球状星团是外观呈球形，在轨道上绕着星系核心运行，很像行星的恒星集团。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。球状星团被发现多在星系的晕之中，远比在星系盘中被发现的疏散星团拥有更多的恒星，但球状星团的数量相较疏散星团相对的稀少，在银河系内迄今只发现150个[2]至158个[3]。在银河系内也许还有10-20个或更多个尚未被发现[4]。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130,000光年）或更远的距离[5]。越大的星系拥有越多：以仙女座星系为例，可能有500个球状星团[6]。有些巨大的椭圆星系，特别是位于星系团中心的，像是M87[7]，有多达13,000个球状星团。
在本星系群拥有足够质量的星系，都有关联性的球状星团，并且几乎每个曾经探测过的大质量星系都被发现拥有球状星团的系统[8]。人马座矮椭球星系和有争议的大犬座矮星系似乎正在将它们的球状星团（像是帕罗马12）捐赠给银河系[9]。这表明这个星系的许多球状星团在之前是如何取得的。
虽然这些球状团看起来包含一些最初在银河系产生的恒星，但它们的起源和在银河系演化中扮演的角色仍不清楚。球状星团看起来和矮椭圆星系有着显著的不同，它是母星系形成恒星时的一部分，而不是一个独立的星系[10]。然而，由天文学家最近的推测显示，球状星团和矮椭球可能不能很明确的区分为两种不同类型的天体[11]。
观测简史
第一个被发现的球状星团是M22，它是德国的业余天文学家Abraham Ihle在1665年发现的[12]。然而，在梅西尔观察M4之前，早年的小口径望远镜解析不出球状星团内的个别恒星[13]。最早被发现的8个球状星团列在表中，随后在尼可拉·路易·拉卡伊于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年使用大望远镜进行了一次广泛的巡天调查，当时知道的球状星团只有34个。赫歇尔自己另外发现了36个，并且首度解析出它们全都由恒星组成。他在1789年出版的《二千个新星云和恒星的星团》中创造了球状星团这个名称[14]。
球状星团的数量持续的增加，在1915年达到83个，1930年是93个，1947年是97个。现在银河系内总共发现了152个，而估计总数应该是180 ± 20[4]。这些附加、尚未被发现的球状星团被认为是隐藏在银河系的气体和尘埃的后面。
从1914年起，哈洛·夏普利开始对球状星团进行一系列的研究，大约发表了40篇的论文。他研究星团内的天琴座RR变星（他以为是造父变星），并且尝试用周—光关系估计距离。后来，人们发现天琴座RR变星比造父变星黯淡，造成夏普利高估了星团的距离[15]。
在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分布测定银河系整体的尺寸。经由假设球状星团围绕着银河中心成球状的分布，他用球状星团来估计太阳与银河系中心的位置[16]。虽然他的估计有重大的错误，但显示银河系比之前人所猜测的更为巨大。他的错误来自银河系内尘埃的减少了到达地球的光度，因而显得球状星团有更远的距离。不过，夏普利的估计值与现在所认定数量级是相同的。
夏普利的测量也显示太阳在对远离银河系的中心，推翻了先前所推断是一般恒星均匀分布的中心。在现实中，恒星一般都分布在银河的盘面之中，但因此也常会被气体和尘埃遮蔽，而球状团在盘面之外，因此在更远的距离上仍然可以看见。
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，夏普利和海伦依据向星团中心的集中度开始分类与编辑球状星团的目录。最集中的星团属于I，然后逐步缩减集中度至XII。这就成为现今所知的夏普力-索耶集中度分类法（经常会以数字[Class 1–12]取代罗马数字）[17]。在2015年，以观测资料为基础，提出了一种新型的暗球状星团[18]。
