กระจุกดาวทรงกลม M15
ซึ่งอยู่20รับ100ในกลุ่มดาวเพกาซัส เป็นกระจุกดาวทรงกลมกลุ่มแรกที่พบว่ามีเนบิวลาดาวเคราะห์ (มองไปทางมุมซ้ายบนของสนาม) ภาพนี้มาจากCosmic Butterflies: The Colorful Mysteries of Planetary Nebulaeโดย Sun Kwok (Cambridge University Press, £20, $29.95) ซึ่งอธิบายสิ่งที่เรารู้เกี่ยวกับเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์
สำหรับในดาราจักรทางช้างเผือกของเรา มักพบกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ที่บริเวณใจกลางของดาราจักร โดยที่ส่วนมากจะอยู่ด้านข้างของวงกลมท้องฟ้าของแกนกลาง ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ได้ใช้การกระจายตัวที่ไม่สม่ำเสมออย่างมากนี้เพื่อช่วยในการประมาณขนาดโดยรวมของดาราจักรในปี ค.ศ. 1918 โดยใช้สมมุติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมกระจายตัวเป็นรูปทรงกลมอย่างหยาบ ๆ อยู่รอบแกนกลางดาราจักร เขาใช้ตำแหน่งของกระจุกดาวเพื่อประเมินตำแหน่งของดวงอาทิตย์เทียบกับแกนดาราจักร[12] ถึงแม้ว่าการประเมินระยะห่างของเขามีความผิดพลาดไปอย่างมาก แต่ก็ได้สะท้อนให้ทราบถึงขนาดของดาราจักรที่ใหญ่กว่าที่เคยคิดกันมามาก ข้อผิดพลาดของเขามีสาเหตุจากฝุ่นในดาราจักรที่ลดทอนปริมาณแสงซึ่งกระจุกดาวทรงกลมส่งมายังโลก และทำให้มันดูเหมือนอยู่ไกลกว่าที่เป็นจริง อย่างไรก็ดีการประเมินของแชปลีย์ครั้งนี้ได้ระดับความสว่างระดับเดียวกันกับค่าที่ยอมรับกันอยู่ในปัจจุบัน
การตรวจวัดของแชปลีย์ยังบ่งชี้ว่า
ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรมาก ตรงข้ามกับความเชื่อก่อนหน้านั้นทั้งเรื่องตำแหน่งปรากฏและการกระจายตัวของดาวฤกษ์ปกติ ในความเป็นจริงแล้ว ดาวฤกษ์ปกติทั่วไปตั้งอยู่ภายในแผ่นจานดาราจักรและส่วนใหญ่ถูกบังด้วยแก๊สและฝุ่น ขณะที่กระจุกดาวทรงกลมตั้งอยู่ภายนอกแผ่นจานและสามารถมองเห็นได้จากระยะทางไกล ๆ
ในเวลาต่อมา เฮนเรียตตา สโวพ และ เฮเลน แบทเทิลส์ ซอว์เยอร์ (ต่อมาเปลี่ยนเป็น ฮอกก์) ได้เข้ามาช่วยงานศึกษาวิจัยของแชปลีย์ ระหว่างปี ค.ศ. 1927-29 ฮาร์โลว์ แชปลีย์กับเฮเลน ซอว์เยอร์ ได้ช่วยกันจัดประเภทกระจุกดาวตามองศาความหนาแน่นของกระจุกดาวนั้นเทียบกับแกนกลาง กระจุกดาวที่หนาแน่นที่สุดเรียกว่าเป็นกระจุกดาวประเภท I ไปจนถึงกระจุกดาวที่กระจายตัวกันมากที่สุดเป็นประเภท XII ในเวลาต่อมาระบบการจัดประเภทกระจุกดาวแบบนี้ได้ชื่อเรียกว่า ระบบความหนาแน่นของแชปลีย์-ซอว์เยอร์ (Shapley–Sawyer Concentration Class) บางครั้งก็ใช้เลขอารบิก 1-12 แทนที่ประเภทแบบเลขโรมันดั้งเดิม[13]
องค์ประกอบ
กระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุมากหลายแสนดวงซึ่งมีค่าความเป็นโลหะต่ำ ชนิดของดาวฤกษ์ที่พบในกระจุกดาวทรงกลมจะคล้ายคลึงกับที่พบในดุมของดาราจักรชนิดก้นหอย แต่อัดตัวกันอยู่ในปริมาตรเพียงไม่กี่ลูกบาศก์พาร์เซกเท่านั้น ไม่มีแก๊สและฝุ่นในกระจุกดาว คาดกันว่าแก๊สและฝุ่นทั้งหมดได้กลายสภาพไปเป็นดาวจนหมดเป็นเวลานานมาแล้ว
มีการเฝ้าสังเกตสมาชิกกระจุกดาวทั้ง 2 กลุ่มนี้ในดาราจักรหลายแห่ง (โดยเฉพาะอย่างยิ่งในดาราจักรชนิดรีมวลมาก) ทั้ง 2 กลุ่มมีอายุพอ ๆ กัน (ซึ่งเก่าแก่พอ ๆ กันกับอายุของเอกภพ) มีความแตกต่างกันเพียงปริมาณส่วนประกอบทางโลหะเท่านั้น มีการตั้งแบบจำลองหลายแบบเพื่อพยายามอธิบายถึงลักษณะประชากรย่อยเหล่านี้ ซึ่งรวมไปถึงการเกิดรวมตัวกันของดาราจักรที่มีแก๊สมาก การรวมตัวกันของดาราจักรแคระ และรูปแบบการก่อตัวของดาวฤกษ์หลายแบบในดาราจักรเดี่ยว ในทางช้างเผือกของเรา กระจุกดาวแบบที่มีโลหะน้อยมีความเกี่ยวข้องกับดาราจักรฮาโล ส่วนกระจุกดาวแบบมีโลหะมากจะเกี่ยวข้องกับดุมดาราจักร[20]
สำหรับในทางช้างเผือก มีการค้นพบกระจุกดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำอยู่เป็นจำนวนมากในบริเวณระนาบทางด้านนอกของกลดดาราจักร ข้อมูลนี้ช่วยสนับสนุนแนวคิดที่ว่า กระจุกดาวประเภท II ในดาราจักรเกิดจากการดึงดูดดาวฤกษ์มาจากดาราจักรข้างเคียง มิได้เป็นสมาชิกดั้งเดิมของระบบกระจุกดาวในทางช้างเผือกดังที่เคยเข้าใจกันมาแต่ก่อน นอกจากนี้ยังสามารถอธิบายความแตกต่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสองประเภทได้ด้วยระยะเวลาที่ต่างกันซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ดาราจักรแต่ละแห่งได้ให้กำเนิดระบบกระจุกดาวของมันขึ้นมา[21]20รับ100
