Küresel yıldız kümesi sayfasının kaynağını görüntüle

[[Dosya:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg|küçükresim|sağ|upright=1.36|[[Akrep takımyıldızı]]ndaki [[Messier 80]] küresel yıldız kümesi, Güneş'ten yaklaşık 30.000 [[ışık yılı]] uzaklıkta yer alır ve yüzbinlerce yıldız içerir.<ref>{{Haber kaynağı
 | yazar = The Hubble Heritage team
 | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/26/
 | başlık = Hubble Images a Swarm of Ancient Stars
 | eser = HubbleSite News Desk
 | yayıncı = Space Telescope Science Institute
 | tarih = 1 Temmuz 1999
 | erişimtarihi = 26 Mayıs 2006
 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20081007152325/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/26/
 |arşivtarihi= 7 Ekim 2008
 | ölüurl = hayır
 }}</ref>]]

'''Küresel yıldız kümesi''', [[galaksi]] merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir [[bileşim]]idir. Küresel yıldız kümeleri [[yerçekimi]] ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. [[Yıldız kümesi]]nin 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 kümesi]]ne 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<ref>{{Web kaynağı | soyadı = Harris | ad = William E. | tarih = Şubat 2003 | url = http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat | başlık = CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS: THE DATABASE | erişimtarihi = 23 Aralık 2009 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150507110947/http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat | arşivtarihi = 7 Mayıs 2015 | ölüurl = evet }}</ref> ila 158<ref>{{Web kaynağı | soyadı = Frommert | ad = Hartmut | tarih = Ağustos 2007 | url = http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html | başlık = Milky Way Globular Clusters | yayıncı = SEDS | erişimtarihi = 26 Şubat 2008 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150728115248/http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html | arşivtarihi = 28 Temmuz 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> tane küresel yıldız kümesi vardır.<ref name="milky way">{{Dergi kaynağı
 | yazar =Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E.
 | tarih= 1992
 | başlık = The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies
 | dergi = Astrophysical Journal, Part 1
 | cilt = 384 | sayfalar =50-61|bibcode= 1992ApJ...384...50A |doi= 10.1086/170850}}</ref>  10 ila 20 arasında hâlâ keşfedilmemiş küresel yıldız kümesi olduğu sanılmaktadır. Daha büyük galaksiler daha fazla kümeye sahip olabilirler. Örneğin, [[Andromeda Galaksisi|Andromeda]], 500 gibi büyük sayıda küresel yıldız kümesine sahip olabilir.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=Barmby, P.; Huchra, J. P. | başlık=M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness | dergi=The Astronomical Journal | tarih=2001 | cilt=122 | sayı=5 | sayfalar=2458-2468| url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/323457 |doi=10.1086/323457 |bibcode=2001AJ....122.2458B | arxiv=astro-ph/0107401 }}{{Ölü bağlantı|date=Nisan 2022 }}</ref> [[Messier 87|M87]] gibi bazı devasa [[eliptik galaksi]]lerde, özellikle galaksi kümelerinin merkezinde, 13.000 tane küresel yıldız kümesi bulunabilir. Bu küresel yıldız kümeleri galaksi etrafında, 40 [[parsek|kiloparsek]] (yaklaşık olarak 131,000 [[ışık yılı]]) gibi büyük yarıçaplarda dolanırlar.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Dauphole, B.; Geffert, M.; Colin, J.; Ducourant, C.; Odenkirchen, M.; Tucholke, H.-J.
 | başlık=The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient
 | url =https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1996-09_313_1/page/119
 | dergi=[[Astronomy and Astrophysics]] | tarih=1996
 | cilt=313 | sayfalar=119-128|bibcode=1996A&A...313..119D
 | soyadı2 = Geffert
 | soyadı3 = Colin
 | soyadı4 = Ducourant
 | soyadı5 = Odenkirchen
 | soyadı6 = Tucholke}}</ref> [[Yerel grup]]taki her yeterli kütleye sahip galakside, bağlantılı ''küresel yıldız kümesi'' grupları vardır. Neredeyse incelenmiş her büyük galaksinin, küresel yıldız kümesi sistemine sahip olduğu bulunmuştur.<ref>{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Harris | ad = William E.
 | başlık=Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group
 | dergi=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | tarih=1991 | cilt=29
 | sayı = 1 | sayfalar=543-579|bibcode=1991ARA&A..29..543H
 |doi=10.1146/annurev.aa.29.090191.002551}}</ref> [[Yay Eliptik Cüce Galaksisi]] ve [[Büyük köpek cüce galaksisi]]’nin kendi küresel yıldız kümelerini (örneğin [[Palomar 12]]) Samanyolu galaksisine bağışlama süreci içinde oldukları görülüyor.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M.
 | başlık=The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2000-10_120_4/page/1892
 | dergi=[[The Astronomical Journal]] | tarih=2000
 | cilt=120 | sayı=4 | sayfalar=1892-1905|bibcode=2000astro.ph..6314D
 |doi=10.1086/301552 |arxiv = astro-ph/0006314}}</ref> 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 galaksi]]lerinden önemli ölçüde farklı olduğu görüldü ve ayrı bir galaksiden ziyade ana galaksideki yıldız oluşumunun bir parçası olarak ortaya çıktılar.<ref name=apj613>{{Dergi kaynağı
 | soyadı=Lotz | ad=Jennifer M.
 | yazar2=Miller, Bryan W. |yazar3=Ferguson, Henry C.
  | başlık=The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos
 | dergi=The Astrophysical Journal
 |tarih=Eylül 2004 | cilt=613
 | sayı=1 | sayfalar=262-278|doi=10.1086/422871 |bibcode=2004ApJ...613..262L|arxiv = astro-ph/0406002}}</ref> Bununla birlikte, astronomlar tarafından önerilen son tahminler gösteriyor ki küresel yıldız kümeleri ve cüce küresel galaksiler açıkça ayrılmayabilir.<ref name="Bergh2007">{{Dergi kaynağı
 | soyadı = van den Bergh | ad = Sidney
 | yazarbağı = Sidney van den Bergh
 | başlık = Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
 | tarih = Kasım 2007
 | dergi =[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]], in press
 | arxiv=0711.4795
 |doi= 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x
 | cilt = 385
 | sayı = 1
 | sayfalar =L20|bibcode=2008MNRAS.385L..20V}}</ref>