形成
对球状星团形成现象的了解依然很少，而且也不确定星团中的恒星是一个世代形成的，还是跨越数亿年形成有好几个世代的恒星。在许多的球状星团，大部分的恒星大约都在恒星演化的同一个阶段，因此认为它们大约在同一时间形成[20]。然而，从一个星团到一个星团的恒星形成史，有些集团显示有不同种群的恒星。一个例子出现在大麦哲伦星系（LMC）的球状星团，展示出双峰的分布曲线。在它们年轻的时候，LMC的星团可能与巨大分子云遭遇，触发了第二轮的恒星形成[21]。这个恒星形成的时期相较于许多球状星团的年龄，显然相对较短[22]。提出这种多样性的恒星群建议的原因，还有动态的起源。例如在触须星系，哈伯太空远镜观测到成串的星团，在星系中跨越数百秒差距，那儿是可能发生星团碰撞和合并的地区。其中有许多存在着有意义的年龄范围和一系列的金属量，而它们的合并可以合理的解释双峰或多重的分布[23]。
球状星团的观测表明，这些恒星形成区主要出现在星际介质密度比正常恒星形成区域高的高效率恒星形成区域。球状星团的形成在星暴区域和交互作用星系是很普遍的[25]。研究也表明在质量中心的超大质量黑洞（SMBH）和椭圆星系与透镜星系的广大球状星团系统之间有关联性。在这类星系的SMBH质量通常是接近该星系的球状星团总质量[26]。
没有已知的球状星团显示活跃的恒星形成，这符合球状星团通常是星系中最古老的天体和第一批恒星形成集团的观点。很大区域的恒星形成区称为超星团，像是银河系的维斯特卢1，很可能是球状星团的前身[27]。
成分
球状星团通常有数十万颗低金属的老年恒星。在球状星团中的这些恒星与螺旋星系核球中的恒星类似，但是体积限制在几百万立方秒差距内。它们没有气体和尘埃，并且假设所有的气体和尘埃都早已形成恒星。
球状星团的恒星密度很高，平均密度可以从每立方秒差距0.4颗增加至核心的100或1000颗恒星[29]。 球状星团中恒星的典型距离大约是1光年[30]，但是在核心，分离的距离与太阳系的大小相媲美（比太阳附近的恒星近100至1000倍）[31]。
因而，它们被认为不是适合生命发展的有利场所。在星团致密的核心，行星的轨道会受到其他恒星的扰动而不稳定。在像杜鹃座47这种核心高密度区，以1天文单位环绕恒星的行星，大约只能存活108年（数量级）[32]。在M4有一颗行星绕着脉冲星（PSR B1620-26），但是这颗行星似乎是在这颗脉冲星形成之后才被创造的[33]。
一些球状星团，像是银河系中的半人马座ω和M31的G1，都是非常巨大，拥有数百万太阳质量（M☉）和多个恒星族。两者都可以视为超大质量球状星团，事实上是矮星系被大星系并吞后残余核心的证据[34]。在银河系，大约有四分之一的球状星团可能与宿主矮星系有所关联[35]。
有几个球状星团（像是M15）有质量极为巨大的内核，其中可能隐藏着黑洞[36]。虽然模拟的结果显示，低质量的黑洞，高集中度的中子星或大量的白矮星同样可以很好的解释。
球状星团通常包括第二星族星，它们的其它元素相较于氢和氦的比率比像太阳的第一星族星为低。天文学家所谓的金属是比氢和氦更重的元素，这些元素比率称为金属量。这些元素由恒星核合成产生，然后回收到星际介质中，在那儿它们进入下一代的恒星。因此，金属的比例可以是一颗恒星年龄的相对值，通常具有较低金属丰度的恒星较老[38]。
荷兰天文学家彼得·奥斯特霍夫注意到球状星团似乎有两种不同的族群，后来被称为Oosterhoff groups。第二群有周期较长的天琴座RR变星[39]。 两个群都有金属线，但是Oosterhoff type I（OoI）的较为明显，而第二型（OoII）相当微弱[39]。因此，第一型相当于“富金属”（例如泰尔让7[40]），而第二型是“贫金属”（例如ESO 280-SC06 [41]）。
在许多星系，尤其是大质量的椭圆星系，都发现了这两种族群。这两者几乎都与宇宙一样老和有着相似的年龄，仅在金属丰度上有所差别。许多的方案被提出来解释这些次集团，包括激烈的富气体星系合并、矮星系的吸积和在单一星系的多个阶段的恒星形成。在银河系，贫金属团簇与银晕相关联，富金属团簇与凸起的核球相关联[42]。
