กลุ่มทรงกลม
เมสซิเยร์ 2
ลักษณะเฉพาะ
พิมพ์	กระจุกดาว
ช่วงมวล	1 กม. - >1 มม. [ 1 ]
ช่วงขนาด	10-300 ปีแสง[ 1 ]
ความหนาแน่น	~2 ดาว/ ลูกบาศก์[ 1 ]
ความสว่างเฉลี่ย	~25,000 ลิตร[ 1 ]
ลิงก์ภายนอก
หมวดหมู่สื่อ
Q11276
ข้อมูลเพิ่มเติม
ค้นพบ	อับราฮัม อิห์เล, 1665

กระจุก ดาว ทรงกลมเป็นกลุ่มดาวทรงกลมที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงโดยมีดาวหนาแน่นมากขึ้นบริเวณใจกลาง กระจุกดาวทรงกลมอาจมีดาวสมาชิกตั้งแต่หลายหมื่นดวงไปจนถึงหลายล้านดวง^{[ 2 ]}ซึ่งทั้งหมดโคจรอยู่ในรูปแบบที่เสถียรและกะทัดรัด กระจุกดาวทรงกลมมีรูปร่างคล้ายกับกาแล็กซีแคระทรงกลมและถึงแม้ว่ากระจุกดาวทรงกลมจะถูกมองว่าสว่างกว่ากาแล็กซีแคระทรงกลมมานานแล้ว แต่การค้นพบกาแล็กซีที่อยู่นอกเหนือขอบเขตทำให้ความแตกต่างระหว่างทั้งสองไม่ชัดเจนนักในช่วงต้นศตวรรษที่ 21 ^{[ 3 ]}ชื่อของมันมาจากภาษาละตินglobulus (ทรงกลมขนาดเล็ก) บางครั้งกระจุกดาวทรงกลมก็เรียกง่ายๆ ว่า "globulars"

แม้ว่ากระจุกดาวทรงกลมโอเมกาเซนทอรี (Omega Centauri ) จะถูกสังเกตเห็นมาตั้งแต่สมัยโบราณและเชื่อกันมานานว่าเป็นดาวฤกษ์ แต่การรับรู้ถึงธรรมชาติที่แท้จริงของกระจุกดาวเหล่านี้เกิดขึ้นพร้อมกับการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ในศตวรรษที่ 17 ในการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ในยุคแรก กระจุกดาวทรงกลมปรากฏเป็นกลุ่มก้อนที่ไม่ชัดเจน ทำให้ชาร์ลส์ เมสซิเยร์ นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส รวมกระจุกดาวเหล่านี้จำนวนมากไว้ในแคตตาล็อกวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เขาคิดว่าอาจถูกเข้าใจผิดว่าเป็นดาวหางเมื่อใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ขึ้น นักดาราศาสตร์ในศตวรรษที่ 18 ตระหนักว่ากระจุกดาวทรงกลมเป็นกลุ่มของดาวฤกษ์จำนวนมาก ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 การกระจายตัวของกระจุกดาวทรงกลมบนท้องฟ้าเป็นหลักฐานแรกๆ ที่แสดงว่าดวงอาทิตย์อยู่ห่างไกลจากศูนย์กลางของกาแล็กซี ทางช้างเผือก

กระจุกดาวทรงกลมพบได้ในกาแล็กซี เกือบทุกแห่ง ในกาแล็กซีเกลียวอย่างเช่นทางช้างเผือก ส่วนใหญ่จะพบในส่วนนอกสุดที่เป็นทรงกลมของกาแล็กซี หรือที่เรียกว่าฮาโลของกาแล็กซี กระจุกดาวทรงกลมเป็น กระจุกดาวประเภทที่ใหญ่ที่สุดและมีมวลมากที่สุดมีแนวโน้มที่จะมีอายุมากกว่า มีความหนาแน่นมากกว่า และมีปริมาณธาตุหนัก น้อย กว่ากระจุกดาวเปิดซึ่งโดยทั่วไปจะพบในจานของกาแล็กซีเกลียว ทางช้างเผือกมีกระจุกดาวทรงกลมที่รู้จักแล้ว มากกว่า 150 แห่ง และอาจมีมากกว่านี้อีกมาก

ทั้งต้นกำเนิดของกระจุกดาวทรงกลมและบทบาทของพวกมันในวิวัฒนาการของกาแล็กซีนั้นยังไม่เป็นที่แน่ชัด บางกระจุกดาวทรงกลมเป็นวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในกาแล็กซีของพวกมันและแม้แต่ ใน เอกภพซึ่งเป็นข้อจำกัดในการประมาณอายุของเอกภพเดิมทีเชื่อกันว่ากระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นพร้อมกันจากเนบิวลาที่ก่อกำเนิดดาวฤกษ์ แห่งเดียว แต่กระจุกดาวทรงกลมเกือบทั้งหมดมีดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นในเวลาที่ต่างกัน หรือมีองค์ประกอบที่แตกต่างกัน บางกระจุกดาวอาจมีการก่อตัวของดาวฤกษ์หลายครั้ง และบางกระจุกดาวอาจเป็นซากของกาแล็กซีขนาดเล็กที่ถูกดึงดูดโดยกาแล็กซีขนาดใหญ่กว่า

กระจุกดาวทรงกลมกลุ่มแรกที่รู้จักกันในปัจจุบันเรียกว่าM 22ถูกค้นพบในปี 1665 โดยAbraham Ihleนักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมัน^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]}กระจุกดาวOmega Centauriซึ่งมองเห็นได้ง่ายในท้องฟ้าทางใต้ด้วยตาเปล่า เป็นที่รู้จักของนักดาราศาสตร์โบราณเช่นPtolemyว่าเป็นดาวฤกษ์ แต่ถูกจัดประเภทใหม่เป็นเนบิวลาโดยEdmond Halleyในปี 1677 ^{[ 7 ]}และในที่สุดก็ถูกจัดเป็นกระจุกดาวทรงกลมในช่วงต้นศตวรรษที่ 19 โดยJohn Herschel [ ^{8 ] [ 9 ] [ 10 ] นัก}ดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสAbbé Lacailleได้ระบุNGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69และNGC 6397 ไว้ ในแคตตาล็อกปี 1751–1752 ของเขา^[ก]ความละเอียดต่ำของกล้องโทรทรรศน์ ในยุคแรก ทำให้ไม่สามารถแยกดาวแต่ละดวงในกระจุกดาวได้ด้วยสายตาจนกระทั่งชาร์ลส์ เมสซิเยร์สังเกตเห็นM 4ในปี ค.ศ. 1764 ^{[ 11 ] [ข] [ 12 ]}

เมื่อวิลเลียม เฮอร์เชลเริ่มทำการสำรวจท้องฟ้าอย่างครอบคลุมโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ในปี 1782 มีกระจุกดาวทรงกลมที่รู้จักกันอยู่ 34 แห่ง เฮอร์เชลค้นพบอีก 36 แห่ง และเป็นคนแรกที่สามารถแยกแยะกระจุกดาวเหล่านั้นเกือบทั้งหมดออกเป็นดาวฤกษ์ได้ เขาบัญญัติศัพท์คำว่ากระจุกดาวทรงกลมในแคตตาล็อกเนบิวลาและกระจุกดาวใหม่ 2,000 แห่ง (1789) ^{[ 18 ] [ d ] [ 19 ]}ในปี 1914 ฮาร์โลว์ แชปลีย์เริ่มทำการศึกษาเกี่ยวกับกระจุกดาวทรงกลมหลายชุด โดยตีพิมพ์เป็นเอกสารทางวิทยาศาสตร์ประมาณ 40 ฉบับ เขาตรวจสอบดาวแปรแสง RR Lyrae ของกระจุกดาว (ซึ่งเขาคิดว่าเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิด ) และใช้ความสว่างและคาบการแปรแสงเพื่อประมาณระยะทางไปยังกระจุกดาว ต่อมาพบว่าดาวแปรแสง RR Lyrae มีความสว่างน้อยกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิด ทำให้แชปลีย์ประเมินระยะทางสูงเกินไป^{[ 20 ]}

กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ของทางช้างเผือกพบอยู่ในรัศมีรอบแกนกลางของกาแล็กซี ในปี พ.ศ. 2461 Shapley ใช้การกระจายตัวที่ไม่สมมาตรอย่างมากนี้เพื่อกำหนดขนาดโดยรวมของกาแล็กซี โดยสมมติว่ามีการกระจายตัวของกระจุกดาวทรงกลมเป็นทรงกลมโดยประมาณรอบศูนย์กลางของกาแล็กซี เขาใช้ตำแหน่งของกระจุกดาวเพื่อประมาณตำแหน่งของดวงอาทิตย์เทียบกับศูนย์กลางกาแล็กซี [ ^{21 ] เขา}ได้ข้อสรุปอย่างถูกต้องว่าศูนย์กลางของทางช้างเผือกอยู่ในกลุ่มดาวคนยิงธนูและไม่ได้อยู่ใกล้โลก เขาประเมินระยะทางสูงเกินไป โดยพบว่าระยะทางของกระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปอยู่ที่ 10–30 กิโลพาร์เซก (33,000–98,000 ปีแสง) ^{[ 22 ]}ระยะทางปัจจุบันไปยังศูนย์กลางกาแล็กซีอยู่ที่ประมาณ 8.5 กิโลพาร์เซก (28,000 ปีแสง) ^{[ e ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]}การวัดของ Shapley บ่งชี้ว่าดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากศูนย์กลางของกาแล็กซีค่อนข้างมาก ซึ่งขัดแย้งกับสิ่งที่อนุมานได้จากการสังเกตการกระจายตัวอย่างสม่ำเสมอของดาวฤกษ์ทั่วไป ในความเป็นจริง ดาวฤกษ์ทั่วไปส่วนใหญ่จะอยู่ภายในจานของกาแล็กซีและถูกบดบังด้วยก๊าซและฝุ่นในจาน ในขณะที่กระจุกดาวทรงกลมจะอยู่นอกจานและสามารถมองเห็นได้ในระยะทางที่ไกลกว่ามาก^{[ 20 ]}

จำนวนกระจุกดาวทรงกลมที่รู้จักในทางช้างเผือกยังคงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง โดยมีจำนวนถึง 83 แห่งในปี 1915, 93 แห่งในปี 1930, 97 แห่งในปี 1947 ^{[ 19 ]}และ 157 แห่งในปี 2010 ^{[ 27 ] [ 28 ]}จำนวนกระจุกดาวทรงกลมที่รู้จักในทางช้างเผือกมีจำนวนถึง 158 แห่งในปลายปี 2010 ตามข้อมูลของหอดูดาวทางใต้ของยุโรปก่อนที่จะมีการค้นพบกระจุกดาวทรงกลมใหม่ 2 แห่งในระหว่างการสำรวจอินฟราเรด VISTA ( Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy ) ของ ESO ซึ่งรู้จักกันในชื่อการสำรวจ Variables in the Vía Láctea (VVV) ทำให้จำนวนกระจุกดาวทรงกลมที่รู้จักทั้งหมดเพิ่มขึ้นเป็น 160 แห่ง^{[ 29 ]} กระจุกดาวทรง กลม 2 แห่งที่ค้นพบโดย VISTA ในปี 2011 มีชื่อว่า VVV CL001 และ VVV CL002 ^{[ 30 ] [ 31 ]}

นอกจากนี้ เชื่อกันว่ากระจุกดาวทรงกลมที่ยังไม่ถูกค้นพบนั้นอยู่ในส่วนนูนของกาแล็กซี^{[ 32 ]}หรือถูกซ่อนไว้ด้วยก๊าซและฝุ่นของทางช้างเผือก^{[ 33 ]}ตัวอย่างเช่นกระจุกดาวทรงกลมพาโลมาร์ ส่วนใหญ่ เพิ่งถูกค้นพบในช่วงทศวรรษ 1950 โดยบางส่วนตั้งอยู่ค่อนข้างใกล้แต่ถูกบดบังด้วยฝุ่น ในขณะที่บางส่วนอยู่ในบริเวณที่ไกลมากของรัศมีของทางช้างเผือก กาแล็กซีแอนโดรเมดาซึ่งมีขนาดใกล้เคียงกับทางช้างเผือก อาจมีกระจุกดาวทรงกลมมากถึงห้าร้อยกระจุก^{[ 34 ]}กาแล็กซีทุกดวงที่มีมวลมากพอในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นมีระบบกระจุกดาวทรงกลมที่เกี่ยวข้อง เช่นเดียวกับกาแล็กซีขนาดใหญ่เกือบทุกดวงที่ได้รับการสำรวจ^{[ 35 ]}กาแล็กซี รูปวงรี ขนาดยักษ์บางดวง(โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่อยู่ใจกลางกระจุกกาแล็กซี ) เช่นM 87มีกระจุกดาวทรงกลมมากถึง 13,000 กระจุก^{[ 36 ]}

ต่อมา Shapley ได้รับความช่วยเหลือในการศึกษาคลัสเตอร์จากHenrietta SwopeและHelen Sawyer Hoggในปี 1927–1929 Shapley และ Sawyer ได้จัดประเภทคลัสเตอร์ตามระดับความเข้มข้นของดาวฤกษ์ที่มุ่งไปยังแกนกลางแต่ละแกน ระบบของพวกเขาซึ่งรู้จักกันในชื่อShapley–Sawyer Concentration Classระบุว่าคลัสเตอร์ที่มีความเข้มข้นมากที่สุดคือ Class I และไล่ระดับไปจนถึงคลัสเตอร์ที่กระจายตัวมากที่สุดคือ Class XII ^{[ f ] [ 37 ]}นักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยคาทอลิกแห่งชิลีได้เสนอคลัสเตอร์ทรงกลมชนิดใหม่โดยอาศัยข้อมูลจากการสังเกตการณ์ในปี 2015: คลัสเตอร์ทรงกลมมืด^{[ 38 ]}

การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้^{[ 40 ]}โดยทั่วไปแล้ว กระจุกดาวทรงกลมถูกอธิบายว่าเป็นประชากรดาวฤกษ์แบบง่ายๆ ที่ก่อตัวขึ้นจากเมฆโมเลกุลยักษ์ เพียงก้อนเดียว ดังนั้นจึงมีอายุและความเป็นโลหะ (สัดส่วนของธาตุหนักในองค์ประกอบ) ที่ค่อนข้างสม่ำเสมอ การสังเกตการณ์สมัยใหม่แสดงให้เห็นว่ากระจุกดาวทรงกลมเกือบทั้งหมดมีประชากรดาวฤกษ์หลายกลุ่ม^{[ 41 ]}ตัวอย่างเช่น กระจุกดาวทรงกลมในเมฆแมเจลแลนใหญ่ (LMC) แสดงให้เห็นประชากรดาวฤกษ์แบบสองกลุ่ม ในช่วงวัยเยาว์ กระจุกดาว LMC เหล่านี้อาจได้พบกับเมฆโมเลกุลยักษ์ที่กระตุ้นให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์รอบที่สอง ^{[ 42 ]}ช่วงเวลาการก่อตัวของดาวฤกษ์นี้ค่อนข้างสั้น เมื่อเทียบกับอายุของกระจุกดาวทรงกลมหลายกลุ่ม^{[ 43 ]}มีการเสนอว่าความหลากหลายของประชากรดาวฤกษ์นี้อาจมีต้นกำเนิดมาจากพลศาสตร์ ตัวอย่างเช่น ในกาแล็กซีแอนเทนนากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้สังเกตเห็นกลุ่มของกระจุกดาว ซึ่งเป็นบริเวณในกาแล็กซีที่ครอบคลุมพื้นที่หลายร้อยพาร์เซก โดยที่กระจุกดาวจำนวนมากจะชนกันและรวมตัวกันในที่สุด ช่วงอายุโดยรวมและ (อาจจะ) ความเป็นโลหะของพวกมันอาจนำไปสู่กระจุกดาวที่มีการกระจายตัวของประชากรแบบสองยอด หรือแม้แต่หลายยอด^{[ 44 ]}

การสังเกตกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์ของพวกมันส่วนใหญ่มาจากบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่มีประสิทธิภาพมากกว่า และจากบริเวณที่มีตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์มีความหนาแน่นสูงกว่า เมื่อเทียบกับบริเวณการก่อตัวของดาวฤกษ์ปกติ การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมพบได้ทั่วไปในบริเวณ ที่มีการ ระเบิดของดาวฤกษ์และในกาแล็กซีที่มีปฏิสัมพันธ์กัน^{[ 46 ]}กระจุกดาวทรงกลมบางส่วนน่าจะก่อตัวขึ้นในกาแล็กซีแคระและถูกแรงดึงดูดจากกระแสน้ำขึ้นน้ำลงดึงออกไปรวมกับกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 47 ]}ในกาแล็กซีรูปวงรีและรูปเลนส์มีความสัมพันธ์ระหว่างมวลของหลุมดำมวลมหาศาล (SMBH) ที่ศูนย์กลางของพวกมันกับขอบเขตของระบบกระจุกดาวทรงกลม มวลของ SMBH ในกาแล็กซีดังกล่าว มักจะใกล้เคียงกับมวลรวมของกระจุกดาวทรงกลมของกาแล็กซี^{[ 48 ]}