==Gözlemlerin tarihçesi==
{| class="wikitable" align="right"
|+ '''İlk Küresel Yıldız Kümesi Keşifleri'''
!Küme ismi
!Kâşif
!Yıl
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 22|M22]]
|[[Abraham Ihle]]
|1665
|-
|style="text-align: center;"|[[Omega Centauri|ω Cen]]
|[[Edmond Halley]]
|1677
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 5|M5]]
|[[Gottfried Kirch]]
|1702
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 13|M13]]
|Edmond Halley
|1714
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 71|M71]]
|[[Philippe Loys de Chéseaux]]
|1745
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 4|M4]]
|Philippe Loys de Chéseaux
|1746
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 15|M15]]
|[[Jean-Dominique Maraldi]]
|1746
|-
|style="text-align: center;"|[[Messier 2|M2]]
|Jean-Dominique Maraldi
|1746
|}
İlk keşfedilen küresel yıldız kümesi [[Messier 22|M22]] idi. 1665 yılında Alman amatör astronom [[Abraham Ihle]] tarafından keşfedildi.<ref>{{Web kaynağı | yazar = Sharp, N. A. | url = http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0575.html | başlık = M22, NGC6656 | yayıncı = REU program/NOAO/AURA/NSF | erişimtarihi = 16 Ağustos 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150930103805/http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0575.html | arşivtarihi = 30 Eylül 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> Bununla birlikte, ilk teleskoplara verilen [[ışık düzengeci]] ile küresel yıldız kümeleri içindeki bireysel yıldızların [[açısal çözünürlük]]leri, [[Charles Messier]] [[Messier 4|M4]] cismini gözleyene kadar belirlenememişti.<ref name="boyd2008">{{Kitap kaynağı
 | ad=Richard N. | soyadı=Boyd | tarih=2008
 | başlık=An introduction to nuclear astrophysics
 | sayfa=376 | yayıncı=University of Chicago Press
 | isbn=0-226-06971-0}}</ref> Keşfedilen ilk sekiz küresel yıldız kümesi tabloda gösterilmiştir. Hemen sonrasında, [[Nicolas Louis de Lacaille|Abbé Lacaille]], [[47 Tucanae|NGC 104]], [[NGC 4833]], [[Messier 55|M55]], [[Messier 69|M69]] ve [[NGC 6397]] cisimlerini 1751–52 kataloğunda listelemiştir. Sayıdan önce gelen ''M'' Charles Messier’in kataloğuna atıfta bulunurken, ''NGC'' ise [[John Louis Emil Dreyer|John Dreyer]] tarafından hazırlanan [[Yeni Genel Katalog]]’a atıfta bulunur.

[[William Herschel]] araştırmaya başlamadı çünkü 1782’de büyük teleskopları kullanarak programı uygulayamamıştı. Bilinen 33 küresel yıldız kümesindeki yıldızları çözümleyebilmişti ve aynı zamanda 37 yeni küresel yıldız kümesi daha buldu. Herschel’in 1789 yılındaki derin gökyüzü cisimleri kataloğunda, ilk defa ''küresel yıldız kümesi'' adını kullandı ve tanımladı.

Keşfedilen küresel yıldız kümesi sayısı gittikçe artmaya devam etti, 1915’te 83’e ulaştı, 1930’da 93’ye ulaştı ve 1947 yılı itibarıyla 97’ye ulaştı. Toplamda 152 küresel yıldız kümesi [[Samanyolu]] galaksisi içinde keşfedilmiştir. Samanyolu dışında ise 180 ± 20 gibi bir sayı olduğu tahmin ediliyor.<ref name="milky way" /> Bu ekstra ve keşfedilmemiş küresel yıldız kümelerinin Samanyolu dışındaki gaz ve tozun arkasında gizlendiği düşünülüyor.

1914’ün başlarında, [[Harlow Shapley]] küresel yıldız kümeleriyle alakalı bir dizi çalışmaya başladı ve yaklaşık 40 civarında bilimsel makale yayımladı. Kümelerdeki [[RR Lyrae değişeni]]ni inceledi, buralarda [[sefe değişeni]]nin olduğunu varsaymıştı. Bunların periyot-parlaklık ilişkilerini kullanarak mesafe tahminleri yaptı. Daha sonra, sefe değişenlerinden daha sönük RR Lyrae değişenleri bulundu. Bu Shapley’in kümelerin mesafelerini çok fazla hesaplamasına neden oldu.<ref>{{Kitap kaynağı
 | yazar=Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E.
 | başlık=Globular cluster systems | tarih=1998
 | cilt=30 | seri=Cambridge astrophysics series
 | sayfa=2 | yayıncı=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-55057-2}}</ref>

[[Dosya:NGC 7006 (HST).jpg|sol|küçükresim|[[NGC 7006]] çok yoğun bir Class I tipi küresel yıldız kümesidir.]]

Samanyolu galaksisi içindeki küresel yıldız kümelerinin çok büyük bir kısmı galaksi merkezi etrafında bulunuyor. 1918’de, Harlow Shapley tarafından asimetrik dağılımları kullanılarak galaksinin bütün boyutlarına karar vermek için kullanıldı. Küresel yıldız kümelerinin gök ada merkezi etrafında hemen hemen küresel bir dağılım gösterdiği farz edildi. Harlow Güneş’in galaksi merkezine göre konumunu tahmin etmek için kümelerin konumlarını kullandı.<ref>{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Shapley | ad = Harlow | tarih= 1918
 | başlık = Globular Clusters and the Structure of the Galactic System
 | dergi = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 | cilt = 30 | sayı = 173 | sayfalar =42+|bibcode= 1918PASP...30...42S |doi= 10.1086/122686
 | yazarbağı = Harlow Shapley}}</ref>

Tahminleri önemli ölçüde hata payı içerse de, gösterdi ki galaksinin boyutları önceki halinden çok daha büyük. Hata payı Samanyolu içindeki toz bulutlarından kaynaklanıyor. Tozlar, küresel yıldız kümelerinden Dünya’ya ulaşan ışığı önemli ölçüde azaltıyor. Bu da daha uzakta görünmelerine sebep oluyor. Shapley'in tahminleri şu anda kabul edilen değerle, 10’un katları dahilinde aynıdır.

Shapley'in ölçümleri gösteriyor ki Güneş göreceli olarak galaksi merkezinden uzakta. Daha önce çıkarılan sonucun aksini söyler, önceki sonuçlar sıradan yıldızların dağılımlarıyla neredeyse aynı olduğunu gösteriyordu. Gerçekte, sıradan yıldızlar galaksi diski içindedirler. Genellikle gaz ve toz bulutları sebebiyle gizlenirler. Küresel yıldız kümeleri galaksi diski dışında konumlanmışlardır ve olduğundan çok daha fazla mesafelerde görünürler.