在银河系，低金属丰度团簇绝大多数在银晕外层的平面。这一结果倾向于银河系中的第二型团簇是被捕获的卫星星系，而不是早先所认为是银河系最古老球状星团的观点。这两种团簇之间的差异将被用来解释两个星系形成它们的球状星团在时间上的差异[43]。
球状星团有很高的恒星密度，因此相对的，邻近的恒星经常会发生密切互动和对撞。由于这些偶然的机缘，一些奇特的恒星类型，如蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线联星在球状星团中较为常见。蓝掉队星是由两颗恒星，可能是由于遭遇一个联星系统的合并[44]。由此产生的恒星比同群中具有相同亮度的恒星有着较高的表面温度，因此有别于在星团诞生时就形成，而现在仍位于主序带上的恒星[45]。
从1970年代，天文学家就在搜寻球状星团内的黑洞。这需要很高的分辨率才能胜任，然而严格的说，哈伯太空望远镜已经首度证实有所发现。在独立的计划中，一个4,000 M☉的中介质量黑洞已经被哈伯太空望远镜证实存在球状星团M15中，另一个20,000 M☉的黑洞存在仙女座星系的球状星团马亚尔II[46]。来自马亚尔II的X射线和无线电波辐射都符合中介质量黑洞[47]。
这些都是令人感兴趣的，因为它们是首度被发现质量界于星系中心的超大质量黑洞和常规恒星质量黑洞之间的中介质量黑洞。这些中介质量黑洞的质量，继先前发现的超大质量黑洞和星系质量之间的模式成正比。
中介质量黑洞的断言曾经令人怀疑。在球状星团的核心存在着超重天体，被期待会造成质量向中心集中的质量层化。正如霍尔格·鲍姆加特和合作者在两篇论文指出，即使没有黑洞存在，M15[48]和马亚尔II[49]的质—光比都应该朝向中心大幅的增加。
颜色—星等图
赫罗图（黑罗图）是以大量恒星的样本和它们在视觉上的绝对星等制作成的色指数图。色指数的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，即所熟知的主序带，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几乎都一样远，因此从视星等修正为绝对星等的差值都是一样的。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[51]。
经由赫罗图的主序星拟合比对，可以测量出球状星团内主序星的绝对星等。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[52]。
当各自的球状星团赫罗图被描绘出来时，几乎所有的恒星都明确的落在定义的相对曲线上。与邻近太阳的恒星赫罗图不同的是，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由同一个时间、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[53]。
然而，上述的过程是历史上确定球状星团的距离和年龄的方法，但并不是首选的最佳方法，因为球状星团中的恒星型态和光度在色指数图中还受到许多不同参数的影响，其中有许多仍在积极研究中。有些集团甚至有其它球状集团缺乏的一些族群（例如：Blue hook stars），或多种族群。所有的球状星团包含的恒星在完全相同的时间诞生，或共用完全相同化学丰度的历史规范也同样被推翻了（例如：NGC 2808）[54]。更深一层，星团色指数图的型态，包括距离指标，例如天琴座RR变星成员的亮度，都会受到观测偏差的影响。这种影响之一是被称为合成（blending）的效应，它的发生是因为球状星团核心的恒星是如此的密集，以致于低解析的观测会有多颗恒星（未能解析）会被视为单一目标恒星。因此亮度测量看似单独一颗恒星（例如：天琴座RR变星）的亮度会因为未被解析出的恒星而错误得太亮[55][56]。因此，计算出的距离是错误的，而更重要的是某些研究者将将有争议的合成效果引入宇宙距离尺度的阶梯，系统的不确定性系统可能造成宇宙年龄和哈伯常数估计的偏差。
