stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Seramik
Malzemeler

Seramik malzemeler inorganik, metalik olmayan, genellikle kristal oksit, nitrür veya karbür malzemelerdir. Karbon veya silikon gibi bazı elementler seramik olarak kabul edilebilir. Seramik malzemeler kırılgandır, serttir, sıkıştırma bazında güçlüdür ve kesme ile gerginlik bazında zayıftır. Asidik veya kostik ortamlara maruz kalan diğer malzemelerde meydana gelen kimyasal erozyona dayanırlar. Seramikler genellikle 1,000 °C–1,600 °C (1,800 °F–3,000 °F) arasında değişen çok yüksek sıcaklıklara dayanabilir. Amorf (kristal olmayan) karakteri nedeniyle cam genellikle seramik olarak kabul edilmez. Bununla birlikte, cam yapımı seramik işleminin birkaç aşamasını içerir ve mekanik özellikleri seramik malzemelere benzer.
Geleneksel seramik hammaddeleri kaolinit gibi kil minerallerini içerirken, daha yeni malzemeler alümina olarak bilinen alüminyum oksit içerir. İleri seramik olarak sınıflandırılan modern seramik malzemeler arasında silisyum karbür ve tungsten karbür bulunmaktadır. Her ikisi de aşınma dirençleri sebebiyle değerlidir ve bu nedenle madencilik operasyonlarında yer alan kırma ekipmanlarında da kullanılır. Gelişmiş seramikler tıp, elektrik, elektronik endüstrileri ve vücut zırhlarında da kullanılmaktadır.
Malzemeler > Kristal seramikler

Kristal seramik malzemeler çok çeşitli işlemlere uygun değildir. Bu durumda iki kategoriden birine girme durumundadırlar – yerinde reaksiyon ile seramiğe istenilen şekil verilir veya daha sonra katı bir gövde oluşturmak için sinterlenir. Seramik şekillendirme teknikleri, elle şekillendirme, kayma döküm (slip casting), bant dökümü (çok ince seramik kapasitörleri yapmak için kullanılır), enjeksiyon kalıplama, kuru presleme ve diğer varyasyonları içerir.
Malzemeler > Kristal olmayan seramikler

Kristal olmayan seramikler, eriyikten oluşma eğiliminde olan cam malzemelerdir. Cam tamamen eridiğinde, döküm yoluyla veya belirli bir viskozite durumunda bir kalıba üfleme gibi yöntemlerle şekil alır. Daha sonraki ısıl işlemler bu camın kısmen kristalleşmesine neden olursa, elde edilen malzeme cam-seramik olarak adlandırılır.
Seramiklerin ticari sınıflandırılması

Geleneksel seramikler: Seramik kaplama malzemeleri ve yapı ürünleri, Sağlık gereçleri, Emaye, Mutfak eşyaları, Porselen, Dekoratif eşyalar
Refrakterler
Teknolojik seramikler
Türleri

Seramik ürünleri bünye özelliklerine göre gözenekli (earthenware), pekişmiş bünye (stoneware) ve porselen olarak sınıflandırılmaktadır. Gözenekli bünye düşük sıcaklık ürünü, porselen de yüksek sıcaklık gerektiren ürün olarak düşünülse de eğer bünye yoğunluğunun nasıl sağlanacağı biliniyorsa, her tip bünyenin herhangi bir sıcaklık derecesinde üretilebilmesi mümkündür. Yani bünyenin içeriğindeki malzemeleri değiştirerek, düşük derecede porselen benzeri bir bünye, yine yüksek derecede de gözenekli bir bünye elde edilebilir.
Üretimi

Genellikle kayaların dış etkiler altında parçalanması ile oluşan kil, kaolen ve benzeri maddelerin yüksek sıcaklıkta pişirilmesi ile meydana gelirler. Bu açıdan halk arasında pişmiş toprak esaslı malzeme olarak bilinir. Örneğin, cam, tuğla, kiremit, taş, beton, çimento, aşındırıcı tozlar porselen ve refrakter malzemeler bu gruba girer.
Kil belirli bir üretim sürecini geçirdikten sonra, sert ve deforme olmayan, bazı özel etkenler dışında hiçbir dış etkiden kolayca etkilenmeyen bir malzeme haline gelir. Seramik malzeme üretiminde, kil çamuruna belirli maddeler katarak, değişik şekillendirme yöntemleriyle, kullanılan çamur bünyesine uygun bir pişirme ile, seramik malzemeye istenilen niteliği kazandırma imkânı vardır.
Bezeme Teknikleri > Akıtma tekniği

