从天文学史的角度看，人们真正发现球状星团这类深空天体的存在，应当是在天文望远镜被发明以后。这主要是因为球状星团普遍距离地球很远。据统计，离地球最近的两个球状星团是NGC 6397和M4，它们到地球的距离均为7200光年。相比之下，离地球较近的一个疏散星团样本——毕星团——的距离是150光年。之所以会出现这样的差别，主要是因为两者的分布范围不同。疏散星团倾向于分布在星系的盘面上，对银河系而言就是银道面附近；而球状星团的分布没有明显的偏向，基本上是以星系的核心为中心，呈球形均匀分布，且分布范围广大，可延伸到数倍于星系盘面的地方。
历史上第一个被天文学家发现的球状星团是M22，它位于银心附近的人马座，是北天能看到的最大、最明亮的一个球状星团；第二个被发现的是位于南天的大球状星团——半人马座Ω星团。这是全天最明亮的球状星团，视星等达3.9等，裸眼清晰可见。只是不借助望远镜的话看起来像是一颗星，所以按照拜耳命名法，它被编为半人马座Ω星。后续被发现的球状星团还有巨蛇座的M5、武仙座的M13、天箭座的M71、天蝎座的M4和飞马座的M15等等。实际上，在靠近南天极的小麦哲伦星云旁边，还藏着一颗裸眼可见的大球状星团——杜鹃座47，视星等达4.1等，初看起来也是一颗星的模样。
在小型天文望远镜的视场里，球状星团的外观一般呈规则的球形或椭球形。它们会在一定的轨道上围绕星系核心运转，像是卫星星系那样。相对其他类型深空天体，球状星团的外观比较单调，除非是经常观测的熟手，否则，大部分球状星团初看起来都长得差不多。但是，朴素的外观并不意味着它们是一类简单的天体。在球状星团身上藏着许许多多至今都没有明确解释的谜团。下面我们一一道来。
球状星团何以如此稳定？
球状星团的稳定性是毋庸置疑的，几乎每个星系都有大量的球状星团相伴环绕。以银河系为例，天文学家猜测至少有200个球状星团围绕银心运转。目前已发现的约有150个，剩余的都被银心遮挡，难以发现。银河系的近邻——仙女座大星系M31——约包含460个球状星团。这些星团中质量最大的被命名为马亚尔II，绰号G1（Globular One），是本星系群（本星系群是指以银河系为中心，半径约为百万秒差距，也就是300多万光年的空间内的星系之总称。也有人把本星系群的中心定义为银河系和仙女星系的公共重心）中最明亮的球状星团之一，规模是半人马座Ω的2倍。G1拥有数百万颗恒星，星族构成极为复杂。而对某些富星系团中心的cD星系（巨椭圆星系）而言，围绕其核心运转的球状星团成员可能多达1万多个。
欧洲南方天文台拍摄的半人马座Ω星团，由于自转关系呈椭球状。它的前身很可能也是个星系核心。
哈勃空间望远镜拍摄的球状星团G1。G1属于仙女座大星系，视星等13.8，业余级天文望远镜勉强可见。
根据天体力学的知识我们知道，当有三个，或超过三个天体只在万有引力的支配下运动的时候，其演化结果往往是不稳定的，运动方程容易出现奇点——要么有天体被甩出系统，要么发生天体撞击，回到更稳定的二体系统。但是，当N体系统的成员数上调到几万或几十万的时候，稳定性又神秘地回来了。其背后机理为何，目前仍不得而知。但是，球状星团的这种稳定状态却可以借用理想气体的热力学理论来描述，其中的恒星可类比为气体分子，恒星与恒星间的角动量交换可类比为气体分子间频繁的碰撞。如此类比是合理的，因为球状星团的内部虽然拥挤不堪，但恒星间发生直接擦碰的概率很低，更多的是在非常近的距离上交换轨道角动量，比如两颗恒星在几十或上百个天文单位的距离上“擦肩而过”。根据热力学理论，当理想气体达到稳定状态的时候，气体分子具有的速度遵从麦克斯韦分布，在高能端有一个“尾巴”。与此类似，球状星团成员星的速度也会遵从类似麦克斯韦分布的模式，产生一个“高能的尾巴”。一旦这条“尾巴”越过了零线，就会有成员星逃逸出星团（或者说运动方程出现奇点，恒星被甩出星团），就像液体缓慢蒸发那样。如此一来，球状星团系统整体的能量就会下降，核心会愈发紧实和稳定。因此，年老的球状星团的核心更加凝聚，年轻的球状星团的核心则相对松散些。
球状星团何以如此古老？
相较于疏散星团等其他类型的深空天体，球状星团的年龄普遍非常古老。许多球状星团的诞生时间都只比宇宙大爆炸晚几亿年。历史上，天文学家甚至曾用球状星团的年龄上限来限定宇宙的年龄范围。但也不是所有的球状星团都很古老，比如大麦哲伦星系中的球状星团NGC 1783，以及小麦哲伦星云的球状星团NGC 411，它们的成员星年龄只有14亿年，是相对较年轻的球状星团。