ไม่มีกระจุกดาวทรงกลมใดที่ทราบแสดงการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่ใช้งานอยู่ ซึ่งสอดคล้องกับสมมติฐานที่ว่ากระจุกดาวทรงกลมมักจะเป็นวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในกาแล็กซีของพวกมัน และเป็นหนึ่งในกลุ่มดาวแรกๆ ที่ก่อตัวขึ้น บริเวณการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มากที่รู้จักกันในชื่อกระจุกดาวขนาดใหญ่เช่นเวสเตอร์ลุนด์ 1ในทางช้างเผือก อาจเป็นต้นกำเนิดของกระจุกดาวทรงกลม^{[ 49 ]}

กระจุกดาวทรงกลมจำนวนมากในทางช้างเผือกมีวงโคจรย้อนกลับ (หมายความว่าพวกมันโคจรรอบกาแล็กซีในทิศทางตรงกันข้ามกับการหมุนของกาแล็กซี) ^{[ 50 ]}รวมถึงโอเมกาเซนทอรีซึ่งเป็นกระจุกดาวที่มีมวลมากที่สุด วงโคจรย้อนกลับของมันบ่งชี้ว่ามันอาจเป็นเศษซากของกาแล็กซีแคระที่ถูกดึงดูดโดยทางช้างเผือก^{[ 51 ] [ 52 ]}

กระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปประกอบด้วยดาวฤกษ์เก่าที่มีโลหะต่ำ หลายแสนดวง ดาวฤกษ์ที่พบในกระจุกดาวทรงกลมนั้นคล้ายกับดาวฤกษ์ในส่วนนูนของ กาแล็กซีเกลียวแต่ถูกจำกัดอยู่ในทรงกลมซึ่งแสงครึ่งหนึ่งถูกปล่อยออกมาภายในรัศมีเพียงไม่กี่พาร์เซกถึงไม่กี่สิบพาร์เซก[ ^{40 ] พวก}มันปราศจากแก๊สและฝุ่น^{[ 54 ]}และสันนิษฐานว่าแก๊สและฝุ่นทั้งหมดได้เปลี่ยนเป็นดาวฤกษ์หรือถูกพัดออกจากกระจุกดาวโดยดาวฤกษ์รุ่นแรกขนาดใหญ่ไปนานแล้ว^{[ 40 ]}

กระจุกดาวทรงกลมสามารถมีดาวฤกษ์หนาแน่นสูง โดยเฉลี่ยประมาณ 0.4  ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก เพิ่มขึ้นเป็น 100 หรือ 1000  ดวงต่อลูกบาศก์^{พาร์เซก}ในแกนกลางของกระจุกดาว^{[ 55 ]}เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว ความหนาแน่นของดาวฤกษ์รอบดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 0.1 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก[ ^{56 ]ระยะห่าง}โดยทั่วไประหว่างดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมอยู่ที่ประมาณหนึ่งปีแสง^{[ 57 ]}แต่ที่แกนกลาง ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์โดยเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณหนึ่งในสามของปีแสง ซึ่งใกล้กว่าดวงอาทิตย์กับดาวบริวารที่ใกล้ที่สุดอย่างProxima Centauri ^{ถึง สิบสามเท่า [} 58 ^]

กระจุกดาวทรงกลมถือเป็นตำแหน่งที่ไม่เหมาะสมสำหรับระบบดาวเคราะห์ วงโคจรของดาวเคราะห์ไม่เสถียรทางพลศาสตร์ภายในแกนกลางของกระจุกดาวหนาแน่นเนื่องจากการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ที่ผ่านไป ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ที่ระยะ 1 หน่วยดาราศาสตร์ซึ่งอยู่ภายในแกนกลางของกระจุกดาวหนาแน่น เช่น47 Tucanaeจะอยู่รอดได้เพียงประมาณหนึ่งร้อยล้านปีเท่านั้น^{[ 59 ]}มีระบบดาวเคราะห์ที่โคจรรอบพัลซาร์ ( PSR  B1620−26 ) ซึ่งอยู่ในกระจุกดาวทรงกลมM4แต่ดาวเคราะห์เหล่านี้น่าจะก่อตัวขึ้นหลังจากเหตุการณ์ที่สร้างพัลซาร์^{[ 60 ]}

กระจุกดาวทรงกลมบางกลุ่ม เช่น โอเมกาเซนทอรีในทางช้างเผือกและมายอล IIในกาแล็กซีแอนโดรเมดา มีมวลมหาศาลเป็นพิเศษ โดยมีมวลหลายล้านเท่าของมวลของดวงอาทิตย์ M☉ ) และมีประชากรดาวฤกษ์หลายกลุ่ม ทั้งสองเป็นหลักฐานที่แสดงว่ากระจุกดาวทรงกลม มวลมหาศาลก่อตัวขึ้นจากแกนกลางของ กาแล็กซีแคระ ที่ถูกกาแล็กซีขนาดใหญ่กลืนกิน^{[ 61 ]}ประมาณหนึ่งในสี่ของประชากรกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือกอาจถูกดูดกลืนด้วยวิธีนี้^{[ 62 ]}เช่นเดียวกับกระจุกดาวทรงกลมมากกว่า 60% ในฮาโลชั้นนอกของแอนโดรเมดา^{[ 63 ]}

กระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปประกอบด้วยดาวฤกษ์ประเภท Population IIซึ่งเมื่อเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์ประเภท Population Iเช่นดวงอาทิตย์จะมีสัดส่วนของไฮโดรเจนและฮีเลียมสูงกว่า และมีสัดส่วนของธาตุหนักน้อยกว่า นักดาราศาสตร์เรียกธาตุหนักเหล่านี้ว่าโลหะ (ซึ่งแตกต่างจากแนวคิดเรื่องวัสดุ) และเรียกสัดส่วนของธาตุเหล่านี้ว่าความเป็นโลหะ โลหะที่ผลิตขึ้นโดยกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์จะถูกนำกลับมาใช้ใหม่ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์และเข้าสู่ดาวฤกษ์รุ่นใหม่ ดังนั้นสัดส่วนของโลหะจึงสามารถบ่งชี้อายุของดาวฤกษ์ได้ในแบบจำลองอย่างง่าย โดยทั่วไปดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าจะมีค่าความเป็นโลหะต่ำกว่า^{[ 64 ]}

นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์Pieter Oosterhoffสังเกตเห็นกลุ่มกระจุกดาวทรงกลมพิเศษสองกลุ่ม ซึ่งต่อมาได้รู้จักกันในชื่อกลุ่ม Oosterhoffกลุ่มที่สองมีคาบของดาวแปรแสง RR Lyrae ที่ยาวกว่าเล็กน้อย ^{[ 65 ]}แม้ว่าทั้งสองกลุ่มจะมีสัดส่วนของธาตุโลหะต่ำเมื่อวัดด้วยสเปกโทรสโกปีแต่เส้นสเปกตรัมของโลหะในดาวของกลุ่มกระจุกดาว Oosterhoff ประเภท I (Oo  I) นั้นไม่จางเท่ากับในประเภท II (Oo  II) ^{[ 65 ]}ดังนั้น ดาวประเภท I จึงถูกเรียกว่าดาวที่มีโลหะมาก (เช่นTerzan 7 ^{[ 66 ]} ) ในขณะที่ ดาวประเภท II มีโลหะน้อย (เช่นESO 280-SC06 ^{[ 67 ]} ) ประชากรสองกลุ่มที่แตกต่างกันนี้ได้รับการสังเกตในกาแล็กซีหลายแห่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งกาแล็กซีรูปวงรีขนาดใหญ่ ทั้งสองกลุ่มมีอายุเกือบเท่ากับจักรวาลและมีอายุใกล้เคียงกัน สถานการณ์ที่เสนอเพื่ออธิบายประชากรย่อยเหล่านี้ ได้แก่ การรวมตัวของกาแล็กซีที่มีก๊าซมากอย่างรุนแรง การสะสมตัวของกาแล็กซีแคระ และการก่อตัวของดาวหลายเฟสในกาแล็กซีเดียว ในทางช้างเผือก กระจุกดาวที่มีโลหะน้อยจะเกี่ยวข้องกับฮาโล และกระจุกดาวที่มีโลหะมากจะเกี่ยวข้องกับบัลจ์^{[ 68 ]}

