位于天蝎座的M80距离太阳28,000光年，拥有数十万颗的恒星。

球状星团是外观呈球形，在轨道上绕着星系核心运行，很像卫星的恒星集团。球状星团因为被重力紧紧束缚，使得恒星高度的向中心集中，因此外观呈球形。被发现的球状星团多在星系的星系晕之中，远比在星系盘中被发现的疏散星团拥有更多的恒星。

球状星团在星系中很常见，在银河系中已知的大约有150个，可能还有10-20个尚未被发现：大的星系会拥有较多的球状星团，例如在仙女座星系就有多达500个。一些巨大的椭圆星系，像是M87，拥有的球状星团可能多达1,000个。这些球状星团环绕星系公转的半径可以达到40,000秒差距（大约131,000光年）或更远的距离。在本星系群的每一个质量够大的星系都有球状星团伴随着，而且几乎每一个曾经探测过的大星系也都被发现拥有球状星团。人马座矮椭圆星系和大犬座矮星系看来正在将伴随着它们的球状星团（像是帕罗马12）捐赠给银河系，这显示了过去有许多球状星团是如何获得的。

虽然，在星系中的球状星团看似拥有星系中最早诞生的恒星，但是它们在星系演化的过程中扮演何种角色仍不清楚。它们和矮椭球星系有着显著的差异，球状星团似乎应该是母星系中恒星诞生的场所，而不是一个独立的星系。

观测简史

M22是第一个被发现的球状星团，是德国天文学家Abraham Ihle在1665年发现的。但是，因为早年望远镜的口径都很小，在梅西尔观察M4之前，球状星团内的恒星都未能被分辨出来。最早被发现的8个球状星团列在表中，随后在Abbé Lacaille于1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在数字前的字母M代表梅西尔天体，而NGC则是Dreyer的星云和星团新总表。

威廉·赫歇尔在1782年进行了一次巡天的观测，他使用的大望远镜能够将当时已知的33个球状星团解析出恒星的影像，此外还发现了37个新的球状星团。在赫协尔于1789年出版的深空天体目录中，他的第二本，首度采用球状星团的字眼来描述这种天体。

被发现的球状星团数目越来越多，在1915年是83个，1930年是93个，1947年是97个。现在，银河系内发现的球状星团总共已有152个，估计总数约为180 ± 20个。另外，尚未被发现的球状星团应该是被隐藏在银河系的气体和尘埃后面了。

在1914年初，哈洛·夏普利开始对球状星团进行系列的研究，发表了约40篇的科学性论文。他观察星团中的造父变星，并利用它们的周-光关系估计距离。

M75是一个类型为Ⅰ，高度集中的球状星团。

在我们银河系内的球状星团，多数被发现在银河核心附近，并且在天球上的位置也大多数躺在银河核心周围的天空中。在1918年，哈洛·夏普利利用这种强烈的不对称性推测星系的总体大小。他假设球状星团大致分布在银河核心的附近，并利用球状星团的位置估计太阳与银河核心的距离。虽然，他当时估计的距离有极大的错误，但依然显示出星系的尺度大于早先的认知。他的错误肇因于银河系内的尘埃减少了相当数量抵达地球的球状星团的光度，因而使距离显得更远。然而，夏普利估计的数值是在相同的数量级内，现在依然在可以接受的误差范围内。

夏普利的测量同时也指出太阳是在远离银河中心的位置上，反对早先从一般恒星的均匀分布所推导出来的结果。实际上，散布在银河盘面上的一般恒星经常会因为气体和尘埃的遮蔽而变暗，而球状星团分布在银河盘面之外，即使在更远的距离上仍然能被看见。

夏普利继续与亨丽埃塔·史涡普和海伦·Battles·索耶（稍后是霍格）研究球状星团。在1927-29年，夏普利和海伦·索耶开始编辑星团的目录，并以向中心集中的程度做为分类的依据。最集中的群被分类为Ⅰ，然后逐步缩减共整理成ⅩⅡ。这就是现在所知的夏普力-索耶集中度分类法（经常会以数字[Class 1–12]取代罗马数字）。