Bu teknikte seramik nesneler fırına verilmeden önce bir puar vasıtasıyla sıvı çamura maruz bırakılır.
Bileşikleri

Yapısal anlamda seramik malzemeleri, kristal, amorf, camsı gibi sınıflara ayrılır. Çoğunlukla, fırınlanmış seramikler earthenware, stoneware ve porselende olduğu gibi vitrifiye veya yarı vitrifiye edilir. İyonik ve kovalent bağlardaki değişken kristallik ve elektron bileşimi, çoğu seramik malzemenin iyi termal ve elektrik yalıtımı görevi görmesine neden olur. Bileşimi veya yapısının çeşitliliği açısından geniş bir yelpazeye sahip olması, süjenin genişliğinin uçsuz bucaksız olması ve tanımlanabilir özellikleri (örn. sertlik, dayanıklılık, elektrik iletkenliği, vb.) sebebiyle seramik gruplarını bir bütün olarak ele almak oldukça zordur. Yüksek erime sıcaklığı, yüksek sertlik, zayıf iletkenlik, yüksek elastisite modülü, kimyasal direnç ve düşük düktilite gibi genel özellikler, bu kuralların her birinin bilinen istisnaları dışında (örn. piezoelektrik seramikler, camsı geçiş sıcaklığı, süperiletken seramikler, vb.) norm olarak kabul edilir. Fiberglas ve karbon fiber gibi birçok kompozit, seramik malzeme içermesine rağmen, seramik ailesinin bir parçası sayılmaz.
Bileşiminde değişik türde silikatlar, alüminatlar ve bir miktar metal oksitler ile alkali ve toprak alkali bileşikler bulunan bir malzemedir. Seramik grubuna oksitler, nitritler, boridler, karbitler, silikatlar ve sülfidler girmektedir. Bazı seramiklerde iyonsal, kısmen kovalent bağ bulunabilir. Bazıları amorf, bazıları da kristal yapılıdırlar. Çok sert ve gevrektirler. Erime sıcaklıkları yüksek (silis 1750 °C'de alüminat 2050 °C'de erir), ısı ve elektriksel yönden yalıtkandırlar. Silise %6 alüminat katılırsa erime sıcaklığı 1550 °C'e düşer. Demir oksit ve alkali bileşikler erime sıcaklığını daha da azaltarak 900 °C'ye kadar düşürebilir.
Sağlık gereçleri

Seramik sağlık gereçleri, seramikten yapılmış ve genellikle banyo ve tuvaletlerde kullanılan aşağıdaki malzemelere verilen addır. Lavabo, lavabo ayağı, klozet, rezervuar, bide, pisuvar, helataşı, eviye, küvet veduş teknelerinde kullanılmaktadır. Bu malzemelerin en önemli özelliği kil, kaolin, kuvars, feldspat gibi inorganik maddelerin akışkan çamur haline getirilip, alçı gibi su emme özelliği olan kalıplarda şekillendirdikten sonra, 1200 °C sıcaklıkta pişirilerek su emme değerinin %0,75 seviyesinin altına getirilmiş olmasıdır.
Silikon nitrür roket iticisi. Sol: Test standına monte edilmiş. Sağda: H2/O2 yakıtlarıyla test edilirken.
İleri bir seramik malzemenin düşük büyütme oranlı SEM mikrografı. Seramiklerin özellikleri, kırılmayı önemli bir inceleme yöntemi haline getirir.
Küresel yıldız kümesi

Akrep takımyıldızındaki Messier 80 küresel yıldız kümesi, Güneş'ten yaklaşık 30.000 ışık yılı uzaklıkta yer alır ve yüzbinlerce yıldız içerir.
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 halesi 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 ana 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 üretildiği 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.
Gözlemlerin tarihçesi > Küresel yıldız kümelerinin sınıflandırılması