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。因此单一族群的球状星团年龄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“弯曲”，会从主序带朝向右上方偏转。弯曲处对应的绝对星等是球状星团年龄的函数，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定出其年龄，典型的结果是球状星团的年龄约为127亿岁[57]。对比之下，疏散星团只有数千万年的历史。
球状星团的年龄，几乎就绑定整个宇宙年龄的下限，这个低限是宇宙论的一个重大限制。从历史上看，天文学家曾经面对球状星团的年龄比宇宙学模型的宇宙年龄还要老的窘境。幸而，通过更深邃的巡天观测，例如柯比（COBE）卫星和哈伯太空望远镜的观测，对宇宙学参数的测量，似乎解决了这个问题[58]。
对球状星团演化的研究还可以用来测定由于气体和尘埃形成群集在成分上的变化。也就是说，演化轨迹的变化随着重元素（天文学中的重元素是指比氦重的元素）的丰度变化。从研究球状星团获得的资料，可以用于研究整个银河系的演变[59]。
在球状星团中有少数被观察到的恒星是所谓的蓝掉队星，它们继续位于主序带上，更明亮与更蓝的位置上。这些恒星的来源还不是很清楚，但是多数的模型都显示这些恒星是多星系统内质量转移所产生的结果[60]。
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，其它的大质量天体引发的潮汐力有可能造成恒星的扩散。
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弛豫时间，这段时间所需的长短由星团的恒星数量和质量来决定[62]。每个星团的弛豫时间都不同，但平均值的数量级大约是109年。
虽然球状星团的外观一般都是球状的，但由于潮汐力会产生椭率。在银河系和仙女座星系中的球状星团典型的形状都是扁球形，而在大麦哲伦星系中的更为扁平[64]。
天文学家经由标准半径来描述球状星团的形态，它们分别是核半径（rc）、半光度半径（rh）和潮汐半径（rt）。整体的亮度是由核心向外稳定的减弱，核半径是表面光度降为中心一半的核心距离[65]，用于比较的量是半光度半径，这是总光度达到整个星团一半区域的半径，通常这个值会比核半径要大。
要注意的是半光度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。如果半质量半径小相对于整体半径较小，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角分，但是半质量半径只有1.12角分[66]。
几乎所有球状星团的半光度半径都小于10秒差距，即使有些球状星团被认定有非常大的半径（例如NGC 2419（Rh = 18 pc）和帕罗马14 （Rh = 25 pc））[11]。
最后的潮汐半径，或是洛希极限，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40角分[67]或大约113秒差距[68]，距离是10,400秒差距。
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与核心距离的减少而稳定的增加，到一定的距离之后，然后光度呈现一定的值，典型的距离都在离核心1–2秒差距之处。然而有20%的球状星团经历了所谓的“核心坍缩”的过程，在这一类型的星团中，光度在核心区域一直是平稳的增加[69]。球状星团M15就是核心坍缩的一个例子。