成份

球状星团通常由数十万颗的低金属含量的老年恒星组成，这些在球状星团中的恒星与在螺旋星系核球的恒星相似，但是体积却局限在仅有数立方秒差距之内。它们之中没有气体和尘埃，因为假设在很早以前就都已经凝聚成为恒星了。

由于球状星团是恒星的高密度区，因此被认为是不利于行星系统发展的地区。行星轨道在恒星密集的区域内，因为其他恒星经过时的摄动，使得行星轨道在动力学上是不稳定的。在杜鹃座47的核心区域，距离恒星1天文单位的行星，大概只能存在108年（数量级）。然而，至少已经有一个环绕波霎（PSR B1620−26）的行星系统在球状星团M4内被发现。

除了几个著名的例外，每个球状星团都有明确的年龄，也就是说，大多数星团中的恒星在恒星演化的阶段中都有相似的年龄，暗示它们几乎都是同时形成的。所有的球状星团看起来都没有活跃的恒星形成活动，这与球状星团是星系中年老成员的看法是一致的，而且是第一批形成的恒星。

有一些球状星团，像是在我们的银河系内的半人马座ω和在M31的G1，有异乎寻常大的质量（数百万太阳质量），成员包含多种星族。这两者可以被认为是矮星系被大星系吞噬的证据，超重球状星团是矮星系残余的核心。有些球状星团（像是M15）有极端大质量的核心，可能是怀有黑洞，虽然摹拟的模型建议集中在中心的是中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解释。

金属量

球状星团通常拥有的是第二星族星，与第一星族星比较，例如太阳，金属量是较少的。(在天文学中所称的金属是比氦重的元素，像锂和碳等。)

荷兰天文学家Pieter Oosterhoff注意到球状星团会有两种不同的恒星，目前已经被认知为Oosterhoff群。其中的第二型是周期稍长的天琴座RR变星。这两群恒星都有微弱的金属元素谱线，但是在第一型（OoI）中的谱线比第二型（OoII）明显一些，这是因为第一形是"富金属"的，而第二型是"贫金属"的。

在许多星系（特别是大质量的椭圆星系）中都观察到了这两种类型的恒星，而且两型的年龄都一样老（几乎与宇宙同年龄），只有金属含量上的差异。许多理论都尝试解释解释这两个次群的成因，包括含有大量气体的星系剧烈合并、矮星系的累积、和在一个星系中多个阶段的恒星诞生。在我们的银河系，贫金属星团聚集在银晕中，而富金属星团则在核球中。

在银河系内，贫金属星团被发现呈一直线的分布在银河平面和外围的银晕中，这种结果支持第二型恒星是被从卫星星系中剥离出来的，而不是早先认为原来就存在于银河系中的球状星团系统。这两种星群之间的差异，或许可以用来解释两个星系在形成各自的星团系统时间上的差异。

奇特的成员

球状星团有非常高的恒星密度，因此恒星彼此间相互的接近和碰撞便会经常发生。由于这些遭遇的机会，一些奇特的恒星类型便产生了，像是蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线双星，在球状星团中都很常见。蓝掉队星是由两颗恒星因遭遇而合并形成的，而可能原本就是双星，结果便是在星团中温度比一般恒星高，但是发光度相同，而有别于主序星的恒星。

在球状星团M15的核心中有一个约4,000太阳质量的黑洞，NASA的影像。

从1970年代开始，天文学家就在球状星团内寻找黑洞。这项任务是艰苦和难以达成的，估计只有哈柏太空望远镜有可能达成，而他也真的确认了第一个的发现。在一个独立的计划中，哈柏太空望远镜对M15球状星团的观测显示在其核心中有一个质量是太阳4,000倍的中介质量黑洞（摹拟提供了可能的目标选择）；在仙女座星系的球状星团梅欧II则有一个20,000太阳质量的黑洞。

