Գնդաձև աստղակույտեր

Առաջին գնդաձև աստղակույտը՝ M 22 հայտնաբերվել է գերմանացի սիրողական աստղագետ Յոհան Աբրահամ Իհլեի կողմից 1665 թվականին, սակայն առաջին աստղադիտակների փոքր ապերտուրայի պատճառով անհնար էր տարբերել առանձին աստղերը գնդաձև աստղակույտի մեջ։

Շառլ Մեսյեն առաջին անգամ հաջողվեց առանձնացնել աստղերը գնդաձև կույտում, M 4 -ի դիտարկման ժամանակ։ Աբբե Նիկոլա Լակալը ավելի ուշ 1751-1752 թվականներին իր կատալոգում ավելացրեց այն աստղակույտերը, որոնք հետագայում հայտնի դարձան որպես NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 և NGC 6397 (համարի դիմաց M տառը վերաբերում է Չարլզ Մեսյեի կատալոգին իսկ NGC-ը Ջոն Դրեյերի Նոր ընդհանուր կատալոգին)։

Ուիլյամ Հերշել 1782 թվականին սկսեց մեծ աստղադիտակների օգտագործմամբ հետազոտության ծրագիրը, որը հնարավորություն տվեց առանձնացնել աստղերը մինչ այդ հայտնի բոլոր 33 գնդաձև աստղակույտերում։ Բացի այդ, նա հայտնաբերեց ևս 37 աստղակույտեր։ Հերշելի 1789 թվականի խորը երկնքի օբյեկտների կատալոգում նա առաջին անգամ օգտագործել է «գնդաձև աստղակույտ» անվանումը (անգլ.՝ globular cluster) այս տիպի օբյեկտները նկարագրելու համար։ Հայտնաբերված գնդաձեւ աստղակույտերի թիվը շարունակել է աճել՝ հասնելով 83 -ի մինչև 1915 թվականը, 93-ի մինչև 1930 թվականը և 97-ի մինչև 1947 թվականը։ Մինչև 2011 թվականը Ծիր Կաթինում հայտնաբերվել է 157 աստղակույտ, ևս 18-ը գնդաձև աստղակույտի թեկնածու են, իսկ ընդհանուր թիվը գնահատվում է 180±20։ Ենթադրվում է, որ այս չհայտնաբերված գնդաձև կույտերը թաքնված են գալակտիկական գազի և փոշու ամպերի հետևում։

1914 թվականից սկսած ամերիկացի աստղագետ Հառլոու Շեփլին ղեկավարել է գնդաձև աստղակույտերի մի շարք ուսումնասիրություններ, դրանց արդյունքները հրապարակվել են 40 գիտական աշխատություններում։ Նա ուսումնասիրել է Լիրի RR տիպի փոփոխականները աստղակույտերում (որոնք նա ենթադրում էր, որ Ցեֆեիդներ էին) և օգտագործեց ժամանակաշրջան-լուսավորություն կապը՝ դրանց հեռավորությունը գնահատելու համար։ Հետագայում պարզվեց, որ Լիրի RR փոփոխականների պայծառությունն ավելի քիչ է, քան Ցեֆեիդներինը, և Շեփլին իրականում գերագնահատել է մինչև աստղակույտերը հեռավորությունը ^[1] ։

Ծիր Կաթինի գնդային աստղակույտերի ճնշող մեծամասնությունը գտնվում է գալակտիկական միջուկը շրջապատող երկնքի շրջանում. ընդ որում, դրանց մեծ մասը գտնվում է միջուկի անմիջական հարևանությամբ։ 1918 թվականին Շեփլին օգտվեց աստղակույտերի այս մեծ ասիմետրիկ բաշխումից՝ մեր Գալակտիկայի չափսերը գնահատելու համար։ Ենթադրելով, որ գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ գնդաձև կուտակումների բաշխումը մոտավորապես գնդաձև է, նա օգտագործել է դրանց կոորդինատները՝ գնահատելու Արեգակի դիրքը գալակտիկայի կենտրոնի նկատմամբ։ Չնայած այն հանգամանքին, որ հեռավորության նրա գնահատումը զգալի սխալ էր, այն ցույց տվեց, որ Գալակտիկայի չափերը շատ ավելի մեծ են, քան նախկինում ենթադրվում էր։ Հաշվարկների սխալը պայմանավորված էր Ծիր Կաթինում փոշու առկայությամբ, որը մասամբ կլանում էր գնդաձև աստղակույտերի լույսը՝ դրանց ավելի մռայլ դարձնում, ինչի հետևանքով ենթադրվում էր որ դրանք ավելի հեռու են, քան իրականում։