核心坍缩被认为是球状星团中质量较重的恒星与它较轻的伴星遭遇时发生的状况。随着时间的推移，动态过程将会导致单独的恒星向外迁徙。结果是核心区域损失了动能，导致留下的恒星聚集成更紧实的体积。当这种引力热灾变发生不稳定时，核心区域变得更浓密，挤满了恒星，面亮度的幂律形成了尖点[70]（请注意，核心坍缩不是能导致这种亮度分布唯一的机制；在核心的大质量黑洞也可以导致亮度尖点）[71]。经历一段足够长的时间之后，导致大质量恒星在核心附近高密度的聚集，这种现象称为质量层化。
联星系统的动态加热效应的工作，可以阻止星团最初的核心坍缩。当一颗恒星经过联星系统附近时，后著的轨道倾向于缩小，并释放出能量。只有在初始的联星系统交互作用枯竭之后，才会进行更深层次的核心坍缩[72][73]。相较之下，当球状星团多次穿越螺旋星系的盘面，潮汐冲击的影响更显著的使核心坍缩加速[74]。
核心坍缩可以分成三个不同的阶段。青春期的球状星团，核心坍缩的过程始于靠近核心的恒星。然后，当集团进入中年时，联星系统之间的交互作用可以阻止核心进一步的崩溃。最后，核心的联星不是瓦解就是被弹出，造成核心更紧实的浓缩。
核心坍缩区域的恒星交互作用，造成紧密的联星系统形成。随着恒些紧密联星系统的交互作用，增加了核心的能量，这将导致核心区域再度扩大。由于核心坍缩的平均时间通常都小于星系的年龄，很多的球状星团可能都经历过核心坍缩阶段，然后再度扩大[75]。
哈伯太空望远镜已经被用于提供令人信服的球状星团恒星质量重新排序的观测证据。质量大的恒星因为速度缓慢而聚集在核心，质量轻的恒星加速的移动，并且倾向于花费更多的时间聚集在星团的周围。球状星团杜鹃座47大约由100万颗恒星组成，是南半球密度最高的球状星团之一。这个星团被密集的以摄影观测，让天文学家可以追踪其中的恒星运动，星团中将近15,000颗恒星的运动被精密的测量[76]。
在2008年，约翰·弗雷古研究了银河系内的13个球状星团，显示其中3个不寻常的有大量的X射线源或X射线联星，暗示它们是中年的球状星团。之前，天文学家使用另一种方法测试年龄，这些球状星团因为它们在核心有非常密集的恒星，曾被归类为老年的集团。这个结论是大多数的球状星团，包括弗雷古研究的其它10个，不在以前认为的中年期，实际上是仍处于青春期[77]。
在银河系和仙女座星系的所有球状星团，整体的光度可以过高斯函数建模，用平均星等Mv和方差σ2表示。这种的球状星团光度分布称为球状星团光度函数（Globular Cluster Luminosity Function，GCLF）。在银河系，Mv = −7.20 ± 0.13，σ = 1.1 ± 0.1 [78]。在假设遥远星系的球状星团也遵循像银河系的球状星团相同的原则，GCLF也被作为测量其它星系距离的“标准烛光”。
计算一个球状星团内恒星之间的交互作用必须解决所谓的多体问题。也就是说，当这个星团中有N颗恒星时，每一颗恒星都会与其余的N-1颗恒星持续不断的进行交互作用。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。一般电脑动态模拟的CPU使用成本以N3的比率增加[79][80]，所以需要功能强大的电脑才能精确模拟这种星团的动态[81]。在数学上研究球状星团内多体动力学的一种有效方法是将整体依速度的范围细分为较小的体积来进行摹拟，并且以概率来描述恒星的位置。这样就可以使用所谓的佛客－普朗克方程式来描述恒星的运动，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，也可以解决这个问题。 但是，在双星的作用和有其他外在的万有引力（例如来自银河系的引力）的交互作用影响时，这种模拟还是很困难的[82]。 多体模拟的结果显示，恒星通常以不寻常的路径在星团内运动，有些会形成循环，有些会直接趋近核心，然后成为单独环绕着质量中心的恒星。另一方面，由于和其它恒星的交互作用会使速度增加，有些恒星会获得足以脱离星团的能量。经过较长的时期，这会导致星团的散逸，这种过程称为蒸发[83]。球状星团蒸发的典型时间尺度是1010年[62]。在2010年，一颗星对一颗星的直接计算成为可能，球状星团的多体模拟依然有其导引的价值[84]。