Ana madde: Shapley–Sawyer Konsantrasyon Sınıfı
Shapley sonradan kümeler hakkındaki çalışmaları sebebiyle Henrietta Swope ve Helen Battles Sawyer tarafından desteklendi. 1927 ve 29 yıllarında, Harlow Shapley ve Helen Sawyer kümeleri merkeze doğru olan yoğunluk derecesine göre sınıflandırmaya başladı. En fazla yoğunluğa sahip kümeler Sınıf 1 olarak belirlendi. Azalan yoğunluğa göre, kümeleri Sınıf XII'ye kadar başarıyla belirlediler. Bu sınıflandırma Shapley–Sawyer Konsantrasyon Sınıfı (İngilizce: Shapley–Sawyer Concentration Class) olarak biliniyor. Bazen Romen rakamları yerine Sınıf 1-12 olarak sayılarla ifade ediliyor.
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 kütleçekimi 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 galaksinin 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 farz ediliyor.
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 galaksisindeki, 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.
Bileşimi > 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.
Bileşimi > 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.
Morfoloji

Açık yıldız kümelerinin aksine birçok küresel yıldız kümesi, kendi yıldızlarının büyük çoğunluğunun yaşam süreleriyle karşılaştırılabilir. Bununla birlikte, muhtemel bir istisna, diğer büyük kütlelerle gelgitten etkilenen güçlü etkileşimler yıldızların dağılımıyla sonuçlanıyor.
Tekrar oluştuktan sonra küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar yerçekimsel olarak birbirleriyle etkileşime giriyorlar. Yıldızların hız vektörünün sonucu sabit bir şekilde değiştirilmiştir. Bunun için karakteristik bir aralık dinlenme zamanı (ing. relaxation time) olarak adlandırılmıştır. Bu yıldızın küme ile çarpışması için gereken yıldıza ait sürenin karakteristik uzunluğu ile bağlantılıdır. Dinlenme zamanının değeri kümeden kümeye değişiklik gösterir. Ancak ortalama değer 109 yıldır.
| Gök ada | Eliptiklik |
| --- | --- |
Samanyolu: 0,07 ± 0,04
LMC: 0,16 ± 0,05
SMC: 0,19 ± 0,06
M31: 0,09 ± 0,04
Küresel yıldız kümelerinin genellikle küresel yapıda görünmelerine rağmen, gelgit ile ilgili olan etkileşimlerden dolayı eliptik yapıda da olabilirler. Samanyolu ile Andromeda galaksisindeki kümeler tipik olarak basık küresel yapıdadırlar. Bununla birlikte Büyük macellan bulutundakilerin daha eliptik yapısı vardır.
Morfoloji > 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.
Morfoloji > 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. Parametrik 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 sebebinin ne olduğu bilinmiyor.
NGC 7006 çok yoğun bir Class I tipi küresel yıldız kümesidir.
NGC 2808 üç ana yıldız oluşum bölgesi içeriyor. NASA image
Küresel yıldız kümesi Messier 54.
Djorgovski 1'in hidrojen ve helyum içeren yıldızları. Astronomik terim olarak metal fakiri (İng. metal-poor) olarak isimlendirilir.
Messier 53, mavi başıboşlar olarak adlandırılan( ing. blue stragglers) yıldız çeşidinden sıra dışı sayıda içerdiğinden dolayı astronomları şaşırttı.
M15 küresel yıldız kümesinin merkezinde orta kütleli bir karadelik olduğu düşünülüyor. NASA image.
Messier 5 bir küresel yıldız kümesidir ve kendi toplu yerçekimleri ile bir arada duran yüzbinlerce yıldız içerir.
Küresel yıldız kümesi M3 için renk-şiddet diyagramı. Eğimdeki karakteristik 19 şiddetindeki bölgede yıldızların kendi evrim yollarındaki dev aşamaya geçişi gösteriyor.
NGC 411 bir açıkyıldız kümesi olarak sınıflandırıldı.
47 Tucanae Samanyolu galaksisinde Omega Centauriden sonra ikinci en parlak küresel yıldız kümesidir.
Messier 10 Dünya’dan yaklaşık 15000 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve yıldızlardan oluşmuş bir küredir.
Messier nesneleri kataloğu