Այնուամենայնիվ, Գալակտիկայի չափերի մասին Շեփլիի գնահատականը նույն կարգի էր, ինչ ընդունված է հիմա։

Շեփլիի չափումները ցույց տվեցին նաև, որ Արեգակը բավականին հեռու էր Գալակտիկայի կենտրոնից՝ հակառակ սովորական աստղերի բաշխման դիտարկումների հիման վրա այն ժամանակ ենթադրված չափերի։ Սխալ չափումների պատճառը աստղերի Գալակտիկայի սկավառակում գտվելն է, ուստի հաճախ թաքնված են գազի և փոշու հետևում, մինչդեռ գնդաձև աստղակույտերը գտնվում են սկավառակից դուրս և կարելի է տեսնել շատ ավելի մեծ հեռավորությունից։

Հետագայում Հենրիետա Սվոուփը և Հելեն Սոյերը (հետագայում՝ Հոգգ) աջակցեցին Շեփլիի կլաստերների ուսումնասիրությանը։ 1927-1929 թվականներին Շեփլին և Սոյերը սկսեցին դասակարգել աստղակույտերը՝ ըստ աստղերի կոնցետրացիայի աստիճանի։ Ամենաբարձր կոնցենտրացիան ունեցող կուտակումները վերագրվել են I դասին և հետագայում դասակարգվել, քանի որ կոնցենտրացիան իջել է մինչև XII դաս (երբեմն դասերը նշվում են արաբական թվերով. 1–12): Այս դասակարգումը կոչվում է գնդաձև աստղակույտերի Շեփլի-Սոյերի դասակարգում (անգլ.՝ Shapley–Sawyer Concentration Class)։

Մինչ օրս գնդաձև աստղակույտերի ձևավորումը վերջնական ուսումնասիրված չէ, և դեռ պարզ չէ՝ դրանք բաղկացած են նույն սերնդի աստղերից, թե աստղերից, որոնք մի քանի հարյուր միլիոն տարվա ընթացքում անցել են զարգացման բազմաթիվ փուլեր։ Շատ գնդաձև աստղակույտերում աստղերի մեծ մասը գտնվում է աստղային էվոլյուցիայի մոտավորապես նույն փուլում, ինչը ենթադրում է, որ նրանք ձևավորվել են մոտավորապես նույն ժամանակում։ Այնուամենայնիվ, սա չի վերաբերվում բոլոր աստղակույտերին, աստղերի ձևավորման պատմությունը տարբեր է տարբեր կույտերի, և որոշ դեպքերում աստղերի տարբեր սերունդներ կան։ Սրա օրինակ կարող են լինել Մագելանյան մեծ ամպի գնդաձև աստղակուտերը, որոնում կան աստղերի երկմոդալ պոպուլյացիա։ Վաղ տարիքում այս աստղակույտերը կարող էին բախվել հսկա մոլեկուլային ամպի հետ, որն էլ առաջացրել էր աստղագոյացման նոր ալիք, սակայն աստղերի գոյացման այս շրջանը համեմատաբար կարճ է գնդաձեւ կուտակումների տարիքի համեմատ։

Գնդաձև կուտակումների դիտարկումները ցույց են տալիս, որ դրանք հիմնականում գոյություն ունեն էֆֆեկտիվ աստղագոյացման շրջաններում, այսինքն, որտեղ միջաստեղային միջավայրն ավելի մեծ խտություն ունի, քան սովորական աստղագոյացման շրջանները։ Գնդաձև աստղակույտերի ձևավորումը գերակշռում է աստղագոյացման պոռթկումներով շրջաններում և փոխազդող գալակտիկաներում։ Ուսումնասիրությունները ցույց են տալիս նաև կենտրոնական գերզանգվածային սև խոռոչի զանգվածի և էլիպսաձև և ոսպնյակաձև գալակտիկաներում գնդաձև աստղակույտերի չափերի միջև։ Նման գալակտիկաներում սև խոռոչի զանգվածը հաճախ մոտ է գալակտիկայի գնդային կուտակումների ընդհանուր զանգվածին։