===Küresel yıldız kümelerinin sınıflandırılması===
{{Ana|Shapley–Sawyer Konsantrasyon Sınıfı}}

Shapley sonradan kümeler hakkındaki çalışmaları sebebiyle [[Henrietta Hill Swope|Henrietta Swope]] ve [[Helen Sawyer Hogg|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.<ref name="Hogg1965">{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Hogg | ad = Helen Battles Sawyer | tarih= 1965
 | başlık = Harlow Shapley and Globular Clusters
 | dergi = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 | cilt = 77 | sayı = 458 | sayfalar =336-46|bibcode= 1965PASP...77..336S |doi= 10.1086/128229}}</ref>
<div style="clear: both"></div>

==Oluşum==
[[Dosya:NGC 2808 HST.jpg|sağ|küçükresim|[[NGC 2808]] üç ana yıldız oluşum bölgesi içeriyor.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Piotto, G. |yazar2=et al. | başlık=A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808
 | dergi=The Astrophysical Journal | cilt=661| sayı=1
 | sayfalar=L53-L56|tarih=Mayıs 2007
 |doi=10.1086/518503 |bibcode=2007ApJ...661L..53P |arxiv = astro-ph/0703767}}</ref> ''NASA&nbsp;image'']]

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.<ref name="chaboyer2001">{{Konferans kaynağı
 | yazar=Chaboyer, B. | başlık=Globular Cluster Age Dating | eser=Astrophysical Ages and Times Scales, ASP Conference Series | cilt=245
 | sayfalar=162-172|bibcode=2001ASPC..245..162C}}</ref> 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 bulut]]larla çarpışmış olabilirler ve bunun sonucunda yıldız oluşum evresinin ikinci aşamasına geçmiş olabilirler.<ref name="iau258">{{Konferans kaynağı
 | soyadı=Piotto | ad=Giampaolo |tarih=Haziran 2009
 | başlık=Observations of multiple populations in star clusters | eser=The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium
 | cilt=258 | sayfalar=233-244|doi=10.1017/S1743921309031883
 |bibcode=2009IAUS..258..233P}}</ref> Bu yıldız oluşumu, birçok küresel yıldız kümesinin yaşı düşünüldüğünde göreceli olarak kısadır.<ref>{{Haber kaynağı
  | yazar=Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L.
  | başlık=Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster
  | yayıncı=Hubble News Desk
  | tarih=2 Mayıs 2007
  | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/18/full/
  | erişimtarihi=1 Mayıs 2007
  |arşivurl=https://web.archive.org/web/20160923040637/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/18/full/
  |arşivtarihi=23 Eylül 2016
  | ölüurl=hayır
  }}</ref>

Aynı zamanda Evren'deki bu popülasyonun çok katlılığına sebep olarak dinamik bir kökeni olduğu önerildi. Örneğin [[Hubble Uzay Teleskobu]] [[Anten Galaksileri]]nde 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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M.
 | başlık=Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics
 | dergi=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | tarih=2013 | cilt=435
 | sayı=1 | sayfalar=809|bibcode=2013MNRAS.435..809A
 |doi=10.1093/mnras/stt1351}}</ref>
[[Dosya:The globular star cluster Messier 54.jpg|küçükresim|sol|Küresel yıldız kümesi [[Messier 54]].<ref>{{Web kaynağı | başlık = This Star Cluster Is Not What It Seems | url = http://www.eso.org/public/news/eso1428/ | website = www.eso.org | yayıncı = European Southern Observatory | erişimtarihi = 12 Eylül 2014 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160122172318/http://www.eso.org/public/news/eso1428/ | arşivtarihi = 22 Ocak 2016 | ölüurl = hayır }}</ref>]]
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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N.
 | başlık=A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas
 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=1999 | cilt=480
 | sayı=2 | sayfalar=235|bibcode=1997ApJ...480..235E
 |doi=10.1086/303966}}</ref> 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.<ref name="BurkertTremaine2010">{{ArXiv kaynağı|author=Burkert, Andreas; Tremaine, Scott|title=A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies|date=1 Nisan 2010|eprint=1004.0137|class=astro-ph.CO}}</ref>

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.<ref>{{Haber kaynağı
 | başlık=Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way
 | tarih=22 Mart 2005
 | yayıncı=ESO
 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html
 | erişimtarihi=20 Mart 2007
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20070409105105/http://eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html
 |arşivtarihi=9 Nisan 2007
 | ölüurl=evet
 }}</ref>

==Bileşimi==
[[Dosya:Djorgovski 1.jpg|küçükresim|[[Djorgovski 1]]'in hidrojen ve helyum içeren yıldızları. Astronomik terim olarak metal fakiri (İng. metal-poor) olarak isimlendirilir.<ref>{{Web kaynağı | başlık = ESA/Hubble Picture of the Week | url = http://www.spacetelescope.org/images/potw1126a/ | eser = Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart | erişimtarihi = 28 Haziran 2011 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160129134908/https://www.spacetelescope.org/images/potw1126a/ | arşivtarihi = 29 Ocak 2016 | ölüurl = hayır }}</ref> ]]

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.<ref>{{Web kaynağı | soyadı = Talpur | ad = Jon | tarih = 1997 | url = http://www.astro.keele.ac.uk/workx/globulars/globulars.html | başlık = A Guide to Globular Clusters | yayıncı = Keele University | erişimtarihi = 25 Nisan 2007 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150705063858/http://www.astro.keele.ac.uk/workx/globulars/globulars.html | arşivtarihi = 5 Temmuz 2015 | ölüurl = hayır }}</ref>
Küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar arasındaki tipik uzaklık yaklaşık 1 ışık yılıdır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://www.dur.ac.uk/ian.smail/gcCm/gcCm_intro.html |başlık=University of Durham - Department of Physics - The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster |erişimtarihi=27 Nisan 2015 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20121215022616/http://www.dur.ac.uk/ian.smail/gcCm/gcCm_intro.html |arşivtarihi=15 Aralık 2012 |ölüurl=hayır }}</ref> 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 10<sup>8</sup> yıl boyunca yaşayabilir.<ref>{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Sigurdsson | ad = Steinn
 | başlık=Planets in globular clusters?
 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=1992 | cilt=399
 | sayı=1 | sayfalar=L95-L97|bibcode=1992ApJ...399L..95S |doi=10.1086/186615}}</ref> [[Pulsar]] ([[PSR B1620-26|PSR B1620−26]]) etrafında dönen bir gezegen sistemi [[Messier 4|M4]] küresel yıldız kümesine aittir. Ancak bu gezegenler pulsarın oluşmasından hemen sonra oluşmuş gibi görünüyor.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E.
 | başlık=Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System
 | dergi=Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union
 | tarih=1999 | cilt=105 | sayfalar=525|bibcode=1996astro.ph..5141A |arxiv = astro-ph/9605141
 | soyadı2 = Joshi
 | soyadı3 = Rasio
 | soyadı4 = Thorsett}}</ref>