联星在恒星系统中占有不可忽视的分量，超过一半的恒星在联星系统中。球状星团的数值模拟显示联星可以阻止，甚至扭转球状星团的核心坍缩过程。当星团中的一颗恒星与联星系统有引力上的冲突时，一个可能的结果是联星系统变得更为紧密，而动能被添加至这颗单独的恒星。当星团中的大质量恒星在这个过程中被加速时，它会减少和限制了核心的坍缩[45]。
星团在分类上并不是都很明确，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属性[88]。
在2005年，天文学家在仙女座发现了一种全新型态的恒星集团，是在几个方面非常像球状星团。新发现的星团包含数十万颗恒星，类似于在球状星团中的数量。这种星团的一些特点和金属量与球状星团相同。使它们与球状星团不同的区别是他们的大小——跨越数百光年——和低了数百倍的恒星密度。因此，在新发现的星团中恒星之间的距离也伸展得比球状星团大。由参数上来看，这种星团是介于球状星团和矮椭球星系之间[89]。
目前，还不知道这种星团是如何形成的，但它们的形成可能与球状星团有关。为何M31有这样的星团，而银河系没有，现在也还不得而知。也不知道其它的星系是否有这样的星团，如果只有M31有这种扩张的星团，也是很不寻常的，但这也仍是未知的[89]。
潮汐遭遇
当球状星团与大质量物体，像是星系的核心区域，近距离接触时，会经历潮汐力的交互作用。在星团的近端和远端的区域遭受到的潮汐力会有所差异，而在球状星团经过星系的平面时，就会发生“潮汐震波”。
潮汐震波的一种结果，恒星会从集团的晕中脱离成为星流，只留下星团的核心部分。这些潮汐的交互作用创造出从星团延伸出好几度长的弧形恒星尾[90]。这些尾巴通常都沿着集团的轨道向前方和后方伸展。尾巴可以取得大量的星团原始性质，并可以形成类似瘤状的特征[91]。
例如，球状星团帕罗马5，在经过银河系内轨道的近银心点之后的它，星流沿着轨道的前方和后方延伸，距离长达13,000光年[92]。潮汐的交互作用剥离了帕罗马5大部分的质量，而当它穿越银河系的核心区域，更进一步的潮汐交互作用使它成为轨道环绕着银晕的恒星长流。
潮汐交互作用增加了球状星团的动能，极度的提高了星团的蒸发率和缩小了星团的大小[62]。不仅潮汐震波剥离星团外围的恒星，而其蒸发率也加速了核心崩溃的过程。相同的物理机制也可能作用在矮椭球星系，像是人马座矮椭球星系，似乎因其接近银河系而正在经历潮汐瓦解。
轨道
银河系周围有许多球状星团的轨道是逆行轨道[93]。在2014年，发现M87周围有超过其逃逸速度的超高速球状星团[94]。
行星
在2000年，对球状星团杜鹃座47的巨行星搜寻结果揭晓。要建立行星的存在，金属量（除了氢和氦之外的元素）至少要有太阳丰度的40%，但没有任何显示成功的迹象。类地行星是由更重的元素，如硅、铁、镁等组成，但这些元素在球状星团中的丰度都常低，意味着相较于太阳附近的恒星，成员星孕育出类似地球质量行星的可能性非常的低。因此，在银河系的银晕区域，包括球状星团等成员，不太可能有适居类地行星[95]。
尽管形成巨行星的可能性很低，可是在M4中还是有所发现。这颗行星环绕联星系统PSR B1620-26中的一颗脉冲星。它的轨道有着高离心率和高倾斜角，显示它可能来自集团中的另一颗恒星，是在交换之下才来到目前的场所[96]。在球状星团中，恒星之间的距离使得近距离接触扰乱到行星系统的可能性极高，其中一些可能挣脱束缚成为自由的流浪行星。即使靠近母恒星的行星也可能被干扰，导致轨道衰减或离心率增加和潮汐效应等的影响[97]。
相关条目
参考资料
外部链接
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