาดของเขามีสาเหตุจากฝุ่นในดาราจักรที่ลดทอนปริมาณแสงซึ่งกระจุกดาวทรงกลมส่งมายังโลก และทำให้มันดูเหมือนอยู่ไกลกว่าที่เป็นจริง อย่างไรก็ดีการประเมินของแชปลีย์ครั้งนี้ได้ระดับความสว่างระดับเดียวกันกับค่าที่ยอมรับกันอยู่ในปัจจุบัน

การตรวจวัดของแชปลีย์ยังบ่งชี้ว่า ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรมาก ตรงข้ามกับความเชื่อก่อนหน้านั้นทั้งเรื่องตำแหน่งปรากฏและการกระจายตัวของดาวฤกษ์ปกติ ในความเป็นจริงแล้ว ดาวฤกษ์ปกติทั่วไปตั้งอยู่ภายในแผ่นจานดาราจักรและส่วนใหญ่ถูกบังด้วยแก๊สและฝุ่น ขณะที่กระจุกดาวทรงกลมตั้งอยู่ภายนอกแผ่นจานและสามารถมองเห็นได้จากระยะทางไกล ๆ

ในเวลาต่อมา เฮนเรียตตา สโวพ และ เฮเลน แบทเทิลส์ ซอว์เยอร์ (ต่อมาเปลี่ยนเป็น ฮอกก์) ได้เข้ามาช่วยงานศึกษาวิจัยของแชปลีย์ ระหว่างปี ค.ศ. 1927-29 ฮาร์โลว์ แชปลีย์กับเฮเลน ซอว์เยอร์ ได้ช่วยกันจัดประเภทกระจุกดาวตามองศาความหนาแน่นของกระจุกดาวนั้นเทียบกับแกนกลาง กระจุกดาวที่หนาแน่นที่สุดเรียกว่าเป็นกระจุกดาวประเภท I ไปจนถึงกระจุกดาวที่กระจายตัวกันมากที่สุดเป็นประเภท XII ในเวลาต่อมาระบบการจัดประเภทกระจุกดาวแบบนี้ได้ชื่อเรียกว่า ระบบความหนาแน่นของแชปลีย์-ซอว์เยอร์ (Shapley–Sawyer Concentration Class) บางครั้งก็ใช้เลขอารบิก 1-12 แทนที่ประเภทแบบเลขโรมันดั้งเดิม

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

กระจุกดาว M15 ซึ่งเชื่อว่ามีหลุมดำขนาดมวล 4,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อยู่ในใจกลาง ภาพจากองค์การนาซา
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

ดัชนีสี-ความสว่าง ของกระจุกดาวทรงกลม M3 สังเกตว่ามีรูปร่างคล้าย "หัวเข่า" ที่อันดับความสว่าง 19 ซึ่งดาวฤกษ์เริ่มเข้าสู่สภาวะสำคัญในเส้นทางการวิวัฒนาการ
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

47 นกทูแคน - กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในทางช้างเผือก รองจาก โอเมกาคนครึ่งม้า
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