即便如此，还是有天文学家猜测，也许早期宇宙的环境更适宜球状星团的形成，所以才会有那么多古老的球状星团存活至今。他们的主要论据是“宇宙的等级成团理论”。该理论指出，宇宙中的成团结构是从小到大发展起来的，即先有恒星，后有星团，再有星系，最后是星系团和超星系团。但是，宇宙的等级成团理论是建立在暗物质晕（Dark Matter Halo）并合基础上的，我们后面会提到，球状星团的周围不存在像星系周围那样的暗物质晕。但也有另一种可能，就是球状星团的周围原本是有暗物质的，只是很快就被宿主星系所在的暗物质晕剥离吞噬掉了。究竟孰是孰非，又是一大谜题。
哈勃空间望远镜拍摄的球状星团M54。有研究表明M54并不属于银河系，而是属于一个叫作人马座矮椭球星系（SagDEG）的银河系卫星星系。该星系距离银心5万光年，目前正在穿越银河系的盘面，有一条巨大的潮汐星流散布在人马座矮椭球星系的轨道上。不远的将来，它将被银河系完全吞噬。
球状星团是被吞并的星系残留的核心吗？
这是一个非常有意思的问题。历史上也曾有许多天文学家论证过这种可能性。目前的主流看法是：一部分球状星团的来源有可能是被主星系吞并的卫星星系核心，但并非所有球状星团都是这么来的。许多方法都可以用来区分这两种来源的球状星团，其中最常用的是星族法，也就是判断球状星团的星族成分；或者是在球状星团的轨道附近寻找有动力学联系的星流。
星族的概念最早由德国天文学家沃尔特·巴德于1944年提出，最初指的是银河系内具有不同年龄、空间分布、金属丰度的恒星集合，后来推广到其他星系的恒星。根据巴德的分类，太阳等位于银盘上的恒星属于较年轻的星族Ⅰ恒星，具有较高的金属丰度，速度弥散较小；而银河系核球、球状星团内的恒星多为星族Ⅱ恒星，其特点是年龄较古老，具有较低的金属丰度，速度弥散很大。理论上还存在一种所谓的星族Ⅲ恒星，它们是宇宙大爆炸后诞生的第一代恒星，具有几乎为零的金属丰度，以及较大的质量和光度。星族Ⅲ天体的光芒最终照亮了宇宙的黑暗时代。根据星族的划分我们不难看出，假如球状星团的成员星都诞生于同一时刻，那么，其中的恒星必然具有相似的年龄，我们可以通过观察星团成员在赫罗图（赫罗图是表征恒星光谱类型与光度的关系图，其纵轴是光度与绝对星等，横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。赫罗图是研究恒星演化的重要工具，是以发现它的两位天文学家——丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素——的名字命名的）上的“拐点”，来判读星团的年龄。假如球状星团来自被吞并的星系核心，那么它的星族构成就会非常复杂，我们也就不能在赫罗图上看到明显的拐点。
另外，当一个小星系被大星系吞并的时候，由于潮汐力的作用，会有一部分小星系的成员被拉出来，散布于小星系的轨道前后。这种结构被称为“潮汐尾”。假如有证据证明某个球状星团与某星流是动力学相关的，当然也能证明星团的前身很可能是个星系。
球状星团的核心有黑洞吗？周围有暗物质吗？
天文学家普遍相信，球状星团的中心很可能存在一些中等质量的黑洞，但是，要找到它们需要望远镜有足够的分辨力。从20世纪70年代开始，天文学家就在做这方面的努力，直到哈勃空间望远镜升空以后，才陆续在一些球状星团中找到黑洞存在的切实证据。比如在M15中，天文学家就定位到了一个相当于太阳质量4000倍的中等质量黑洞；而在仙女座大星系的球状星团G1中，天文学家发现了一个质量相当于太阳20 000倍的黑洞！这些黑洞的存在是令人感兴趣的，因为它们的质量介于恒星级黑洞（十几个太阳质量）和超大质量黑洞（百万个太阳质量）之间，是两种黑洞演化的中间状态。
哈勃空间望远镜拍摄的球状星团M15
另外，我们知道，星系的周围普遍有一个弥漫范围大得多的暗物质晕（也有暗物质稀少的特例存在，比如前段时间被高度关注的NGC 1052 DF-2星系就是如此），但是极少有证据证明球状星团的周围也有类似的暗物质晕。理论上，暗物质组分比较高的球状星团被称为暗球状星团（Dark Globular Cluster）。近年来，一些关于半人马座α星系的研究表明，环绕它运转的球状星团的运动特性与银河系的不同，可能有一些属于暗球状星团。也许不久的将来，相关的研究就会改写我们关于球状星团形成与演化历史的认知。
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