Ներկայումս հայտնի չեն ակտիվ գնդաձև աստակույտեր ակտիվ աստղաառաջացմամբ, և դա վկայում է այն մասին, որ նրանք հավանաբար գալակտիկայի ամենահին օբյեկտներից են և բաղկացած են շատ հին աստղերից։ Գնդաձև աստղակույտերի պրեկուրսորները կարող են լինել շատ մեծ աստղաստեղծ շրջաններ, որոնք հայտնի են որպես հսկա աստղային կուտակումներ (օրինակ՝ Վեստերլունդ 1 Ծիր Կաթինում) ։

Գնդաձև աստղակույտերը սովորաբար բաղկացած են հարյուր հազարավոր հին, ցածր մետաղականության աստղերից։ Գնդաձև աստղակույտերում հայտնաբերված աստղերը նման են պարուրաձև գալակտիկաների ուռուցիկության հատվածի աստղերին։ Նրանցում բացակայում է գազն ու փոշին, և ենթադրվում է, որ դրանք վաղուց են աստղերի վերածվել։

Գնդաձև աստղակույտերն ունեն աստղերի բարձր կոնցենտրացիա՝ միջինը մոտ 0,4 աստղ մեկ խորանարդ պարսեկում, իսկ աստղակույտի կենտրոնում կարող է լինել 100 կամ նույնիսկ 1000 աստղ մեկ խորանարդ պարսեկում (համեմատության համար՝ Արեգակի մոտակայքում, կոնցենտրացիան 0,12 աստղ մեկ խորանարդ պարսեկի համար)։ Ենթադրվում է, որ գնդաձև աստղակույտերը բարենպաստ վայր չեն մոլորակային համակարգերի գոյության համար, քանի որ խիտ աստղակույտերի միջուկներում մոլորակների ուղեծրերը դինամիկորեն անկայուն կլինեն հարևան աստղերի անցման հետևանքով առաջացած գրգռումների պատճառով։ Մոլորակ, որը պտտվում է 1 ամ հեռավորության վրա խիտ աստղակույտի միջուկում գտնվող աստղից (օրինակ՝ 47 Tucanae ), տեսականորեն կարող է գոյություն ունենալ միայն 100 միլիոն տարի։ Այնուամենայնիվ, գիտնականները հայտնաբերել են մոլորակային համակարգ PSR B1620-26 պուլսարի մոտ M4 գնդաձև աստղակույտի մոտ, սակայն այդ մոլորակները հավանաբար ձևավորվել են այն իրադարձությունից հետո, որը հանգեցրել է պուլսարի ձևավորմանը։

Որոշ գնդաձև աստղակույտեր, ինչպիսիք են Օմեգա Կենտավրը Ծիր Կաթինում և Մայալ II- ը Անդրոմեդայի Գալակտիկայում, չափազանց ծանր են (մի քանի միլիոն արեգակնային զանգված) և պարունակում են աստղային մի քանի սերունդների աստղեր։ Այս երկու աստղակույտերի գոյությունը կարելի է ապացույց համարել, որ գերզանգվածային գնդաձև կուտակումները գաճաճ գալակտիկաների միջուկներ են, որոնք կլանված են հսկա գալակտիկաների կողմից։ Ծիր Կաթինի գնդաձր աստղակույտերի մոտ քառորդ մասը կարող էր լինել գաճաճ գալակտիկաների մաս։

Որոշ գնդաձև աստղակույտեր (օրինակ՝ M15 ) ունեն շատ ծանր միջուկներ, ուստի դրանք կարող են պարունակել սև խոռոչներ։ Մոդելավորումը ցույց է տալիս, որ առկա դիտումների արդյունքները հավասարապես լավ բացատրվում են ավելի թեթև սև խոռոչների առկայությամբ և նեյտրոնային աստղերի (կամ զանգվածային սպիտակ թզուկների ) առկայությամբ։

Մետաղական պարունակությունը

Գնդաձև աստղակույտերը սովորաբար բաղկացած են II սերնդի աստղերից, որոնց բաղադրության մեջ ծանր տարրերի քանակը քիչ է։

Աստղագետները ծանր տարրերն անվանում են մետաղներ, իսկ աստղի մեջ ծանր տարրերի հարաբերական կոնցենտրացիան՝ մետաղականություն։ Ծանր տարրերը առաջանում են աստղային նուկլեոսինթեզի գործընթացում, այնուհետև նոր սերնդի աստղերի մաս են կազմում։ Այսպիսով, մետաղների բաժինը կարող է ցույց տալ աստղի տարիքը, իսկ ավելի հին աստղերը սովորաբար ավելի ցածր մետաղականություն ունեն։