[[Samanyolu]] galaksisindeki, [[Mayall II]] galaksisindeki ve [[Andromeda Galaksisi]]ndeki [[Omega Centauri]] gibi bazı küresel yıldız kümeleri olağanüstü bir biçimde büyüktürler. Birkaç milyon [[güneş kütlesi]]ne 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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Bekki, K.; Freeman, K. C.
 | başlık=Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc
 | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | cilt=346 | sayı=2 | sayfalar=L11-L15|tarih=Aralık 2003
 |doi=10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x
 |bibcode=2003MNRAS.346L..11B |arxiv = astro-ph/0310348}}</ref> Samanyolu galaksisindeki küresel yıldız kümesi popülasyonunun yaklaşık çeyreği yakınlarındaki komşu cüce galaksilerle birleşmiş olabilir.<ref>{{ArXiv kaynağı
 | author=Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry
 | title=Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
 | date=25 Ocak 2010
 | eprint=1001.4289
 | class=astro-ph.GA
}}</ref>

[[Messier 15|M15]] gibi birçok küresel yıldız kümesi son derece büyük kütleli çekirdeğe sahiptir. Merkezlerinde [[karadelik]] barındırabilirler.<ref>{{Web kaynağı | ad = Roeland | soyadı = van der Marel | tarih = 3 Mart 2002 | url = http://www-int.stsci.edu/~marel/m15release.html | başlık = Black Holes in Globular Clusters | yayıncı = Space Telescope Science Institute | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120712211242/http://www-int.stsci.edu/~marel/m15release.html | arşivtarihi = 12 Temmuz 2012 | ölüurl = evet }}</ref> Simülasyonlar daha az kütleli kara deliklerin, merkezdeki nötron yıldızlarının yoğunluğundan veya büyük beyaz cücelerin olabileceğini gösteriyor. Bu simülasyonlar gözlemleri güzelce açıklayabiliyor.

===Metalik içeriği===
[[Dosya:Messier 53 HST.jpg|küçükresim|[[Messier 53]], mavi başıboşlar olarak adlandırılan( ing. blue stragglers) yıldız çeşidinden sıra dışı sayıda içerdiğinden dolayı astronomları şaşırttı.<ref>{{Web kaynağı | başlık = Spot the Difference — Hubble spies another globular cluster, but with a secret | url = http://spacetelescope.org/images/potw1140a/ | eser = Picture of the Week | yayıncı = ESA/Hubble | erişimtarihi = 5 Ekim 2011 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150801054433/http://spacetelescope.org/images/potw1140a/ | arşivtarihi = 1 Ağustos 2015 | ölüurl = hayır }}</ref>]]

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 madde]]ye 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.<ref>{{Kitap kaynağı | başlık=An introduction to the sun and stars
 | url=https://archive.org/details/introductiontosu0000unse_y9o3
 | sayfa=[https://archive.org/details/introductiontosu0000unse_y9o3/page/240 240] | yayıncı=Cambridge University Press
 | tarih=2004 | isbn=0-521-54622-2
 | yazar=Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn}}</ref>

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 değişeni|RR Lyrae]] [[değişen yıldız]]lara sahiptir.<ref name="oosterhoff">{{Dergi kaynağı
 | başlık=On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters
 | dergi=Astrophysical Journal | cilt=185 | tarih=1973
 | sayfalar=477-498|doi=10.1086/152434
 | yazar=van Albada, T. S.; Baker, Norman |bibcode=1973ApJ...185..477V}}</ref> İki grup da [[tayf çizgileri]]nin zayıf olduğu metalik elementler içerirler. Ancak Oosterhoff tip I’deki yıldızların tayf çizgileri tip II’dekilerin tayf çizgileri kadar zayıf değiller.<ref name="oosterhoff" /> 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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Harris | ad = W. E.
 | başlık=Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center
 | dergi=Astronomical Journal | tarih=1976 | cilt=81
 | sayfalar=1095-1116|bibcode=1976AJ.....81.1095H
 |doi=10.1086/111991}}</ref>

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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Lee, Y. W.; Yoon, S. J.
 | başlık=On the Construction of the Heavens
 | dergi=An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
 | cilt=297 | tarih=2002 | sayfalar=578-81|bibcode=2002Sci...297..578Y
 |doi=10.1126/science.1073090
 | pmid=12142530
 | sayı=5581 |arxiv = astro-ph/0207607}}</ref>

===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.<ref name="leonard">{{Dergi kaynağı
 | yazar=Leonard, P. J. t.
 | başlık=Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem
 | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=1989 | cilt=98 | sayfalar=217|bibcode=1989AJ.....98..217L
 |doi=10.1086/115138}}</ref> Sonuçta ortaya çıkan yıldız, küme içindeki aynı parlaklığa sahip yıldızlarla karşılaştırıldığında daha yüksek sıcaklığa sahiptir. Kümenin ilk başlarında oluşan [[anakol]] yıldızlarıyla farklılık gösterir.<ref name="murphy">{{Dergi kaynağı | yazar=Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. | başlık=A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters | dergi=Mercury | tarih=1999 | cilt=28 | sayfalar=26| url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html | erişimtarihi=2 Haziran 2006 |bibcode=1999Mercu..28d..26M |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060521044631/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html |arşivtarihi=21 Mayıs 2006 | ölüurl=hayır }}</ref>

[[Dosya:STSci-2002-18.jpg|sağ|küçükresim|[[Messier 15|M15]] küresel yıldız kümesinin merkezinde orta kütleli bir karadelik olduğu düşünülüyor. ''NASA&nbsp;image''.]]

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 kütlesi]]ne sahip orta büyüklükteki kara deliğin var olduğu öne sürüldü. [[Messier 15|M15]] küresel yıldız kümesindeki HST gözlemlerine ve Andromeda Galaksisi’ndeki 20,000 Güneş kütleli kara deliğe sahip [[Mayall II]] kümesindeki gözlemlere dayanarak öne sürüldü.<ref>{{Haber kaynağı
 | yazar=Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H.
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/18/text/
 | başlık=Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places
 | tarih=17 Eylül 2002
 | eser=HubbleSite
 | yayıncı=Space Telescope Science Institute
 | erişimtarihi=25 Mayıs 2006
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20031119083627/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/18/text/
 |arşivtarihi=19 Kasım 2003
 | ölüurl=hayır
 }}</ref> Mayall II’den gelen [[x-ışını]] ve [[radyo]] emisyonlarının orta kütleli bir kara delik için uyumlu olduğu görülüyor.<ref>{{Haber kaynağı
 | ad=Dave
 | soyadı=Finley
 | başlık=Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates
 | yayıncı=NRAO
 | tarih=28 Mayıs 2007
 | url=http://www.nrao.edu/pr/2007/globularbh/
 | erişimtarihi=29 Mayıs 2007
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20080725074228/http://www.nrao.edu/pr/2007/globularbh/
 |arşivtarihi=25 Temmuz 2008
 | ölüurl=hayır
 }}</ref>

Bunlar belirli ilgi alanlarıdır çünkü orta kütleli kara deliklerin keşfedildiği ilk yerlerdir. Geleneksel yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler galaksilerin merkezinde keşfedilmişlerdir. Bu orta kütleli kara deliklerin kütleleri kümenin kütlesi ile orantılıdır. Devam eden süreçte, öncelikle süper kütleli karadelik ile kara delik çevreleyen galaksi arasında keşfedilmişlerdir.