กระจุกดาวที่มีโลหะน้อยส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกเรียงตัวอยู่บนระนาบในส่วนนอกของฮาโลของกาแล็กซี การสังเกตนี้สนับสนุนมุมมองที่ว่า กระจุกดาวประเภท II ถูกดึงดูดมาจากกาแล็กซีบริวารมากกว่าที่จะเป็นสมาชิกที่เก่าแก่ที่สุดของระบบกระจุกดาวทรงกลมของทางช้างเผือกอย่างที่เคยคิดกันไว้ก่อนหน้านี้ ความแตกต่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสองประเภทจึงสามารถอธิบายได้ด้วยความล่าช้าของเวลาระหว่างที่กาแล็กซีทั้งสองก่อตัวเป็นระบบกระจุกดาว^{[ 69 ]}

ปฏิสัมพันธ์ใกล้ชิดและการชนกันของดาวฤกษ์เกิดขึ้นค่อนข้างบ่อยในกระจุกดาวทรงกลมเนื่องจากมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูง การพบกันโดยบังเอิญเหล่านี้ก่อให้เกิดดาวฤกษ์ประเภทแปลกใหม่บางชนิด เช่น ดาวสีน้ำเงิน (blue stragglers ) พัลซาร์มิลลิวินาที ( millisecond pulsars ) และระบบดาวคู่รังสีเอกซ์มวลต่ำ (low-mass X-ray binaries  ) ซึ่งพบได้บ่อยกว่าในกระจุกดาวทรงกลม^{[ 72 ]}การก่อตัวของดาวสีน้ำเงินยังคงไม่ชัดเจน แต่แบบจำลองส่วนใหญ่ระบุว่าเกิดจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวฤกษ์ เช่นการรวมตัวของดาวฤกษ์การถ่ายโอนสสารจากดาวดวงหนึ่งไปยังอีกดวงหนึ่ง หรือแม้แต่การพบกันระหว่างระบบดาวคู่สองระบบ^{[ 73 ] [ 74 ]}ดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นจะมีอุณหภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์ดวงอื่นในกระจุกดาวที่มีความสว่างใกล้เคียงกัน และแตกต่างจาก ดาวฤกษ์ ลำดับหลักที่ก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของการดำรงอยู่ของกระจุกดาว^{[ 75 ]}กระจุกดาวบางแห่งมีลำดับของดาวสีน้ำเงินที่แตกต่างกันสองลำดับ โดยลำดับหนึ่งมีสีน้ำเงินมากกว่าอีกลำดับหนึ่ง^{[ 74 ]}

นักดาราศาสตร์ได้ค้นหาหลุมดำภายในกระจุกดาวทรงกลมมาตั้งแต่ทศวรรษ 1970 ความละเอียดที่จำเป็นสำหรับงานนี้ค่อนข้างสูง มีเพียงกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) เท่านั้นที่ค้นพบครั้งแรกในปี 2002 และ 2003 จากการสังเกตการณ์ของ HST นักวิจัยคนอื่นๆ ได้เสนอว่ามี  หลุมดำมวลปานกลางขนาดM☉ (มวลของดวงอาทิตย์) อยู่ ในกระจุกดาวทรงกลมM15และหลุมดำขนาด 20,000  อยู่ใน กระจุกดาว Mayall IIของกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 80 ]}ทั้ง การปล่อย รังสีเอกซ์และคลื่นวิทยุจาก Mayall II ดูเหมือนจะสอดคล้องกับหลุมดำมวลปานกลาง^{[ 81 ]}อย่างไรก็ตาม การตรวจจับที่อ้างเหล่านี้ยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 82 ]} 

คาดว่าวัตถุที่มีมวลมากที่สุดในกระจุกดาวทรงกลมจะเคลื่อนที่ไปยังศูนย์กลางของกระจุกดาวเนื่องจากการแยกมวลกลุ่มวิจัยหนึ่งชี้ให้เห็นว่าอัตราส่วนมวลต่อแสงควรจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วไปทางศูนย์กลางของกระจุกดาว แม้ว่าจะไม่มีหลุมดำก็ตาม ทั้งใน M15 ^{[ 77 ]}และ Mayall II ^{[ 83 ]}การสังเกตการณ์ในปี 2018 ไม่พบหลักฐานของหลุมดำมวลปานกลางในกระจุกดาวทรงกลมใดๆ รวมถึง M15 แต่ไม่สามารถตัดความเป็นไปได้ของหลุมดำที่มีมวล 500–1000  M ออก ไปได้อย่างเด็ดขาด ^{[ 84 ]}สุดท้าย ในปี 2023 การวิเคราะห์ข้อมูลจาก HST และยานอวกาศ Gaia จากกระจุกดาวทรงกลมที่ใกล้ที่สุดMessier 4เผยให้เห็นมวลส่วนเกินประมาณ 800  M ที่ศูนย์กลางของกระจุกดาวนี้ ซึ่งดูเหมือนว่าจะไม่มีการขยายตัว ดังนั้นสิ่งนี้จึงถือได้ว่าเป็นหลักฐานทางจลนศาสตร์สำหรับหลุมดำมวลปานกลาง^{[ 78 ] [ 79 ]} (ถึงแม้ว่ากลุ่มวัตถุขนาดกะทัดรัดที่ผิดปกติ เช่นดาวแคระขาวดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำมวลระดับดาวฤกษ์จะไม่สามารถตัดทิ้งได้อย่างสมบูรณ์ก็ตาม)

การยืนยันหลุมดำมวลปานกลางในกระจุกดาวทรงกลมจะมีผลกระทบสำคัญต่อทฤษฎีการพัฒนากาแล็กซีในฐานะที่เป็นแหล่งกำเนิดที่เป็นไปได้ของหลุมดำมวลมหาศาลที่ใจกลางของพวกมัน มวลของหลุมดำมวลปานกลางที่สันนิษฐานเหล่านี้เป็นสัดส่วนกับมวลของกระจุกดาวโดยรอบ ตามรูปแบบที่ค้นพบก่อนหน้านี้ระหว่างหลุมดำมวลมหาศาลและกาแล็กซีโดยรอบ^{[ 82 ] [ 85 ]}

แผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์ (แผนภาพ H-R) ของกระจุกดาวทรงกลมช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดคุณสมบัติหลายอย่างของประชากรดาวฤกษ์ได้ แผนภาพ H-R เป็นกราฟของตัวอย่างดาวฤกษ์จำนวนมากที่แสดงค่าความสว่างสัมบูรณ์ ( ความสว่างหรือความสว่างที่วัดจากระยะมาตรฐาน) เป็นฟังก์ชันของดัชนีสี ดัชนีสีโดยคร่าวๆ จะวัดสีของดาวฤกษ์ ดัชนีสีที่เป็นบวกบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์มีสีแดงและมีอุณหภูมิพื้นผิวต่ำ ในขณะที่ค่าลบบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์มีสีน้ำเงินและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูง ดาวฤกษ์ในแผนภาพ H-R ส่วนใหญ่จะเรียงตัวตามแนวเส้นทแยงมุมที่ลาดเอียงจากดาวฤกษ์ที่ร้อนและสว่างในมุมบนซ้ายไปยังดาวฤกษ์ที่เย็นและจางในมุมล่างขวา เส้นนี้เรียกว่าลำดับหลักและแสดงถึงขั้นตอนแรกของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แผนภาพยังรวมถึงดาวฤกษ์ในขั้นตอนวิวัฒนาการที่ช้ากว่า เช่นดาวยักษ์แดง^ที่ เย็นแต่สว่าง [ ^{86 ]}

การสร้างแผนภาพ H–R จำเป็นต้องทราบระยะทางไปยังดาวที่สังเกตได้เพื่อแปลงค่าความสว่างปรากฏเป็นค่าความสว่างสัมบูรณ์ เนื่องจากดาวทั้งหมดในกระจุกดาวทรงกลมมีระยะทางจากโลกใกล้เคียงกัน แผนภาพสี-ความสว่างโดยใช้ค่าความสว่างที่สังเกตได้จึงดูเหมือนแผนภาพ H–R ที่เลื่อนไป (เนื่องจากความแตกต่างระหว่างค่าความสว่างปรากฏและค่าความสว่างสัมบูรณ์มีค่าคงที่โดยประมาณ) ^{[ 87 ]}การเลื่อนนี้เรียกว่าโมดูลัสระยะทางและสามารถใช้ในการคำนวณระยะทางไปยังกระจุกดาวได้ โมดูลัสนี้กำหนดโดยการเปรียบเทียบคุณลักษณะ (เช่น ลำดับหลัก) ของแผนภาพสี-ความสว่างของกระจุกดาวกับคุณลักษณะที่สอดคล้องกันในแผนภาพ H–R ของกลุ่มดาวอีกกลุ่มหนึ่ง ซึ่งเป็นวิธีการที่เรียกว่าพาราแลกซ์เชิงสเปกโตรสโกปิกหรือการปรับลำดับหลัก^{[ 88 ]}