Հոլանդացի աստղագետ Պիտեր Օստերհոֆը ենթադրել է, որ գոյություն ունեն գնդաձև աստղակույտերի երկու սերունդ, որոնք հայտնի են որպես «Օսթերհոֆ խմբեր»։ Երկու խմբերն էլ ունեն մետաղական տարրերի թույլ սպեկտրային գծեր, սակայն I (OoI) տիպի աստղերի գծերն այնքան թույլ չեն, որքան II (OoII) տիպում, իսկ երկրորդ խումբն ունի RR Լիրի փոփոխականների համար մի փոքր ավելի երկար ժամանակաշրջան։ Այսպիսով, I տիպի աստղերը «մետաղով հարուստ» են, իսկ II տիպի աստղերը՝ «ցածր մետաղական»։ Այս երկու խմբերը նկատվում են շատ գալակտիկաներում, հատկապես ծանր էլիպսաձեւ աստղագնդերում։ Երկու խմբերի տարիքները գրեթե նույնն են, ինչ Տիեզերքի տարիքն է, բայց իրարից տարբերվում են մետաղականությամբ։ Տարբեր վարկածներ են առաջ քաշվել այս տարբերությունը բացատրելու համար, օրինակ աստղակույտերի միաձուլումը գազով հարուստ գալակտիկաների հետ, գաճաճ գալակտիկաների կլանումը և աստղերի ձևավորման մի քանի փուլերը մեկ գալակտիկայում։ Ծիր Կաթինում ցածր մետաղական աստղակույտերը կապված են լուսապսակի հետ, մինչդեռ մետաղներով հարուստ աստղակույտերը կապված են ուռուցիկության հետ։

Ծիր Կաթինում ցածր մետաղական կուտակումների մեծ մասը դասավորված են գալակտիկայի լուսապսակի արտաքին մասում գտնվող հարթության երկայնքով։ Սա ենթադրում է, որ II տիպի աստղակույտերը գերեվարվել են արբանյակային գալակտիկայից, և դրանք Ծիր Կաթինի գնդաձև աստղակույտերի համակարգի ամենահին անդամները չեն, ինչպես նախկինում ենթադրվում էր։ Աստղակույտերի երկու տեսակների միջև տարբերությունն այս դեպքում բացատրվում է երկու գալակտիկաների աստղակույտերի համակարգերի ձևավորման ընթացքների ուշացումով։

Էկզոտիկ բաղադրիչներ

Գնդաձև աստղակույտերում աստղերի խտությունը շատ մեծ է, և այդ պատճառով հաճախ տեղի են ունենում մոտ անցումներ և բախումներ։ Սրա հետևանքն է աստղերի որոշ էկզոտիկ դասերի գնդաձև աստղակույտերի ավելի մեծ առատությունը (օրինակ՝ կապույտ սթրագելներ, միլիվայրկյանական պուլսարներ և ցածր զանգվածի ռենտգենյան երկուականներ)։ Կապույտ ստրագլերները ձևավորվում են երկու աստղերի միաձուլման ժամանակ, հնարավոր է կրկնակի համակարգի հետ բախման հետևանքով։ Նման աստղն ավելի տաք է, քան աստղակույտի մնացած աստղերը, որոնք ունեն նույն պայծառությունը, և դրանով իսկ տարբերվում է աստղակույտի ծննդյան ժամանակ ձևավորված հիմնական հաջորդականության աստղերից։

Սկսած 1970-ական թվականնեերից աստղագետները սև խոռոչներ են փնտրում գնդաձև աստղակույտերում, բայց այս խնդիրը պահանջում է աստղադիտակի բարձր լուծաչափություն, ուստի միայն Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի հայտնվելով առաջին հաստատված հայտնագործությունը կատարվեց։ Դիտարկումների հիման վրա ենթադրություն է արվել միջանկյալ զանգվածի սև խոռոչի (4000 արեգակնային զանգված) առկայության մասին M 15 գնդաձև կույտում և սև խոռոչի (~ 2 ×10⁴ M _⊙ ) առկայության մասին Անդրոմեդա գալակտիկայի Մայալ II աստղակույտում։ Mayall II-ից ռենտգենյան ճառագայթների և ռադիոյի արտանետումները համապատասխանում են միջին զանգվածի սև խոռոչի։ Նրանք առանձնահատուկ հետաքրքրություն են ներկայացնում, քանի որ դրանք առաջին սև խոռոչներն են, որոնք միջանկյալ զանգված ունեն աստղային զանգվածի, սովորական սև խոռոչների և գալակտիկաների միջուկների գերզանգվածային սև խոռոչների միջև։