Orta kütleli kara deliklerin varlığı şüpheyle karşılandı. Küresel yıldız kümelerindeki en ağır objelerinin küme merkezine doğru göç etmeleri umuluyordu. Holger Baumgardt ve onunla ortak çalışanlar tarafından, kütle ışık oranı iki kağıda işaretlendi. M15 ve Mayall II’de olduğu gibi kara delik olmasa bile kütle ışık oranının keskin bir şekilde küme merkezine doğru artması gerektiğini buldular.

==Renk şiddet diyagramı==
[[Dosya:Cosmic fairy lights.jpg|küçükresim|[[Messier 5]] bir küresel yıldız kümesidir ve kendi toplu yerçekimleri ile bir arada duran yüzbinlerce yıldız içerir.<ref>{{Haber kaynağı|başlık=Cosmic fairy lights|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1416a/|erişimtarihi=29 Nisan 2014|gazete=ESA/Hubble Picture of the Week|arşivurl=https://web.archive.org/web/20140429184954/http://www.spacetelescope.org/images/potw1416a/|arşivtarihi=29 Nisan 2014|ölüurl=hayır}}</ref> ]]

[[Hertzsprung-Russell diyagramı]] (HR-diyagram), yıldızların birçok çeşidinin yer aldığı bir grafiktir. [[Renk ölçeği]]ne karşılık görünen [[mutlak parlaklık]]larının grafik üzerinde gösterilmesidir. B’den V’ye renk ölçeği, mavi ışıktaki veya B’deki yıldızın şiddeti ile görünen ışıktaki şiddeti(veya V) farklıdır. Büyük pozitif değerler kırmızı yıldızlara karşılık gelir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı düşüktür. Negatif değerler yüzey sıcaklığı fazla olan mavi yıldızlara karşılık gelir.

HR diyagramında Güneş’e yakın olan yıldızlar, çeşitli kütledeki, yaştaki ve bileşimlerdeki yıldızların bir dağılımını gösteriyor. Yıldızların birçoğu, yıldızların sıcaklığı arttıkça şiddetin de arttığı [[anakol]] olarak adlandırılan eğimli çizgi üzerinde dağılmışlardır. Bununla birlikte, diyagram evrimlerinin daha sonraki aşamalarında olan yıldızları da içeriyor. Bu yıldızlar anakol eğiminden uzaktadırlar.

Küresel yıldız kümesi içindeki bütün yıldızlar bizden yaklaşık olarak aynı mesafededirler. Mutlak şiddetleri kadirlerine göre değişiklik gösterir. Küresel yıldız kümesindeki [[anakol]] yıldızların güneş sisteminin komşularındaki benzer yıldızlarla karşılaştırılabilecek çizgi üzerine düşeceği düşünülüyor. Bu varsayımın kesinliği, yakın kısa periyotlu değişkenlerin şiddetlerinin karşılaştırılarak elde edilen veriler ile doğrulandı. Örneğin, [[RR Lyrae]] yıldızları ve [[sefe değişeni]].<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Shapley, H. | yazarbağı=Harlow Shapley
 | tarih=1917 | başlık=Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III
 | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1917-03_45_2/page/118 | dergi=Astrophysical Journal | cilt = 45
 | sayfalar=118-141|bibcode=1917ApJ....45..118S |doi=10.1086/142314}}</ref>

HR diyagramındaki eğim üzerindeki eşleştirerek, kümedeki anakol yıldızlarının mutlak şiddetleri de bulunabilir. Yıldızların kadirlerine dayanarak kümenin bizden olan uzaklığı tahmin edilebilir. Göreli ve mutlak şiddet arasındaki fark, [[uzaklık modülü]] olarak adlandırılır ve mesafe tahminlerinde kullanılabilir.<ref>{{Kitap kaynağı
 | soyadı=Martin | ad=Schwarzschild | tarih=1958
 | başlık=Structure and Evolution of Stars
 | url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | yayıncı=Princeton University Press
 | isbn=0-486-61479-4}}</ref>

Belirli bir küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar HR diyagramında gösterilmiştir. Birçok açıdan yaklaşık olarak bütün yıldızlar çok iyi tanımlanmış bir eğri üzerine göreceli olarak düşerler. Bu HR diyagramındaki Güneş’e yakın yıldızlar için değişiklik gösterir. Bu yıldızlar farklı yaşta ve kökende olan bir grup yıldızdır. Küresel yıldız kümesi için eğimin şekli bir grup yıldızın karakteristik özelliğidir. Bu yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda, aynı materyalden oluşmuştur. Sadece ilk kütleleri farklılık gösterir. HR diyagramındaki her bir yıldızın konumu, yaş ile çeşitlilik gösteir. Küresel yıldız kümesindeki eğimin şekli, yıldız popülasyonunun bütün yaşını hesaplamada kullanılabilir.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Sandage, A.R. | yazarbağı=Allan Sandage
 | başlık=Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3
 | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1957-09_126_2/page/326 | dergi=Astrophysical Journal | cilt=126
 | sayfalar=326| tarih=1957
 |bibcode=1957ApJ...126..326S |doi=10.1086/146405}}</ref>

[[Dosya:M3 color magnitude diagram.jpg|orta|upright=1.82|küçükresim|Küresel yıldız kümesi [[Messier 3|M3]] için renk-şiddet diyagramı. Eğimdeki karakteristik 19 şiddetindeki bölgede yıldızların kendi evrim yollarındaki dev aşamaya geçişi gösteriyor.]]
En büyük anakol yıldızları aynı zamanda en büyük mutlak şiddete sahip ve bu aşama yıldızların dev yıldız evresine geçişte ilk evrimidir. Daha küçük kütleli yıldızlar da dev yıldız evresine geçiş yapar. Böylelikle tek bir küme popülasyonunun yaşı, dev yıldız evresine geçiş yapmaya başlayan yıldızlara bakarak bulunabilir. Bu oluşumlar, HR diyagramındaki anakol çizgisinin üst sağ tarafını büker. Bu eğrinin mutlak şiddeti doğrudan küresel yıldız kümesinin yaş fonksiyonudur. Bu yüzden yaş ölçeği, şiddete paralel olan eksene çizilebilir.

Ek olarak, küresel yıldız kümeleri, en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığına bakılarak tarihlendirilebilir. Küresel yıldız kümeleri için tipik sonuçlar gösteriyor ki, 12.7 milyar yıl olacak kadar yaşlı olabilirler. Bu onlarca milyon yıl yaşında olan açık yıldız kümelerinin tam tersidir.