这是特别令人感兴趣的，因为在其中首度发现了质量介于常规的恒星黑洞和位于星系核心的超重质量黑洞之间的中介质量黑洞。这种中介质量黑洞存在于球状星团中的比例是很高的，一如预期的模式，在超重质量黑洞存在的星系周围被发现。

中介质量黑洞还有许多被怀疑的争议，球状星团中质量密集的这一部份，由于许多质量的离析，被预期会偏离星团的核心；应该像球状星团一样，充斥着白矮星和中子星这些老年的恒星族群。在Holger Baumgardt和合作者的两份论文中指出，即使没有黑洞的存在，在M15和梅欧II的质-光比在接近中心时都应该明显的升高。

颜色-星等图

赫罗图（黑罗图）是以大量恒星的样本和它们的绝对星等制作成的色指数图，B−V，是它们的蓝色（B）星等和视星等（V，黄-绿色）的差值；大的正值表示这颗恒星是表面温度较低的红色星，负值则暗示是表面温度较高的蓝色星。

当邻近太阳的恒星被描绘在赫罗图上时，可以显示出这些恒星的质量、寿命和组成的分布。多数恒星的位置都在一条倾斜的曲线上，所熟知的主序带，越热的星绝对星等就越亮，颜色也越蓝。但是也有一些演化至晚期的恒星会出现在图中，它们的位置已经远离了主序带的曲线。

因为球状星团中所有的恒星到我们的距离都一样远，因此视星等和绝对星等的修正差值是一样的。我们相信球状星团中的主序星也会像邻近太阳的恒星一样分布在主序带上。(这个假设的正确性可以观察邻近太阳的短周期变星，例如天琴座RR型变星和造父变星，和星团中的相同的变星比较而获得证实。)。

经过赫罗图的比对，可以测量出球状星团内主序星的绝对星等，这反过来也可以提供对球状星团的距离估计，因为视星等和绝对星等的差异就是距离模数，可以测量出距离。

当球状星团的赫罗图被描绘出来时，几乎所有的星都明确的落在定义的相对曲线上，与邻近太阳恒星的赫罗图不同的是，星团中的恒星都有相同的起源和年龄，球状星团的曲线形状是同一个时间、相同的材料和成分，只有质量不同的恒星所形成的典型曲线。由于在赫罗图上的每一个位置都对应于不同质量恒星的寿命，曲线的形状就能测量球状星团整体的年龄了。

球状星团M3的颜色-星等图。请注意曲线在19星等处的"湾曲"，恒星从该处转向巨星阶段的演化路径。

在球状星团中质量最大的主序星有最高的绝对星等，也会是最早转变朝向巨星阶段演化的恒星。随着年龄的增长，低质量的恒星也将逐渐演化进入巨星阶段，因此球状星团的年龄便可以从正转向巨星变化阶段恒星在赫罗图上的位置来测量了。在赫罗图上形成的"湾曲"，会朝向主序带的右方。弯曲处对应的绝对星等是球状星团整体的作用，年龄的范围可以从平行于星等的轴上描绘出来。

另一方面，也可以测量球状星团中温度最低的白矮星，典型的结果是球状星团的年龄约为127亿岁，这是与年龄仅有数千万年的疏散星团对比而得的。

球状星团的年龄，几乎就是宇宙年龄的上限，这个低限是宇宙论的一个重大限制。在1990年代的早期，天文学家遭遇到球状星团的年龄比宇宙论模型所允许的还要老的窘境。幸而，通过更好的巡天观测，例如柯比（COBE）卫星对宇宙学参数的测量，解决了这个问题，并且利用计算机模式融合了不同的恒星演化模型。

对球状星团演化的研究，也能被用于测量球状星团开始时的气体与尘埃的组成，也就是说，由于重元素的丰度变化可以追踪演变的路径（天文学中的重元素是指比氦重的元素）。从球状星团的研究得到的数据，可以用在对银河系整体的研究上。