เนื่องจากกระจุกดาวทรงกลมก่อตัวขึ้นพร้อมกันจากเมฆโมเลกุลยักษ์เพียงก้อนเดียว ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวจึงมีอายุและองค์ประกอบใกล้เคียงกัน วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ถูกกำหนดโดยมวลเริ่มต้น ดังนั้นตำแหน่งของดาวฤกษ์ในแผนภาพ H–R หรือแผนภาพสี-ความสว่างของกระจุกดาวจึงสะท้อนถึงมวลเริ่มต้นของดาวฤกษ์เป็นส่วนใหญ่ ดังนั้น แผนภาพ H–R ของกระจุกดาวจึงดูแตกต่างจากแผนภาพ H–R ที่มีดาวฤกษ์ที่มีอายุหลากหลายเกือบทุกดวง ดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดจะอยู่บนเส้นโค้งที่กำหนดไว้อย่างชัดเจนในแผนภาพ H–R ของกระจุกดาวทรงกลม และรูปร่างของเส้นโค้งนั้นบ่งบอกถึงอายุของกระจุกดาว^{[ 87 ] [ 89 ]}แผนภาพ H–R ที่ละเอียดกว่ามักจะเผยให้เห็นประชากรดาวฤกษ์หลายกลุ่ม ดังที่แสดงโดยการมีเส้นโค้งที่แยกจากกันอย่างใกล้ชิด โดยแต่ละเส้นโค้งสอดคล้องกับประชากรดาวฤกษ์ที่แตกต่างกันซึ่งมีอายุหรือองค์ประกอบที่แตกต่างกันเล็กน้อย^{[ 41 ]}การสังเกตการณ์ด้วยกล้อง Wide Field Camera 3ซึ่งติดตั้งในปี 2009บนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ทำให้สามารถแยกแยะเส้นโค้งที่แตกต่างกันเล็กน้อยเหล่านี้ได้^{[ 90 ]}

ดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุดจะมีค่าความสว่างสูงสุดและจะเป็นดาวกลุ่มแรกที่วิวัฒนาการไปสู่ ขั้นดาว ยักษ์เมื่อกระจุกดาวมีอายุมากขึ้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยลงเรื่อยๆ ก็จะวิวัฒนาการไปสู่ขั้นเดียวกัน ดังนั้น อายุของกระจุกดาวที่มีประชากรเดียวสามารถวัดได้โดยการมองหาดาวฤกษ์ที่เพิ่งเริ่มเข้าสู่ขั้นดาวยักษ์ ซึ่งก่อให้เกิด "จุดหักงอ" ในแผนภาพ H–R ที่เรียกว่าจุดเปลี่ยนลำดับหลักซึ่งโค้งไปทางขวาบนจากเส้นลำดับหลัก ค่าความสว่างสัมบูรณ์ ณ จุดโค้งงอนี้เป็นฟังก์ชันโดยตรงของอายุของกระจุกดาว สามารถพล็อตมาตราส่วนอายุบนแกนที่ขนานกับค่าความสว่างได้^{[ 87 ]}

รูปร่างและความสว่างของดาวในกระจุกดาวทรงกลมในแผนภาพ H–R ได้รับอิทธิพลจากพารามิเตอร์จำนวนมาก ซึ่งหลายพารามิเตอร์ยังคงอยู่ระหว่างการวิจัยอย่างต่อเนื่อง การสังเกตการณ์ล่าสุดได้พลิกกลับแนวคิดเดิมที่ว่ากระจุกดาวทรงกลมทั้งหมดประกอบด้วยดาวที่เกิดในเวลาเดียวกัน หรือมีองค์ประกอบทางเคมีเหมือนกันทุกประการ กระจุกดาวบางแห่งมีประชากรหลายกลุ่ม ซึ่งมีองค์ประกอบและอายุแตกต่างกันเล็กน้อย ตัวอย่างเช่น ภาพถ่ายที่มีความแม่นยำสูงของกระจุกดาวNGC 2808สามารถแยกแยะลำดับหลักสามลำดับที่อยู่ใกล้กันแต่แตกต่างกันได้^{[ 91 ]}นอกจากนี้ ตำแหน่งของดาวในกระจุกดาวในแผนภาพ H–R (รวมถึงความสว่างของตัวบ่งชี้ระยะทาง) อาจได้รับอิทธิพลจากอคติในการสังเกตการณ์ ผลกระทบอย่างหนึ่งที่เรียกว่าการผสมผสาน เกิดขึ้นเมื่อแกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นมากจนการสังเกตการณ์มองเห็นดาวหลายดวงเป็นเป้าหมายเดียว ความสว่างที่วัดได้สำหรับดาวดวงเดียวที่ดูเหมือนจะเป็นเช่นนั้นจึงไม่ถูกต้อง กล่าวคือ สว่างเกินไป เนื่องจากมีดาวหลายดวงมีส่วนร่วม^{[ 92 ]}ในทางกลับกัน ระยะทางที่คำนวณได้ไม่ถูกต้อง ดังนั้นผลกระทบจากการผสมผสานอาจทำให้เกิดความไม่แน่นอนอย่างเป็นระบบในบันไดระยะทางจักรวาลและอาจทำให้การประมาณอายุของจักรวาลและค่าคงที่ฮับเบิลเกิดความคลาดเคลื่อนได้^{[ 93 ]}

ดาวสีน้ำเงินที่กระจัดกระจายปรากฏบนแผนภาพ H–R เป็นชุดที่แยกออกจากลำดับหลักไปในทิศทางของดาวที่สว่างกว่าและมีสีน้ำเงินกว่า^{[ 74 ]}ดาวแคระขาว (ส่วนที่เหลือสุดท้ายของดาวที่คล้ายดวงอาทิตย์บางดวง) ซึ่งจางกว่าและร้อนกว่าดาวในลำดับหลักมาก จะอยู่ทางด้านซ้ายล่างของแผนภาพ H–R กระจุกดาวทรงกลมสามารถกำหนดอายุได้โดยการดูอุณหภูมิของดาวแคระขาวที่เย็นที่สุด ซึ่งมักให้ผลลัพธ์ที่เก่าแก่ถึง 12.7 พันล้านปี^{[ 94 ]}เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว กระจุกดาวเปิดมักจะมีอายุไม่เกินประมาณครึ่งพันล้านปี^{[ 95 ]}อายุของกระจุกดาวทรงกลมเป็นขอบเขตล่างของอายุของจักรวาลทั้งหมด ซึ่งเป็นข้อจำกัดที่สำคัญในจักรวาลวิทยา ในอดีต นักดาราศาสตร์ต้องเผชิญกับการประมาณอายุของกระจุกดาวที่เก่ากว่าที่แบบจำลองจักรวาลวิทยาของพวกเขาจะอนุญาต^{[ 96 ]}แต่การวัดพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่ดีขึ้นผ่านการสำรวจท้องฟ้าลึกและดาวเทียม ดูเหมือนว่าจะแก้ไขปัญหานี้ได้แล้ว^{[ 97 ] [ 98 ]}

การศึกษากระจุกดาวทรงกลมช่วยให้เข้าใจว่าองค์ประกอบของก๊าซและฝุ่นที่ก่อตัวขึ้นส่งผลต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์อย่างไรเส้นทางวิวัฒนาการ ของดาวฤกษ์ จะแตกต่างกันไปตามปริมาณของธาตุหนัก ข้อมูลที่ได้จากการศึกษาเหล่านี้จะถูกนำมาใช้เพื่อศึกษาวิวัฒนาการของกาแล็กซีทางช้างเผือกโดยรวม^{[ 99 ]}

ตรงกันข้ามกับกระจุกดาวเปิด กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ยังคงยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงเป็นระยะเวลาเทียบเท่ากับอายุขัยของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกระจุกนั้น ปฏิสัมพันธ์ของแรงดึงดูดที่รุนแรงกับมวลขนาดใหญ่อื่นๆ ส่งผลให้ดาวฤกษ์บางดวงกระจัดกระจายออกไป เหลือไว้เพียง "หางแรงดึงดูด" ของดาวฤกษ์ที่แยกตัวออกจากกระจุกดาว^{[ 101 ] [ 102 ]}

หลังจากก่อตัวขึ้น ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมจะเริ่มมีปฏิสัมพันธ์กันทางแรงโน้มถ่วง ความเร็วของดาวฤกษ์จะเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่อง และดาวฤกษ์จะสูญเสียประวัติความเร็วเดิมไป ช่วงเวลาลักษณะเฉพาะที่เกิดเหตุการณ์นี้ขึ้นเรียกว่าเวลาผ่อนคลายซึ่งเกี่ยวข้องกับความยาวลักษณะเฉพาะของเวลาที่ดาวฤกษ์ต้องการเพื่อเคลื่อนที่ผ่านกระจุกดาวและจำนวนมวลของดาวฤกษ์^{[ 103 ]}เวลาผ่อนคลายจะแตกต่างกันไปตามกระจุกดาว แต่ค่าทั่วไปจะอยู่ในช่วงประมาณหนึ่งพันล้านปี^{[ 104 ] [ 105 ]}