Küresel yıldız kümelerinin yaşları, tüm Evren'in yaş limitine ulaşıyor. Bu alt limit [[kozmoloji]]de önemli bir kısıtlamadır. Tarihte, astronomlar kozmolojik modellerin izin verebileceğinden daha yaşlı görünen küresel yıldız kümelerin yaşlarını tahmin etme ile karşı karşıya geldiler. Bununla birlikte, kozmolojik değişkenlerin derin gökyüzü araştırmaları ve [[Hubble Uzay Teleskobu]] gibi uydular sayesinde yapılan daha iyi ölçümleri ile bu sorunun yeniden çözümleneceğini gösteriyor.<ref>{{Web kaynağı | yazar = Majaess, D. | tarih = 23 Şubat 2013 | başlık = Nearby Ancient Star is Almost as Old as the Universe | url = http://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/ | yayıncı = Universe Today | erişimtarihi = 29 Kasım 2014 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160130140405/http://www.universetoday.com/100147/nearby-ancient-star-is-almost-as-old-as-the-universe/ | arşivtarihi = 30 Ocak 2016 | ölüurl = hayır }}</ref>

Küresel yıldız kümeleri üzerine yapılan evrimler çalışmalar aynı zamanda kümeyi oluşturan gaz ve tozun birleşmeye başladığındaki değişikleri belirlemek için kullanılabilir. Ağır elementlerin çokluğundaki değişiklikler kullanılarak evrimdeki değişiklikler belirlenebilir. Küresel yıldız kümeleri üzerinde yapılan çalışmalardan toplanan veriler daha sonra Samanyolu’nun evrimi üzerinde çalışmak için kullanıldı.<ref>{{Basın açıklaması kaynağı| tarih=1 Mart 2001| url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-03-01.html| başlık=Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters| erişimtarihi=26 Mayıs 2006| arşivurl=https://web.archive.org/web/20060615053142/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-03-01.html| arşivtarihi=15 Haziran 2006| ölüurl=evet}}</ref>

Küresel yıldız kümeleri içinde mavi başıboşlar olarak bilinen az sayıda yıldız gözlendi. Anakol üzerinde daha mavi ve parlak yıldızların olduğu tarafa doğru devam ettiği görülüyor. Bu yıldızların kökeni hala açıklanamadı ancak birçok model bu yıldızların çoklu yıldız sistemlerindeki kütle transferi sonucu oluştuğunu öne sürüyor.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Leonard, Peter J. T. | tarih= 1989
 | başlık=Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem
 | dergi=The Astronomical Journal | cilt=98
 | sayfalar=217-226|doi=10.1086/115138
 |bibcode=1989AJ.....98..217L}}</ref>

==Morfoloji==

[[Dosya:Appearances can be deceptive.jpg|küçükresim|NGC 411 bir açıkyıldız kümesi olarak sınıflandırıldı.<ref>{{Haber kaynağı|başlık=Appearances can be deceptive|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1303a/|erişimtarihi=12 Şubat 2013|gazete=ESO Picture of the Week|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130201030616/http://www.spacetelescope.org/images/potw1303a/|arşivtarihi=1 Şubat 2013|ölüurl=hayır}}</ref>]]

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.<ref name="structure">{{Dergi kaynağı
 |soyadı       = Benacquista
 |ad            = Matthew J.
 |başlık      = Globular cluster structure
 |dergi         = Living Reviews in Relativity
 |tarih         = 2006
 |url           = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-2&page=articlesu2.html
 |erişimtarihi = 14 Ağustos 2006
 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20061013060013/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-2&page=articlesu2.html
 |arşivtarihi= 13 Ekim 2006
 |ölüurl      =hayır}}</ref> Dinlenme zamanının değeri kümeden kümeye değişiklik gösterir. Ancak ortalama değer 10<sup>9</sup> yıldır.

{| class="wikitable" style="margin-top: 0px; margin-left: 0.5em;" align="right"
|+ '''Küresel kümelerin eliptikliği'''
|-
!Gök ada
!Eliptiklik<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V.
 | tarih= 1996
 | başlık = The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy
 | dergi = Astronomy and Astrophysics Supplement
 | cilt = 116
 | sayı = 3 | sayfalar =447-461|bibcode= 1996A&AS..116..447S |doi= 10.1051/aas:1996127}}</ref>
|-
|Samanyolu
|0,07 ± 0,04
|-
|[[Büyük Macellan Bulutu|LMC]]
|0,16 ± 0,05
|-
|[[Küçük Macellan Bulutu|SMC]]
|0,19 ± 0,06
|-
|[[Andromeda Gökadası|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 bulutu]]ndakilerin daha eliptik yapısı vardır.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Frenk, C. S.; White, S. D. M. | tarih= 1980
 | başlık = The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters
 | dergi = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | cilt = 286 | sayı = 3 | sayfalar =L39-L42|bibcode= 1997astro.ph..2024G |arxiv = astro-ph/9702024}}</ref>

===Yarıçaplar===

Astronomlar standart yarıçaplarla küresel yıldız kümelerinin morfolojilerinin özelliklerini saptamaya çalışıyorlar. Bunlar merkezin yarıçapı (''r''<sub>''c''</sub>), yarım ışık yarıçapı (''r''<sub>''h''</sub>) ve gelgit yarıçapıdır. (''r''<sub>''t''</sub>). Kümenin bütün parlaklığı sabit bir şekilde küme merkezinden uzaklaştıkça azalır. Çekirdeğin yarıçapı, görünen yüzey parkalığının yarıya düştüğü mesafedir.<ref name="star clusters">{{Web kaynağı | url = http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-starclus.pdf | başlık = Star Clusters | yayıncı = Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics | tarih = Kasım 2000 | erişimtarihi = 26 Mart 2014 | yazar = Kenneth Janes | sayfalar =2| arşivurl = https://web.archive.org/web/20150701182140/http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-starclus.pdf | arşivtarihi = 1 Temmuz 2015 | ölüurl = hayır }}</ref> 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. (''r''<sub>''m''</sub>)—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 dakika]]dır ancak yarım kütle yarıçapı sadece 1.12 açısal dakikadır.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F.
 | tarih= 1994
 | başlık = The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars
 | dergi = Astronomy and Astrophysics | cilt = 290
 | sayfalar =69-103|bibcode= 1994A&A...290...69B
 | soyadı2 =Corsi
 | soyadı3 =Buzzoni
 | soyadı4 =Cacciari
 | soyadı5 =Ferraro
 | soyadı6 =Fusi Pecci}}</ref>

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]] (R<sub>h</sub> = 18 pc) ve [[Palomar 14]] (R<sub>h</sub> = 25 pc)).<ref name="Bergh2007" />