Միջանկյալ զանգվածի սև խոռոչների մասին պնդումները որոշ թերահավատությամբ են ընդունվել գիտական հանրության կողմից։ Փաստն այն է, որ գնդաձև աստղակույտերի ամենախիտ օբյեկտները պետք է աստիճանաբար դանդաղեցնեն իրենց շարժումը և հայտնվեն աստղակույտի կենտրոնում՝ «զանգվածային բաշխում» կոչվող գործընթացի արդյունքում։ Գնդաձև աստղակույտի սրանք սպիտակ թզուկներ և նեյտրոնային աստղեր են։ Հոլգեր Բաումգարդտի և գործընկերների հետազոտություններում նշվում է, որ զանգված-լույս հարաբերակցությունը M15-ում և Mayall II-ում պետք է կտրուկ աճի դեպի կլաստերի կենտրոնը նույնիսկ առանց սև խոռոչի։

Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամը (H-R դիագրամ) ցույց է տալիս աստղերի բացարձակ մեծության և գունային ինդեքսի միջև կապը։ B-V գույնի ինդեքսը աստղի կապույտ լույսի պայծառության՝ B-ի և տեսանելի լույսի (դեղին-կանաչ)՝ V-ի միջև տարբերությունն է։ B-V գույնի ինդեքսի մեծ արժեքները պատկերում են տալիս սառը կարմիր աստղերը, մինչդեռ գրաֆիկի բացասական արժեքները տաք մակերևույթով կապույտ աստղերն են։ Երբ Արեգակին մոտ աստղերը գծագրվում են H-R դիագրամի վրա, գրաֆիկում երևում են տալիս տարբեր զանգվածի, տարիքի և կազմության աստղերի բաշխվածությունը։ Դիագրամում շատ աստղեր համեմատաբար մոտ են վերին ձախից (բարձր լուսավորություն, վաղ սպեկտրային տեսակներ ) դեպի ներքևի աջ թեքված կորին (ցածր լուսավորություն, ուշ սպեկտրային տեսակներ )։ Այս աստղերը կոչվում են հիմնական հաջորդականության աստղեր։ Գծապատկերում կան նաև աստղեր, որոնք գտնվում են աստղային էվոլյուցիայի հետագա փուլերում և ցածր են հիմնական հաջորդականությունից։

Քանի որ գնդաձև աստղակույտերի բոլոր աստղերը մեզնից մոտավորապես նույն հեռավորության վրա են գտնվում, նրանց բացարձակ մեծությունը մոտավորապես նույն չափով տարբերվում է նրանց տեսանելի մեծությունից։ Գնդաձև աստղակույտերի հիմնական հաջորդականության աստղերը համեմատելի են Արեգակի մերձակայքում գտնվող նմանատիպ աստղերի հետ և կշարվեն հիմնական հաջորդականության գծի երկայնքով։ Այս ենթադրության ճշգրտությունը հաստատվում է համեմատելով մոտակա կարճ ժամանակաշրջանի փոփոխական աստղերի (օրինակ՝ RR Lyrae ) և Ցեֆեիդների մեծությունները կլաստերի նույն տիպի աստղերով։

Համեմատելով H-R դիագրամի կորերը՝ կարելի է որոշել աստղակույտի հիմնական հաջորդականության աստղերի բացարձակ մեծությունը, այսինքն գնահատել դեպի աստղակույտ հեռավորությունը՝ հիմնվելով աստղերի բացարձակ մեծության արժեքի վրա։ Հարաբերական և բացարձակ արժեքների տարբերությունը՝ հեռավորության մոդուլը, տալիս է հեռավորության գնահատականը։