แม้ว่ากระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปจะมีรูปร่างเป็นทรงกลม แต่รูปร่างเป็นวงรีสามารถเกิดขึ้นได้จากการปฏิสัมพันธ์ของกระแสน้ำขึ้นน้ำลง กระจุกดาวภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกและกาแล็กซีแอนโดรเมดาโดยทั่วไปจะมี รูปร่างเป็น ทรงรีแบนในขณะที่กระจุกดาวในเมฆแมเจลแลนใหญ่จะมีรูปร่างเป็นวงรีมากกว่า^{[ 106 ]}

นักดาราศาสตร์กำหนดลักษณะรูปร่างของกระจุกดาวทรงกลมโดยใช้รัศมีมาตรฐาน ได้แก่ รัศมีแกนกลาง ( r ) รัศมีครึ่งแสง ( r ) และรัศมีไทดัลหรือรัศมีจาโคบี ( r ) รัศมีสามารถแสดงได้ในรูปของระยะทางทางกายภาพหรือมุมที่รองรับบนท้องฟ้า เมื่อพิจารณารัศมีรอบแกนกลาง ความสว่างพื้นผิวของกระจุกดาวจะลดลงอย่างต่อเนื่องตามระยะทาง และรัศมีแกนกลางคือระยะทางที่ความสว่างพื้นผิวที่ปรากฏลดลงครึ่งหนึ่ง^{[ 108 ]}ปริมาณที่เทียบเคียงได้คือรัศมีครึ่งแสง หรือระยะทางจากแกนกลางที่มีความสว่างทั้งหมดของกระจุกดาวครึ่งหนึ่ง โดยทั่วไปรัศมีครึ่งแสงจะใหญ่กว่ารัศมีแกนกลาง^{[ 109 ] [ 110 ]}

กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่มีรัศมีครึ่งแสงน้อยกว่า 10 พาร์เซก (pc) แม้ว่ากระจุกดาวทรงกลมบางกระจุกจะมีรัศมีขนาดใหญ่มาก เช่นNGC 2419 (r  = 18 pc) และPalomar 14 (r  = 25 pc) ^{[ 111 ]}รัศมีครึ่งแสงรวมถึงดาวฤกษ์ในส่วนนอกของกระจุกดาวที่อยู่ตามแนวสายตา ดังนั้นนักทฤษฎีจึงใช้รัศมีครึ่งมวล ( r ) ซึ่งเป็นรัศมีจากแกนกลางที่ประกอบด้วยมวลครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดของกระจุกดาว รัศมีครึ่งมวลที่เล็กเมื่อเทียบกับขนาดโดยรวมบ่งชี้ถึงแกนกลางที่หนาแน่น ตัวอย่างเช่น Messier 3 (M3) มีขนาดที่มองเห็นได้โดยรวมประมาณ 18 อาร์คมินิตแต่มีรัศมีครึ่งมวลเพียง 1.12 อาร์คมินิต^{[ 112 ]}

รัศมีไทดัล หรือทรงกลมฮิลล์คือระยะทางจากศูนย์กลางของกระจุกดาวทรงกลมที่แรงโน้มถ่วงภายนอกของกาแล็กซีมีอิทธิพลต่อดาวฤกษ์ในกระจุกดาวมากกว่าตัวกระจุกดาวเอง^{[ 113 ]}นี่คือระยะทางที่ดาวฤกษ์แต่ละดวงที่อยู่ในกระจุกดาวสามารถหลุดพ้นจากกาแล็กซีได้ ตัวอย่างเช่น รัศมีไทดัลของ M3 อยู่ที่ประมาณ 40 อาร์คนาที^{[ 114 ]}หรือประมาณ 113 พาร์เซก^{[ 115 ]}

ในกระจุกดาวส่วนใหญ่ในทางช้างเผือก ความสว่างพื้นผิวของกระจุกดาวทรงกลมจะเพิ่มขึ้นตามระยะทางที่ลดลงจากแกนกลางก่อน จากนั้นจึงคงที่ที่ระยะทางประมาณ 1–2 พาร์เซกจากแกนกลาง ประมาณ 20% ของกระจุกดาวทรงกลมได้ผ่านกระบวนการที่เรียกว่า "การยุบตัวของแกนกลาง" ความสว่างในกระจุกดาวดังกล่าวจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องตลอดทางจนถึงบริเวณแกนกลาง^{[ 116 ] [ 117 ]}

แบบจำลองของกระจุกดาวทรงกลมทำนายว่าการยุบตัวของแกนกลางจะเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าในกระจุกดาวทรงกลมพบกับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า เมื่อเวลาผ่านไป กระบวนการไดนามิกจะทำให้ดาวฤกษ์แต่ละดวงเคลื่อนที่จากใจกลางของกระจุกดาวไปยังด้านนอก ส่งผลให้พลังงานจลน์สุทธิจากบริเวณแกนกลางลดลง และทำให้ดาวฤกษ์ที่เหลืออยู่ในบริเวณนั้นครอบครองปริมาตรที่กะทัดรัดมากขึ้น เมื่อความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงและความร้อนนี้เกิดขึ้น บริเวณใจกลางของกระจุกดาวจะเต็มไปด้วยดาวฤกษ์อย่างหนาแน่น และความสว่างพื้นผิวของกระจุกดาวจะเกิดเป็นยอดแหลมตามกฎกำลัง^{[ 118 ]}หลุมดำมวลมากที่แกนกลางก็อาจทำให้เกิดยอดแหลมของความสว่างได้เช่นกัน^{[ 119 ]}เมื่อเวลาผ่านไปนาน สิ่งนี้จะนำไปสู่การรวมตัวของดาวฤกษ์มวลมากใกล้แกนกลาง ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เรียกว่าการแยกมวล^{[ 120 ]}

ผลกระทบความร้อนแบบไดนามิกของระบบดาวคู่ช่วยป้องกันการยุบตัวของแกนกลางเริ่มต้นของกระจุกดาว เมื่อดาวดวงหนึ่งเคลื่อนที่ผ่านใกล้ระบบดาวคู่ วงโคจรของดาวคู่ดังกล่าวมีแนวโน้มที่จะหดตัวลง ปลดปล่อยพลังงานออกมา การยุบตัวของแกนกลางที่ลึกกว่าจะเกิดขึ้นได้ก็ต่อเมื่อพลังงานดั้งเดิมนี้หมดลงแล้วเท่านั้น^{[ 121 ] [ 122 ]}ในทางตรงกันข้าม ผลกระทบของคลื่นกระแทกจากแรงโน้มถ่วงเมื่อกระจุกดาวทรงกลมเคลื่อนที่ผ่านระนาบของกาแล็กซีเกลียวซ้ำๆ มีแนวโน้มที่จะเร่งการยุบตัวของแกนกลางอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 123 ]}

การยุบตัวของแกนกลางอาจแบ่งออกได้เป็นสามระยะ ในช่วงวัยรุ่นของกระจุกดาว การยุบตัวของแกนกลางจะเริ่มต้นด้วยดาวที่อยู่ใกล้แกนกลางที่สุด ปฏิสัมพันธ์ระหว่าง ระบบ ดาวคู่จะป้องกันการยุบตัวต่อไปเมื่อกระจุกดาวเข้าสู่วัยกลางคน ระบบดาวคู่กลางจะถูกทำลายหรือถูกขับออกไป ส่งผลให้มีการรวมตัวกันแน่นขึ้นที่แกนกลาง^{[ 124 ]}ปฏิสัมพันธ์ของดาวในบริเวณแกนกลางที่ยุบตัวลงทำให้เกิดระบบดาวคู่ที่แน่นหนาขึ้น เมื่อดาวดวงอื่นมีปฏิสัมพันธ์กับระบบดาวคู่ที่แน่นหนาเหล่านี้ พลังงานที่แกนกลางจะเพิ่มขึ้น ทำให้กระจุกดาวขยายตัวอีกครั้ง เนื่องจากเวลาเฉลี่ยสำหรับการยุบตัวของแกนกลางมักจะน้อยกว่าอายุของกาแล็กซี กระจุกดาวทรงกลมหลายแห่งในกาแล็กซีอาจผ่านขั้นตอนการยุบตัวของแกนกลางแล้วขยายตัวอีกครั้ง^{[ 125 ]}