在球状星团中有少数恒星被观察到是蓝掉队星，这些恒星的来源还不是很清楚，但是多数的模型都建议这些恒星是多星系统内质量转移所产生的结果。

组态

与疏散星团比较，大部分的球状星团中主要的恒星，终其一生都受到重力场的约束。一种可能的例外是，其他的大质量天体引发的潮汐力有可能造成恒星的扩散。

目前，我们对球状星团的形成，所知依然很有限。然而，对球状星团的观测显示，这些恒星最初是在星球诞生效率很高的地区形成的，并且当地的星际物质密度也比一般恒星诞生的场所要高。球状星团是在星系交互作用下具优势的星爆区域诞生的。

在它们形成之后，球状星团内的恒星彼此之间会有引力的交互作用，结果是所有恒星的速度向量都是稳定与平衡的，全都失去了早期历史上原有的速度。造成这种特性发生的时间称为纾缓期，这段时间所需的长短由星团的恒星数量和质量来决定。每个星团所需要的时间都不一样，平均的时间数量级是109年。

虽然球状星团的外观都是球状的，椭率则都是潮汐力作用的结果。在银河系和仙女座大星系中的球状星团典型的形状都是扁球形，在大麦哲伦星系中的更为扁平。

半径

天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，他们分别是核心的半径（rc）、晕半径（rh）和潮汐半径（rt）。整体的亮度是由核心向外稳定的减弱，核心半径是表面光度降为中心一半的核心距离，用于比较的量是晕半径，或是总光度达到整个星团一半区域的半径，通常这个值会比核心半径要大。

要注意的是晕半径所包含的恒星在视线的方向上是包含了在星团外围的恒星，所以理论上也会使用半质量半径（rm）—，由中心至包含星团一半质量的距离。如果半质量半径小于星团半径的一半，这个星团的核心便是高密度的，例如M3，它整体的视直径是18角秒，但是半质量半径只有1.12角秒。

最后的潮汐半径是核心到星团外围受到星系影响大于星团本身影响的距离，在这个距离上，原属于星团的单独恒星会被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半径大约是38″。

质量隔离和光度

在测量特定球状星团的核心距离与光度曲线的函数时，银河系内多数的球状星团在一定的距离内光度都会因距离的增加而稳定的降低，然后光度呈现水平。典型的距离都在距离核心1–2秒差距之处。然而有20%的球状星团经历了所谓的"核心崩溃"的过程，在这一类型的星团中，光度一直是平稳的增加至核心的区域内。M15是有核心崩溃的一个球状星团的例子。

杜鹃座47 –是继半人马座ω之后，全银河系中第二亮的球状星团。

核心崩溃被认为是球状星团中较重质量的恒星与它较轻的伴星遭遇时发生的状况，结果是较大质量的恒星损失了动能，于是朝向核心掉落。经历一段较长的时间之后，导致大质量的恒星集中在核心的附近。

哈柏太空望远镜被用来搜集和观察大质量恒星向中心集中的过程和程序。重的恒星因为减速而群集在拥挤的核心，轻的恒星则因加速而花费较长的时间在外围环绕着。球状星团杜鹃座47大约有一百万颗的恒星，是在南半球恒星密度最高的球状星团之一。对这个星团进行了一次密集的摄影观测，使得天文学家可以追踪其中的恒星运动，几乎得到了15,000颗恒星精确的运动速度。 在银河系和M31内的球状星团整体的光度可以经由亮度Mv和变量σ2，来塑造高斯曲线。球状星团的光度分布称为球状星团光度函数（GCLF）。在银河系，Mv = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等。只要先假设在其它星系中的球状星团也遵守在银河系中的各项准则，GCLF也可以做为标准烛光来测量其他星系的距离。