Երբ գնդաձև աստղակույտերի աստղերը պատկերվում են H-R դիագրամի վրա, շատ դեպքերում գրեթե բոլոր աստղերն ընկնում են որոշակի կորի վրա, որը տարբերվում է Արեգակի մոտ գտնվող աստղերի H-R դիագրամից, որը միավորում է տարբեր տարիքի և ծագման աստղերը մեկում։ Գնդաձև աստղակույտերի կորի ձևով կարելի է որոշել աստղերը, որոնք ձևավորվել են մոտավորապես նույն ժամանակ նույն նյութերից և տարբերվում են միայն իրենց սկզբնական զանգվածով։ Քանի որ H-R դիագրամի վրա յուրաքանչյուր աստղի դիրքը կախված է տարիքից, գնդային աստղակույտի կորի ձևը կարող է օգտագործվել աստղային բնակչության ընդհանուր տարիքը գնահատելու համար։

Հիմնական հաջորդականության ամենածանր աստղերը ունեն ամենաբարձր բացարձակ մեծությունը, և այս աստղերն առաջինն են մտնում հսկա աստղի փուլ։ Երբ աստղակույտը ծերանում է, ավելի թեթև աստղերը սկսում են անցնել հսկա փուլ, ուստի աստղային բնակչություն ունեցող մեկ տիպի աստղակույտի տարիքը կարելի է չափել՝ փնտրելով աստղեր, որոնք նոր են սկսում անցնել հսկա աստղի փուլ։ Այդ աստղերը H-R դիագրամում կազմում են կորի «ծունկը»՝ հիմնական հաջորդականության գծի նկատմամբ վերին աջ անկյունի պտույտով։ Բացարձակ մեծությունը շրջադարձային կետի շրջանում կախված է գնդային կլաստերի տարիքից, ուստի տարիքային սանդղակը կարող է գծագրվել մեծությանը զուգահեռ առանցքի վրա։

Բացի այդ, գնդաձեւ աստղակույտի տարիքը կարելի է որոշել ամենացուրտ սպիտակ թզուկների ջերմաստիճանից։ Հաշվարկների արդյունքում պարզվել է, որ գնդաձև աստղակույտերի բնորոշ տարիքը կարող է հասնել մինչև 12,7 միլիարդ տարի։ Դրանով նրանք զգալիորեն տարբերվում են բաց աստղակույտերից, որոնց տարիքը ընդամենը մի քանի տասնյակ միլիոն տարի է։

Գնդաձև աստղակույտերի տարիքը սահման է դնում ամբողջ Տիեզերքի տարիքային սահմանի վրա։ Այս ստորին սահմանը զգալի խոչընդոտ է եղել տիեզերագիտության մեջ։ 1990-ականների սկզբին աստղագետները բախվեցին գնդաձև աստղակույտերի տարիքի գնահատականների հետ, որոնք ավելի հին էին, քան ենթադրվում էր տիեզերաբանական մոդելներով։ Այնուամենայնիվ, երկնքի խորքային հետազոտությունների և արբանյակների առկայության միջոցով տիեզերական պարամետրերի մանրամասն չափումները, ինչպիսին է COBE- ն, լուծել են այս խնդիրը։

Գնդաձև աստղակույտերի էվոլյուցիայի ուսումնասիրությունները կարող են օգտագործվել նաև կլաստերը ձևավորող գազի և փոշու համակցությամբ պայմանավորված փոփոխությունները որոշելու համար։ Գնդաձև աստղակույտերի ուսումնասիրությունից ստացված տվյալները այնուհետև օգտագործվում են ամբողջ Ծիր Կաթինի էվոլյուցիան ուսումնասիրելու համար։

Գնդաձև աստղակույտերում կան որոշ աստղեր, որոնք հայտնի են որպես կապույտ ստրագլնեներ, որոնք կարծես շարունակում են շարժվել հիմնական հաջորդականությամբ դեպի ավելի պայծառ կապույտ աստղեր։ Ըստ այս աստղերի ծագման մոդելների ենթադրվում է, որ այս աստղերի առաջացումը կրկնակի և եռակի համակարգերում աստղերի միջև զանգվածի փոխանցման արդյունք է։

Գնդաձև աստղակույտերը մեր գալակտիկայի հավաքական անդամներն են և հանդիսանում են նրա գնդաձև ենթահամակարգի մի մասը. նրանք պտտվում են գալակտիկայի զանգվածի կենտրոնի շուրջը ≈200 կմ/վ արագությամբ և 10 ⁸-10 ⁹ տարի ուղեծրային պարբերությամբ խիստ երկարացված ուղեծրերով։