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) ได้ให้หลักฐานเชิงสังเกตที่น่าเชื่อถือเกี่ยวกับกระบวนการคัดแยกมวลของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะเคลื่อนที่ช้าลงและรวมตัวกันที่แกนกลางของกระจุกดาว ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยจะเคลื่อนที่เร็วขึ้นและมีแนวโน้มที่จะใช้เวลาอยู่ที่ขอบของกระจุกดาวมากขึ้น กระจุกดาว47 Tucanaeซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ประมาณหนึ่งล้านดวง เป็นหนึ่งในกระจุกดาวทรงกลมที่มีความหนาแน่นมากที่สุดในซีกโลกใต้ กระจุกดาวนี้ได้รับการสำรวจด้วยภาพถ่ายอย่างเข้มข้น ซึ่งได้ความเร็วที่แม่นยำสำหรับดาวฤกษ์เกือบหนึ่งหมื่นห้าพันดวงในกระจุกดาวนี้^{[ 127 ]}

ความสว่างโดยรวมของกระจุกดาวทรงกลมภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกและกาแล็กซีแอนโดรเมดาแต่ละแห่งมีการกระจายแบบเกาส์เซียน โดยประมาณ โดยมีขนาดเฉลี่ย M และความแปรปรวน σ ²การกระจายความสว่างของกระจุกดาวทรงกลมนี้เรียกว่าฟังก์ชันความสว่างของกระจุกดาวทรงกลม (GCLF) สำหรับกาแล็กซีทางช้างเผือก M  = −7.29 ± 0.13 , σ = 1.1 ± 0.1 GCLF ถูกใช้เป็น " เทียนมาตรฐาน " สำหรับการวัดระยะทางไปยังกาแล็กซีอื่น ๆ ภายใต้สมมติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมในกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกลมีพฤติกรรมคล้ายกับกระจุกดาวทรงกลมในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 128 ]}

การคำนวณปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์ภายในกระจุกดาวทรงกลมจำเป็นต้องแก้ปัญหา N-bodyต้นทุนการคำนวณแบบง่ายสำหรับการจำลองแบบไดนามิกจะเพิ่มขึ้นตามสัดส่วนของN² (โดยที่ N คือจำนวนวัตถุ) ดังนั้นความต้องการการคำนวณเพื่อจำลองกระจุกดาวที่มีดาวฤกษ์หลายพันดวงได้อย่างแม่นยำจึงอาจมีขนาดใหญ่มาก^{[ 129 ] [ 130 ] วิธี}ที่มีประสิทธิภาพมากกว่าในการจำลองพลศาสตร์ N-body ของกระจุกดาวทรงกลมทำได้โดยการแบ่งออกเป็นปริมาตรและช่วงความเร็วขนาดเล็ก และใช้ความน่าจะเป็นเพื่ออธิบายตำแหน่งของดาวฤกษ์ การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์จะถูกอธิบายโดยใช้สมการ Fokker–Planckซึ่งมักใช้แบบจำลองที่อธิบายความหนาแน่นของมวลเป็นฟังก์ชันของรัศมี เช่นแบบจำลอง Plummerการจำลองจะยากขึ้นเมื่อต้องรวมผลกระทบของระบบดาวคู่และปฏิสัมพันธ์กับแรงโน้มถ่วงภายนอก (เช่น จากกาแล็กซีทางช้างเผือก) ด้วย^{[ 131 ]}ในปี 2010 วิวัฒนาการอายุขัยของกระจุกดาวทรงกลมที่มีความหนาแน่นต่ำสามารถคำนวณได้โดยตรงทีละดวง^{[ 132 ]}

การจำลอง N-body ที่เสร็จสมบูรณ์แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์สามารถเคลื่อนที่ไปตามเส้นทางที่ผิดปกติผ่านกระจุกดาว โดยมักจะก่อตัวเป็นวงและตกลงสู่แกนกลางโดยตรงมากกว่าดาวฤกษ์ดวงเดียวที่โคจรรอบมวลกลาง นอกจากนี้ ดาวฤกษ์บางดวงยังได้รับพลังงานเพียงพอที่จะหลุดออกจากกระจุกดาวเนื่องจากปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงที่ส่งผลให้ความเร็วเพิ่มขึ้นมากพอ เมื่อเวลาผ่านไปนาน กระบวนการนี้จะนำไปสู่การสลายตัวของกระจุกดาว ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่าการระเหย^{[ 133 ]}ช่วงเวลาทั่วไปสำหรับการระเหยของกระจุกดาวทรงกลมคือ 10 ¹⁰ปี^{[ 103 ]}ชะตากรรมสุดท้ายของกระจุกดาวทรงกลมจะต้องเป็นการดูดกลืนดาวฤกษ์ที่แกนกลาง ทำให้เกิดการหดตัวอย่างต่อเนื่อง^{[ 134 ]}หรือการค่อยๆ ปล่อยดาวฤกษ์ออกจากชั้นนอก^{[ 135 ]}

ดาวคู่เป็นส่วนสำคัญของระบบดาวฤกษ์ โดยมีดาวฤกษ์ในสนามและ ดาวฤกษ์ ในกระจุกดาวเปิด มากถึงครึ่งหนึ่ง ที่อยู่ในระบบดาวคู่^{[ 136 ] [ 137 ]}สัดส่วนของดาวคู่ในกระจุกดาวทรงกลมในปัจจุบันนั้นวัดได้ยาก และข้อมูลใดๆ เกี่ยวกับสัดส่วนดาวคู่เริ่มต้นของพวกมันจะสูญหายไปเนื่องจากวิวัฒนาการทางพลศาสตร์ในภายหลัง^{[ 138 ]}การจำลองเชิงตัวเลขของกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่าดาวคู่สามารถขัดขวางและแม้กระทั่งย้อนกลับกระบวนการยุบตัวของแกนกลางในกระจุกดาวทรงกลมได้ เมื่อดาวฤกษ์ในกระจุกดาวมีการปะทะกันทางแรงโน้มถ่วงกับระบบดาวคู่ ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้คือดาวคู่จะถูกผูกมัดแน่นขึ้นและพลังงานจลน์จะถูกเพิ่มเข้าไปในดาวเดี่ยว เมื่อดาวฤกษ์มวลมากในกระจุกดาวถูกเร่งความเร็วโดยกระบวนการนี้ มันจะลดการหดตัวที่แกนกลางและจำกัดการยุบตัวของแกนกลาง^{[ 75 ] [ 139 ]}

การจำแนกประเภทคลัสเตอร์ไม่ได้มีความแน่นอนเสมอไป มีการค้นพบวัตถุที่สามารถจัดอยู่ในหลายประเภทได้ ตัวอย่างเช่น BH 176 ในส่วนใต้ของทางช้างเผือกมีคุณสมบัติทั้งของคลัสเตอร์แบบเปิดและคลัสเตอร์แบบทรงกลม^{[ 141 ]}

ในปี 2548 นักดาราศาสตร์ค้นพบกระจุกดาวชนิดใหม่ที่มีลักษณะ "ขยาย" ในบริเวณรัศมีของกาแล็กซีแอนโดรเมดา ซึ่งคล้ายกับกระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวที่ค้นพบใหม่ทั้งสามนี้มีจำนวนดาวใกล้เคียงกับกระจุกดาวทรงกลมและมีลักษณะอื่นๆ ร่วมกัน เช่น ประชากรดาวฤกษ์และความเป็นโลหะ แต่มีความแตกต่างตรงที่มีขนาดใหญ่กว่า คือกว้างหลายร้อยปีแสง และมีความหนาแน่นต่ำกว่าหลายร้อยเท่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเหล่านี้อยู่ห่างกันในระยะทางที่มากกว่า โดยพารามิเตอร์แล้ว กระจุกดาวเหล่านี้อยู่ระหว่างกระจุกดาวทรงกลมและกาแล็กซีแคระทรงกลม^{[ 142 ]} การก่อตัวของกระจุกดาวแบบขยายเหล่านี้น่าจะเกี่ยวข้องกับการสะสมมวล^{[ 143 ]}ยังไม่เป็นที่แน่ชัดว่าทำไมกาแล็กซีทางช้างเผือกจึงไม่มีกระจุกดาวเช่นนี้ แอนโดรเมดาไม่น่าจะเป็นกาแล็กซีเดียวที่มีกระจุกดาวเหล่านี้ แต่การมีอยู่ของกระจุกดาวเหล่านี้ในกาแล็กซีอื่นๆ ยังคงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด^{[ 142 ]}