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,<ref name="DaCosta">{{Dergi kaynağı
 |soyadı       = Da Costa
 |ad            = G. S.
 |soyadı2      = Freeman
 |ad2           = K. C.
 |tarih         = Mayıs 1976
 |başlık      = The structure and mass function of the globular cluster M3
 |url           = http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...206..128D
 |dergi         = ApJ
 |cilt          = 206
 |sayı         = 1
 |sayfalar      =128-137|bibcode= 1976ApJ...206..128D
 |doi= 10.1086/154363
 |erişimtarihi = 6 Aralık 2014
 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20180808112225/http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...206..128D
 |arşivtarihi= 8 Ağustos 2018
 |ölüurl      = hayır
}}</ref> veya yaklaşık olarak 113 parsektir<ref name="Brosche">{{Dergi kaynağı
 |soyadı       = Brosche
 |ad            = P.
 |soyadı2      = Odenkirchen
 |ad2           = M.
 |soyadı3      = Geffert
 |ad3           = M.
 |tarih         = Mart 1999
 |başlık      = Instantaneous and average tidal radii of globular clusters
 |url           = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999NewA....4..133B
 |dergi         = New Astronomy
 |cilt          = 4
 |sayı         = 2
 |sayfalar      =133-139|bibcode= 1999NewA....4..133B
 |doi= 10.1016/S1384-1076(99)00014-7
 |erişimtarihi = 7 Aralık 2014
 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20180808133858/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999NewA....4..133B
 |arşivtarihi= 8 Ağustos 2018
 |ölüurl      =hayır}}</ref> 10.4 kiloparsek mesafesinde.

===Kütle ayrımı, parlaklık ve çekirdek çökmesi===
Bir küresel yıldız kümesinin çekirdeğinden olan uzaklığına göre verilen fonksiyonuna bakarak parlaklık eğrisi ölçülebilir. Samanyolu gök adasındaki birçok yıldız kümesinin parlaklığı mesafe azaldıkça sabit bir şekilde artıyor. Çekirdekten belirli bir uzaklığa kadar artıyor daha sonra parkalık sıfırlanıyor. Genel olarak bu mesafe çekirdekten 1-2 parsek uzaklığındadır. Bununla birlikte küresel yıldız kümelerinin yüzde 20’si "çekirdek çökmesi" olarak isimlendirilmiş bir süreç içine girerler. Bu küme çeşidinde, parlaklık çekirdeğe kadar sabit bir şekilde artmaya devam eder<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar =Djorgovski, S.; King, I. R. | tarih= 1986
 | başlık = A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters
 | dergi = Astrophysical Journal | cilt = 305
 | sayfalar =L61-L65|bibcode= 1986ApJ...305L..61D |doi= 10.1086/184685}}</ref> Çekirdeği çökmüş küresel yıldız kümesi çeşidine [[Messier 15|M15]] örnek olarak verilebilir.

[[Dosya:47tuc salt.jpg|sol|küçükresim|upright=1.09|[[47 Tucanae]] Samanyolu galaksisinde [[Omega Centauri]]den sonra ikinci en parlak küresel yıldız kümesidir.]]

Çekirdek çökmelerinin, küresel yıldız kümesi içindeki çok büyük yıldızların daha küçük bileşenleri ile karşılaştığında gerçekleştiği düşünülüyor. Zaman geçtikçe, dinamik süreçler bireysel yıldızların küme merkezinden kümenin dışına doğru göç etmesine neden oluyor. Bu çekirdek bölgesindeki net kinetik enerjide bir kayba neden oluyor. Yıldızların daha sıkışık bir hacimde grup halinde bulunmasına neden oluyor. Bu dengesizlik meydana geldikçe kümenin merkez bölgesi yıldızlarla daha kalabalık ve yoğunluğu fazla olacak. Kümenin yüzey parlaklığı ise doruğa çıkacak.<ref name=ashman_zepf1998>{{Kitap kaynağı
 | yazar=Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E.
 | başlık=Globular cluster systems | tarih=1998 | cilt=30
 | seri=Cambridge astrophysics series | sayfa=29
 | yayıncı=Cambridge University Press | isbn=0-521-55057-2}}</ref> (Çekirdek çökmesi parlaklık dağılımına sebep olan tek bir mekanizma değildir. Aynı zamanda merkezdeki çok büyük kütleli bir karadelik sayesinde parlaklık zirveye çıkabilir.)<ref name=binney_merrifield1998>{{Kitap kaynağı
 | yazar=Binney, James; Merrifield, Michael
 | başlık=Galactic astronomy | tarih=1998 | sayfa=371
 | seri=Princeton series in astrophysics
 | yayıncı=Princeton University Press
 | isbn=0-691-02565-7}}</ref> Zamanın daha uzun bir periyodu geçtikten sonra, devasa yıldızlar çekirdek yakınlarında yoğunlaşmaya başlıyorlar. Bu olay kütle ayrımı olarak adlandırılır.

Çift yıldız sistemlerinin dinamik ısıtıcı etkileri, kümenin başlangıçtaki çekirdek çökmesini önlemek için çalışıyor. Bir yıldız, çift yıldız sisteminin yakınlarından geçerken çiftin birinin yörüngesi daralır ve enerjisini kaybeder.<ref name=vanbeveren2001>{{Kitap kaynağı
 | ad=D. | soyadı=Vanbeveren | tarih=2001
 | başlık=The influence of binaries on stellar population studies | cilt=264
 | seri=Astrophysics and space science library
 | yayıncı=Springer | sayfa=397 | isbn=0-7923-7104-6}}</ref><ref name=spitzer1986>{{Konferans kaynağı
 | başlık=Dynamical Evolution of Globular Clusters
 | soyadı=Spitzer | ad=L., Jr. | eser=The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study
 |yer=Princeton, USA | tarih=Haziran 2–4, 1986
 | cilt=267 |editörler=P. Hut and S. McMillan | yayıncı=Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York
 | sayfa=3 |doi=10.1007/BFb0116388
 |bibcode=1986LNP...267....3S}}</ref> Aksine, küresel yıldız kümesi tekrar tekrar spiral galaksi düzlemi boyunca geçerken gelgit şoklarının etkileri çekirdek çökmesini ivmelendirmeye meyillidir.<ref name=apj522_2_935>{{Dergi kaynağı
 | başlık=Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters
 | yazar=Gnedin, Oleg Y.; Lee, Hyung Mok; Ostriker, Jeremiah P. | dergi=The Astrophysical Journal | cilt=522
 | sayı=2 | sayfalar=935-949|tarih=Eylül 1999
 |doi=10.1086/307659 |bibcode=1999ApJ...522..935G
 | arxiv=astro-ph/9806245}}</ref>

Çekirdek çökmesinin farklı aşamaları üç parçaya bölünebilir. Küresel yıldız kümesinin büyüme çağı boyunca, çekirdek çökme süreci yıldızın merkezine yakın kısımda başlar. Bununla birlikte, çift yıldız sistemlerindeki etkileşimler, küme orta yaşlara yaklaştıkça ilerideki çekirdek çökmelerini önler. Son olarak, merkezi çift yıldızlar bozulmuş veya dışarı atılmış olsun, merkezdeki yoğunluğu daha sıkı hâle getirir.