ดูเพิ่ม
-------

* สถานีย่อยดาราศาสตร์

* รายชื่อกระจุกดาวทรงกลม
* บันไดระยะห่างของจักรวาล

อ้างอิง
-------

1. ↑  Frommert, Hartmut (สิงหาคม 2007). "Milky Way Globular Clusters". *SEDS*. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 18 มกราคม 2006.
2. ↑  Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". *Astrophysical Journal, Part 1* **384**: 50–61.
3. ↑  Pauline Barmby; John P. Huchra (20 กรกฎาคม 2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness". *The Astronomical Journal*. The American Astronomical Society. **122** (5): 2458–2468. doi:10.1086/323457. S2CID 117895577.
4. ↑  Schweizer (1981). "The halo globular clusters of the giant elliptical galaxy Messier 87". *Astrophysical Journal*, **245** (5457) : 416–453.
5. ↑  B. Dauphole, M. Geffert, J. Colin, C. Ducourant, M. Odenkirchen, H.-J. Tucholke (1996). "The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient.". *Astronomy and Astrophysics* **313**: 119–128.
6. ↑  Harris, William E. (1991). "Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics* **29**: 543–579. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551, เก็บข้อมูลเมื่อ 2 มิถุนายน 2006.
7. ↑  Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). "The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy". *The Astronomical Journal*. **120** (4): 1892–1905. doi:10.1086/301552. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
8. ↑  Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). "The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos". *The Astrophysical Journal*. **613** (1): 262–278. doi:10.1086/422871.
9. 1 2  van den Bergh, Sidney (November 2007). "Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies". *MNRAS (Letters) , in press*. **385**: L20. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
10. ↑  Sharp, N. A. "M22, NGC6656". REU program/NOAO/AURA/NSF. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2014-10-17. สืบค้นเมื่อ 2006-08-16.
11. ↑  Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". *Astrophysical Journal, Part 1*. **384**: 50–61. doi:10.1086/170850. สืบค้นเมื่อ 2006-05-27.
12. ↑  Shapley, Harlow (1918). "Globular Clusters and the Structure of the Galactic System". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. **30** (173): 42+. doi:10.1086/122686. สืบค้นเมื่อ 2006-05-30.
13. ↑  Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). "Harlow Shapley and Globular Clusters". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. **77** (458): 336–46. doi:10.1086/128229.
14. ↑  Talpur, Jon (1997). "A Guide to Globular Clusters". Keele University. สืบค้นเมื่อ 2007-04-25.
15. ↑  Sigurdsson, Steinn (1992). "Planets in globular clusters?". *Astrophysical Journal*. **399** (1): L95–L97. doi:10.1086/186615. สืบค้นเมื่อ 2006-08-20.
16. ↑  Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E. (1999). "Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System". *Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union*. **105**: 525. สืบค้นเมื่อ 2008-06-23.
17. ↑  "Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way". ESO. 2005-03-22. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-04-09. สืบค้นเมื่อ 2007-03-20.
18. ↑  van der Marel, Roeland (2002-03-03). "Black Holes in Globular Clusters". Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
19. 1 2  van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". *Astrophysical Journal*. **185**: 477–498. doi:10.1086/152434.
20. ↑  Harris, W. E. (1976). "Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center". *Astronomical Journal*. **81**: 1095–1116. doi:10.1086/111991.
21. ↑  Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). "On the Construction of the Heavens". *An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way*. **297**: 578. สืบค้นเมื่อ 2006-06-01.
22. ↑  Leonard, P. J. t. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". *The Astrophysical Journal*. **98**: 217. doi:10.1086/115138. สืบค้นเมื่อ 2006-11-02.
23. 1 2  Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". *Mercury*. **28**: 26. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-05-21. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
24. ↑  Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (2002-09-17). "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places". *HubbleSite*. Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-05-25.
25. ↑  Finley, Dave (2007-05-28). "Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates". NRAO. สืบค้นเมื่อ 2007-05-29.
26. ↑  Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "On the Central Structure of M15". *Astrophysical Journal Letters*. **582**: 21. doi:10.1086/367537. สืบค้นเมื่อ 2006-09-13.
27. ↑  Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "A Dynamical Model for the Globular Cluster G1". *Astrophysical Journal Letters*. **589**: 25. doi:10.1086/375802. สืบค้นเมื่อ 2006-09-13.
28. ↑  Shapley, H. (1917). "Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III". *Astrophysical Journal*. **45**: 118–141. doi:10.1086/142314. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
29. ↑  Martin, Schwarzschild (1958). *Structure and Evolution of Stars*. Princeton University Press.
30. ↑  Sandage, A.R. (1957). "Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3". *Astrophysical Journal*. **126**: 326. doi:10.1086/146405. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
31. ↑  Hansen, B. M. S.; Brewer, J.; Fahlman, G. G.; Gibson, B. K.; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, R. M.; Richer, H. B.; Shara, M. M.; Stetson, P. B. (2002). "The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4". *Astrophysical Journal Letters*. **574**: L155. doi:10.1086/342528. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
32. ↑  "Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters" (Press release). 2001-03-01. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-06-15. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
33. ↑  Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2007-05-02). "Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster". Hubble News Desk. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01.
34. ↑  Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". *Astrophysical Journal*. **480** (2): 235. doi:10.1086/303966.
35. 1 2 3  Benacquista, Matthew J. (2006). "Globular cluster structure". *Living Reviews in Relativity*. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-10-13. สืบค้นเมื่อ 2006-08-14.
36. ↑  Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). "The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **286** (3): L39–L42. สืบค้นเมื่อ 2006-05-31.
37. ↑  Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F. (1994). "The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars". *Astronomy and Astrophysics*. **290**: 69–103. สืบค้นเมื่อ 2006-05-29.
38. ↑  Djorgovski, S.; King, I. R. (1986). "A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters". *Astrophysical Journal*. **305**: L61–L65. doi:10.1086/184685. สืบค้นเมื่อ 2006-05-29.
39. ↑  "Stellar Sorting in Globular Cluster 47". Hubble News Desk. 2006-10-04. สืบค้นเมื่อ 2006-10-24.
40. ↑  Baldwin, Emily (2008-04-29). "Old globular clusters surprisingly young". Astronomy Now Online. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-02. สืบค้นเมื่อ 2008-05-02.
41. ↑  Secker, Jeff (1992). "A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution". *Astronomical Journal*. **104** (4): 1472–1481. doi:10.1086/116332. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
42. ↑  Benacquista, Matthew J. (2002-02-20). "Relativistic Binaries in Globular Clusters: 5.1 N-body". Living Reviews in Relativity. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-10-25.
43. ↑  Heggie, D. C.; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). "Dynamical Simulations: Methods and Comparisons". ใน Johannes Andersen (บ.ก.). *Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997*. Kluwer Academic Publishers. p. 591. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
44. ↑  Benacquista, Matthew J. (2006). "Relativistic Binaries in Globular Clusters". *Living Reviews in Relativity* (lrr-2006-2). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
45. ↑  J. Goodman and P. Hut, บ.ก. (1985). *Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia)*. Springer. ISBN 90-277-1963-2.
46. ↑  Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (June 1990). "The core evolution of a globular cluster containing massive black holes". *Astrophysics and Space Science*. **168** (2): 233–241. doi:10.1007/BF00636869. สืบค้นเมื่อ 2008-12-11.
47. ↑  Pooley, Dave. "Globular Cluster Dynamics: the importance of close binaries in a real N-body system". UW-Madison. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-19. สืบค้นเมื่อ 2008-12-11.
48. ↑  Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B. (1995). "BH 176 and AM-2: globular or open clusters?". *Astronomy and Astrophysics*. **300**: 726. สืบค้นเมื่อ 2008-06-23.
49. 1 2  Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata (2005). "A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **360**: 993–1006. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.
50. ↑  Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, T. C.; Allende Prieto, C. (December 2003). "A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters". *American Astronomical Society Meeting 203, #112.26*. American Astronomical Society. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
51. ↑  Di Matteo, P.; Miocchi, P.; Capuzzo Dolcetta, R. (May 2004). "Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters". *American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03*. American Astronomical Society. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
52. ↑  Staude, Jakob (2002-06-03). "Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way". *Image of the Week*. Sloan Digital Sky Survey. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.