เมื่อกระจุกดาวทรงกลมเข้าใกล้มวลขนาดใหญ่ เช่น บริเวณแกนกลางของกาแล็กซี มันจะเกิดปฏิสัมพันธ์แบบไทดัลความแตกต่างของความแรงของแรงโน้มถ่วงระหว่างส่วนที่อยู่ใกล้และส่วนที่อยู่ไกลของกระจุกดาวส่งผลให้เกิดแรงไทดัลที่ไม่สมมาตร "คลื่นกระแทกไทดัล" เกิดขึ้นทุกครั้งที่วงโคจรของกระจุกดาวพาผ่านระนาบของกาแล็กซี^{[ 123 ] [ 144 ]}

แรงดึงดูดของดาวฤกษ์สามารถดึงดาวออกจากฮาโลของกระจุกดาว ทำให้เหลือเพียงส่วนแกนกลางของกระจุกดาวเท่านั้น ร่องรอยของดาวเหล่านี้สามารถแผ่ขยายออกไปได้หลายองศาจากกระจุกดาว^{[ 145 ]}โดยทั่วไปแล้ว ร่องรอยเหล่านี้จะอยู่ทั้งด้านหน้าและด้านหลังของกระจุกดาวตามวงโคจร และสามารถสะสมมวลส่วนสำคัญของมวลเดิมของกระจุกดาว ทำให้เกิดลักษณะคล้ายก้อน^{[ 146 ]}ตัวอย่างเช่นกระจุกดาวทรงกลมพาโลมาร์ 5 อยู่ใกล้ จุดอะโพกาแล็กติกของวงโคจรหลังจากผ่านทางช้างเผือก กระแสของดาวฤกษ์แผ่ขยายออกไปทางด้านหน้าและด้านหลังของเส้นทางวงโคจรของกระจุกดาวนี้ ทอดยาวไปไกลถึง 13,000 ปีแสง ปฏิสัมพันธ์ของแรงดึงดูดได้ดึง มวลส่วนใหญ่ของพาโลมาร์ 5 ออกไป คาดว่าปฏิสัมพันธ์เพิ่มเติมกับแกนกลางของกาแล็กซีจะเปลี่ยนมันให้กลายเป็นกระแสของดาวฤกษ์ยาวที่โคจรรอบทางช้างเผือกในฮาโล^{[ 147 ]}

ทางช้างเผือกกำลังดึงดาวและกระจุกดาวทรงกลม ออก จากกาแล็กซีแคระราศีธนู ผ่าน กระแสราศีธนูกระจุกดาวทรงกลมมากถึง 20% ในรัศมีรอบนอกของทางช้างเผือกอาจมีต้นกำเนิดมาจากกาแล็กซีนั้น^{[ 148 ]} ตัวอย่างเช่น Palomar 12น่าจะมีต้นกำเนิดมาจากกาแล็กซีแคระราศีธนู แต่ปัจจุบันเกี่ยวข้องกับทางช้างเผือก^{[ 149 ] [ 150 ]}ปฏิสัมพันธ์ของแรงดึงดูดเช่นนี้จะเพิ่มพลังงานจลน์ให้กับกระจุกดาวทรงกลม ทำให้เพิ่มอัตราการระเหยอย่างมากและทำให้ขนาดของกระจุกดาวหดตัวลง^{[ 103 ]}การระเหยที่เพิ่มขึ้นจะเร่งกระบวนการยุบตัวของแกนกลาง^{[ 103 ] [ 151 ]}

นักดาราศาสตร์กำลังค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลม^{[ 152 ]}การค้นหาดาวเคราะห์ยักษ์ในกระจุกดาวทรงกลม47 Tucanae ในปี 2000 ไม่พบอะไรเลย ซึ่งบ่งชี้ว่าปริมาณของธาตุหนัก – ซึ่งมีน้อยในกระจุกดาวทรงกลม – ที่จำเป็นต่อการสร้างดาวเคราะห์เหล่านี้อาจต้องมีอย่างน้อย 40% ของปริมาณของดวงอาทิตย์ เนื่องจากดาวเคราะห์ภาคพื้นดินสร้างขึ้นจากธาตุหนัก เช่น ซิลิคอน เหล็ก และแมกนีเซียม ดาวฤกษ์ที่เป็นสมาชิกจึงมีโอกาสน้อยกว่ามากที่จะมีดาวเคราะห์มวลเท่าโลกเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ ดังนั้น กระจุกดาวทรงกลมจึงไม่น่าจะมีดาวเคราะห์ภาคพื้นดินที่สามารถอยู่อาศัยได้^{[ 153 ]}

ดาวเคราะห์ยักษ์PSR B1620−26 bถูกค้นพบในกระจุกดาวทรงกลมMessier 4โคจรรอบพัลซาร์ในระบบดาวคู่PSR B1620-26 วงโคจร ที่ผิดปกติและเอียงมากของดาวเคราะห์บ่งชี้ว่ามันอาจก่อตัวขึ้นรอบดาวอีกดวงในกระจุกดาว จากนั้น "แลกเปลี่ยน" เข้าสู่การจัดเรียงปัจจุบัน^{[ 154 ]}ความเป็นไปได้ของการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดระหว่างดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมสามารถรบกวนระบบดาวเคราะห์ได้ ดาวเคราะห์บางดวงหลุดออกไปกลายเป็นดาวเคราะห์จรจัด โคจรรอบกาแล็กซี ดาวเคราะห์ที่โคจรใกล้ดาวฤกษ์ของมันอาจถูกรบกวน ซึ่งอาจนำไปสู่การเสื่อมสภาพของวงโคจรและการเพิ่มขึ้นของความเยื้องศูนย์ของวงโคจรและผลกระทบจากแรงดึงดูด^{[ 155 ]}ในปี 2024 พบว่า ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์หรือดาวแคระน้ำตาลโคจรรอบพัลซาร์ "M62H" อย่างใกล้ชิด โดยชื่อนี้บ่งชี้ว่าระบบดาวเคราะห์อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมMessier 62 ^{[ 156 ]}

• Binney, James ; Tremaine, Scott (2008). Galactic Dynamics (ฉบับที่ 2). สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน. ISBN 978-0-691-08444-2.
• Heggie, Douglas ; Hut, Piet (2003). ปัญหาแรงโน้มถ่วงของวัตถุล้านชิ้น: แนวทางสหวิทยาการสำหรับพลศาสตร์ของกระจุกดาว . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 978-0-521-77486-4.
• สปิตเซอร์, ไลแมน (1987). วิวัฒนาการเชิงพลวัตของกระจุกดาวทรงกลม . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน. ISBN 978-0-691-08460-2.

• เอลสัน, รีเบคก้า; ฮัท, ปีเอท; อินากากิ, โชโกะ (1987). "วิวัฒนาการเชิงพลวัตของกระจุกดาวทรงกลม". วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี 25 : 565. รหัสบรรณานุกรม : 1987ARA&A..25..565E . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.003025 .
• Gratton, R.; Bragaglia, A.; Carretta, E.; และคณะ (2019). "กระจุกดาวทรงกลมคืออะไร? มุมมองจากการสังเกตการณ์" The Astronomy and Astrophysics Review . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A&ARv..27....8G . doi : 10.1007/s00159-019-0119-3 . S2CID  207847491 .
• Meylan, G.; Heggie, DC (1997). "พลวัตภายในของกระจุกดาวทรงกลม". The Astronomy and Astrophysics Review . 8 ( 1– 2): 1– 143. arXiv : astro-ph/9610076 . Bibcode : 1997A&ARv...8....1M . doi : 10.1007/s001590050008 . S2CID  119059312 .

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับกระจุกดาวทรงกลม

• กระจุกดาวทรงกลม , นักศึกษาเพื่อการสำรวจและพัฒนาอวกาศ,หน้าเว็บเมสซิเยร์
• กระจุกดาวทรงกลมทางช้างเผือก
• แคตตาล็อกพารามิเตอร์กระจุกดาวทรงกลมทางช้างเผือกโดย วิลเลียม อี. แฮร์ริส มหาวิทยาลัยแมคมาสเตอร์ รัฐออนแทรีโอ ประเทศแคนาดา
• ฐานข้อมูลกระจุกดาวทรงกลมกาแล็กซีโดย มาร์โค คาสเตลลานี หอดาราศาสตร์โรม ประเทศอิตาลี
• แคตตาล็อกของพารามิเตอร์โครงสร้างและจลนศาสตร์ รวมถึงวงโคจรของกระจุกดาวทรงกลมโดย โฮลเกอร์ บอมการ์ดต์ มหาวิทยาลัยควีนส์แลนด์ ประเทศออสเตรเลีย
• SCYONคือจดหมายข่าวที่อุทิศให้กับการศึกษาคลัสเตอร์ดาวฤกษ์
• MODESTคือกลุ่มนักวิทยาศาสตร์ที่ร่วมมือกันอย่างไม่เป็นทางการในการศึกษาคลัสเตอร์ดาวฤกษ์