Մեր Գալակտիկայի գնդիկավոր աստղակույտերի տարիքը մոտենում է գալակտիկայի տարիքին, ինչը հաստատվում է նրանց Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամներով, որոնք պարունակում են բնորոշ ընդմիջում կապույտ կողմի հիմնական հաջորդականության մեջ, որը ցույց է տալիս զանգվածային աստղերի փոխակերպումը կարմիր հսկաների։

Ի տարբերություն բաց աստղակույտերի և աստղասփյուռների, գնդային աստղակույտերի միջաստղային միջավայրը քիչ գազ է պարունակում։ Այս փաստը բացատրվում է նախ ցածր պարաբոլիկ արագությամբ, որը ≈10–30 կմ/վրկ է, իսկ մյուս կողմից՝ նրանց մեծ տարիքով։ Լրացուցիչ գործոն է մեր Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ պտույտի ընթացքում պարբերական անցումն է նրա հարթության միջով, որում կենտրոնացած են գազային ամպեր, ինչը նպաստում է նման անցումների ժամանակ սեփական գազի «դուրս հանելուն»։

Այլ գալակտիկաներում (օրինակ՝ Մագելանի ամպերում ) հայտնի են նաև համեմատաբար երիտասարդ գնդաձև աստղակույտեր։

LMC-ի և MMO-ի գնդաձև աստղակույտերի մեծ մասը պարունակում է երիտասարդ աստղեր, ի տարբերություն մեր Գալակտիկայի գնդաձև աստղակույտերի, և հիմնականում ընկղմված են միջաստղային գազի և փոշու մեջ։ Օրինակ՝ Տարանտուլայի միգամածությունը շրջապատված է կապույտ-սպիտակ աստղերի երիտասարդ գնդաձեւ աստղակույտերով։ Միգամածության կենտրոնում երիտասարդ, պայծառ աստղակույտ է։

Գնդաձև աստղակույտերը Անդրոմեդա գալակտիկայում (M31).

M31 գնդաձև աստղակույտերի մեծ մասը դիտարկելու համար անհրաժեշտ է 10 դյույմ տրամագծով աստղադիտակ, ամենապայծառը կարելի է տեսնել 5 դյույմանոց աստղադիտակով։ Միջին խոշորացումը 150-180 անգամ է, աստղադիտակի օպտիկական սխեման նշանակություն չունի։

G1 ( Mayall II ) աստղակույտը ամենապայծառ աստղակույտն է Տեղական խմբում, 170,000 լուսատարի հեռավորության վրա։

Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Hubble, 19992" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Talpur, 19972" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Harris, 20102" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Frommert, 20112" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Ashman, 19922" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Barmby, 20012" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "McLaughlin, 19942" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Dauphole, 19962" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Harris, 19912" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Dinescu, 20002" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Lotz, 20042" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Bergh, 20082" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Sharp2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Boyd, 20072" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Shapley, 19182" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Hogg, 19652" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Piotto, 20072" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Chaboyer, 20012" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Piotto, 20092" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Weaver, 20072" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Elmegreen, 19972" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Burkert, 20102" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Negueruela, 20052" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Engulfed by stars2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Sigurdsson, 19922" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Arzoumanian, 19962" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Bekki, 20032" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Forbes, 20102" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "van der Marel, 20022" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Spot the difference2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Green, 20042" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "van Albada, 19732" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Harris, 19762" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Yoon, 20022" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Leonard, 19892" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Murphy, 19992" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Savage, 20022" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Finley, 20072" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Baumgardt, 2003a2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Baumgardt, 2003b2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Сурдин2" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Shapley, 19172" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Schwarzschild, 19582" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Sandage, 19572" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Hansen, 20022" defined in <references> group "" has no content.
Քաղվածելու սխալ՝ <ref> tag with name "Gratton, 20012" defined in <references> group "" has no content.

• What is a globular cluster? An observational perspective
• Ծիր Կաթինի գլոբուլային կլաստերներ - պարամետրերով ցուցակ, ներառյալ Արեգակից հեռավորությունը և գալակտիկայի կենտրոնը(անգլերեն) )
• Պադովայի աստղագիտության դեպարտամենտի գլոբուլային կլաստերային խումբ Արխիվացված 2013-12-04 Wayback Machine(անգլերեն) )
• Ashman K. M. Globular cluster systems. — Cambridge, U.K.: Cambridge University Press, 1998. — 171 p. — (Cambridge astrophysics series, Vol. 30). — ISBN 0521550572