แหล่งข้อมูลอื่น
---------------


คอมมอนส์ มีภาพและสื่อเกี่ยวกับ:  
**กระจุกดาวทรงกลม**

* "Globular Clusters", *SEDS Messier pages* (ภาษาอังกฤษ), คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 24 กุมภาพันธ์ 2008
* *กระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือก* (ภาษาอังกฤษ), คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 18 มกราคม 2006
* Marco Castellani, "ฐานข้อมูลกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักร", *หอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์แห่งกรุงโรม ประเทศอิตาลี* (ภาษาอังกฤษ), คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 7 กุมภาพันธ์ 2006

  


| * ด
* ค
* ก
ระบบดาวฤกษ์ |
| --- |
| มีขอบเขต | 
* ดาราจักร
* ดาราจักรแคระ
* กระจุกดาวทรงกลม
* กระจุกดาวเปิด
* ระบบดาวคู่
* ระบบดาวหลายดวง

 |
| ไม่มีขอบเขต | 
* ธารดาวฤกษ์
* ชุมนุมดาว
* กลุ่มเคลื่อนที่
* ดาวกระเด็น

 |
| กลุ่มสังเกต | 
* ดาวคู่
* ดาวหลายดวง
* กลุ่มดาว
* ดาวเรียงเด่น
* เมฆดาวฤกษ์

 |
| 
* หมวดหมู่ หมวดหมู่:ระบบดาวฤกษ์

 |

|  |  |
| --- | --- |
| การควบคุมรายการหลักฐาน: หอสมุดแห่งชาติ แก้ไขสิ่งนี้ที่วิกิสนเทศ | 
* ฝรั่งเศส (ข้อมูล)
* เยอรมนี
* อิสราเอล
* สหรัฐ

 |