多体模拟

计算球状星团内恒星间的交互作用必须解决多体问题的多项式函数，也就是说，球状星团内的每一颗恒星都与N−1颗的恒星有交互作用，此处的N是星团中恒星的总数。一般电脑在动态模拟的CPU使用率以N3的比率增加，因此要进行此种计算，电脑要具有惊人的潜力才能准确的摹拟。在数学上研究球状星团内多体动力学的有效方法为将整体依速度的范围细分为较小的体积来进行摹拟，并且以或然率来描述恒星的位置。这样恒星的运动可以使用--佛客－普朗克方程式来加以描述，就能以简化的形式来解决；或是使用乱数来执行蒙地卡洛模拟进行处理。但是，在双星的作用和需要考虑其他外在的万有引力时（例如来自银河系的引力），这种模拟还是很困难的。

多体模拟的结果显示恒星在球状星团内的移动路径是很不寻常的，有些会形成循环，也些会直直落入核心，然后孤独的绕着质量中心旋转。另一方面，由于和其他恒星的交互作用会使速度增加，有些恒星会获得足够脱离星团的能量，经过漫长的时间周期，会导致星团的溃散，这称为蒸发过程。典型的球状星团蒸发时间尺度为一百亿年（1010年）。

联星在星系中占有的数量极为庞大，几乎有一半的恒星是联星。球状星团的数值模拟显示，联星可能妨碍或改变球状星团核心崩溃的过程。当一颗在星团中的恒星与联星进行重力遭遇时，一种可能的结果是联星变得更为紧密，而动能被转移（加入）至这颗单独的恒星。当大质量的恒星在这种过程中被加速，他会减少核心的收缩，甚至终止核心的崩溃。

中间的形式

球状星团在分类上总是不很明确，并且有些会在别种类的目录中被寻获。例如，在南天的银河之中的BH 176，就兼具有疏散星团和球状星团的特性。

在2005年，天文学家在仙女座星系中发现一种全新的，非常像球状星团的星团类型。这新发现的星团拥有数万颗恒星，恒星的数量比球状星团少，但在其他方面却有球状星团的性质，例如恒星族和金属含量。但在其他特征又与球状星团有所区别－横跨数百光年－和低数百倍的恒星密度，因此星团内恒星间的距离也比球状星团远。由参数上来看，这种星团是介于球状星团（缺乏暗物质）和矮球星系（暗物质主宰）之间的。

还不知道这种星团是如何形成的，但也许和球状星团有所关联。为何M31有这种星团，但银河系却没有，原因也不清楚。也不知道其他的星系是否也有这种星团，但只有M31有这种特殊的星团也是不太可能的。

潮汐遭遇

当球状星团接近大质量物体时，例如星系核心，会引发潮汐力的交互作用。当大质量物体的重力在拉扯球状星团近端和远端的力量不同时，结果就会造成潮汐力。无论何时，每当星团通过星系的平面时，"潮汐震波"便会发生。

潮汐震波造成的结果是，一连串的恒星会从星团的晕中被扯出，只有星团核心的恒星会留在星团中。这些潮汐作用扯出的恒星可以在星团后面拖曳出好几度长，由恒星组成的星弧。这些星弧通常会沿着轨道散布在星团的前后，这些尾巴可能累积了大量的星团原始特性，并且形成有相似特征的丛集。

例如球状星团帕罗马5，才在银河中通过轨道上的近星系点之后不久。一连串的恒星就沿着他的轨道前后方向延伸出去，距离远达13,000光年。潮汐的交互作用从帕罗马5剥离了大量的质量，当它穿越星系的核心时，近一步的交互作用将把它转变成围绕着银晕的长串恒星链。

潮汐的交互作用增加了球状星团的动能，戏剧性的加大星团的蒸发率和缩小了体积。潮汐震波不仅剥离了球状星团外围的恒星，增加的蒸发率也加速了核心的崩溃。同样的物理机制也会作用在矮椭球星系，像是人马座矮椭圆星系，就是因为接近银河的核心才会被潮汐力扯裂的。

有许多球状星团是以逆形轨道绕着银河系运转。