Çökmüş çekirdek bölgesindeki yıldızların etkileşimleri daha yoğun çift yıldız sistemlerinin oluşmasına zemin hazırlıyor. Diğer yıldızların bu yoğun çift yıldızlarla etkileşmeleri merkezdeki enerjiyi artırıyor. Bu ise küresel yıldız kümesinin yeniden genişlemesine neden oluyor. Çekirdek çökmesi için geçen zaman tipik olarak galaksinin yaşından daha azdır. Galaksi içindeki küresel yıldız kümelerinin birçoğu çekirdek çökmesi aşamasını geçmiştir ve daha sonra genişlemiştir.<ref name=bahcall_piran_weinberg2004>{{Kitap kaynağı
 | yazar=Bahcall, John N.; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven
 | başlık=Dark matter in the universe | sayfa=51 | sürüm=2nd
 | yayıncı=World Scientific | tarih=2004 | isbn=981-238-841-9}}</ref>

Hubble Uzay Teleskobu, küresel yıldız kümelerindeki kütle ayrımı sürecinin gözlemsel kanıtlarını sağlamak için kullanıldı. Daha ağır yıldızlar yavaşça merkeze çöküyor ve kümenin çekirdeğinde kalabalıklaşıyorlarken hafif yıldızlar hızlıca kümenin dış sınır çizgisinde daha çok zaman geçirmeye meyilliler. Küresel yıldız kümesi [[47 Tucanae]], yaklaşık 1 milyon yıldızdan oluşmuştur ve Güney yarımküredeki en yoğun küresel yıldız kümelerinden biridir. Bu küme yoğun fotografik araştırmalara maruz kalmıştır. Bu araştırmalar astronomlara küme içindeki yıldızların hareketlerini inceleme olanağı sunmuştur. Küme içindeki yaklaşık 15,000 yıldızın kesin hızları alınmıştır.<ref>{{Haber kaynağı
 | başlık=Stellar Sorting in Globular Cluster 47
 | yayıncı=Hubble News Desk
 | tarih=4 Ekim 2006
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/33/
 | erişimtarihi=24 Ekim 2006
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20081007151039/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/33
 |arşivtarihi=7 Ekim 2008
 | ölüurl=hayır
 }}</ref>

2008 yılında John Fregeau’un Samanyolu galaksisi içindeki 13 tane küresel yıldız kümesi için yaptığı çalışmalar gösteriyor ki bunlardan 3 tanesi sıra dışı büyük sayılarda X ışını kaynağı ya da X ışını çift sistemler. Bunlar kümenin orta yaşta olduğunu gösteriyor. Daha önce astronomlar tarafından başka bir yaş testi kullanılarak bu küresel yıldız kümeleri büyük yaşta sınıfına alınmışlardı çünkü merkezlerinde çok sıkı yoğunlukta yıldızlar bulunduruyorlar. Buradan çıkan sonuç, birçok küresel yıldız kümesinin, Fregeau tarafından çalışılmış diğer 10 tanesi de, daha önceden düşünüldüğü gibi orta yaşta olmadığı oldu. Gerçekte büyüme çağında oldukları bulundu.<ref name=baldwin>{{Haber kaynağı
 | soyadı=Baldwin
 | ad=Emily
 | tarih=29 Nisan 2008
 | başlık=Old globular clusters surprisingly young
 | yayıncı=Astronomy Now Online
 | url=http://www.astronomynow.com/Oldglobularclusterssurprisinglyyoung.html
 | erişimtarihi=2 Mayıs 2008
 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20080502172852/http://www.astronomynow.com/Oldglobularclusterssurprisinglyyoung.html
 |arşivtarihi=2 Mayıs 2008
 | ölüurl=hayır
 }}</ref>

Samanyolu ve Andromeda’daki bütün küresel yıldız kümelerinin parlaklığı [[Gauss fonksiyonu]] ile modellenebilir. Bu gauss ortalama şiddet M<sub>v</sub> ve değişken σ<sup>2</sup> ile tanımlanabilir. Küresel yıldız kümelerinin parlaklığındaki bu dağılım Küresel Yıldız Kümeleri Parlaklık Fonksiyonu (KYKPF)olarak adlandırılır. (Samanyolu için, M<sub>v</sub> = {{Kayma|−7.20 ± 0.13}}, σ = {{Kayma|1.1 ± 0.1}} büyüklüklerinde.)<ref>{{Dergi kaynağı
 | soyadı = Secker | ad = Jeff | tarih= 1992
 | başlık = A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution
 | dergi = Astronomical Journal | cilt = 104
 | sayı = 4 | sayfalar =1472-1481|bibcode= 1992AJ....104.1472S |doi= 10.1086/116332}}</ref> KYKPF aynı zamanda diğer galaksilerin uzaklığını ölçmek için standart ışık olarak kullanılabilir. Samanyolu galaksisinde olduğu gibi uzaklaşan galaksilerdeki küresel yıldız kümelerinin Samanyolu galaksisindekilerle aynı yolu izlediği varsayımı yapılmıştır.

===Gelişmiş formlar===

[[Dosya:Globular Cluster M10.jpg|küçükresim|[[Messier 10]] Dünya’dan yaklaşık 15000 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve yıldızlardan oluşmuş bir küredir.]].<ref>{{Haber kaynağı|başlık=Globular Cluster M10|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1225a/|erişimtarihi=18 Haziran 2012|gazete=ESA/Hubble Picture of the Week|arşivurl=https://web.archive.org/web/20120620221101/http://www.spacetelescope.org/images/potw1225a/|arşivtarihi=20 Haziran 2012|ölüurl=hayır}}</ref> ]]

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.<ref>{{Dergi kaynağı
 | yazar=Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B.
 | başlık=BH 176 and AM-2: globular or open clusters?
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1995-08_300_3/page/726
 | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=1995
 | cilt=300 | sayfalar=726|bibcode=1995A&A...300..726O
 | soyadı2=Bica
 | soyadı3=Barbuy}}</ref>

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.<ref name="extended">{{Dergi kaynağı
 | yazar=Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata
 | başlık=A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31
 | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | tarih=2005 | cilt=360
 | sayı=3 | sayfalar=993-1006| arxiv=astro-ph/0412223
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x
|bibcode=2005MNRAS.360.1007H}}</ref>

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.<ref name="extended" />

== Kaynakça ==
{{Kaynakça|2}}

== Ayrıca bakınız ==
* [[Küresel yıldız kümeleri dizini]]

{{Messier cisimleri}}
{{NGC cisimleri}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Küresel yıldız kümeleri| ]]
[[Kategori:Yıldız kümeleri]]