- 谁能给出关于宇宙最多的资料?以及其它星球？我们课本中关于这方面的
- 我们课本中关于这方面的知识太少了！
- 中?淖盅Y宇宙表示全部?r間和空間的綜合。一般理解的 宇宙指我??所存在的一???r空連續統，包括其間的所有物質、能量和事件。对于 这一体系的整体解释构成了宇宙?。二十世纪以来，根据现代物理?W和天文?W， 建立了关于宇宙的理论，称为宇宙学.
根据相对论, 信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙暴涨的 情况下，时空连续统中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远 无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”或“可见宇宙” 或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。
现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸,即约137亿(±1%)年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。对于大爆炸以后的 宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是，
10-43秒：宇宙从量子背景出现。
10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。
10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。
10秒：质子和中子结合成氘氦等原子核，温度30亿度。
35分钟：形成原子核的过程（核合成，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。
30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天的3K微波背景辐射。
4亿年：第一批恒星形成。
20亿年：星系形成。
50亿年：太阳系形成。
目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。
目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的， 那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是 三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的： 由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度， 如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离 为137亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其３倍， 具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。 另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离， 是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29 x 1028厘米， 也恰为137亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。 哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。
宇宙的形状是宇宙学是的一个未解决问题。用数学的语言说就是：「哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？」
首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未知。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶皱，是基本平坦的--就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。
其次, 宇宙是否是多重连接的尚未知。根据大爆炸理论宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的(4πR2)。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限的(2π2R3)但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身--这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。 如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多。）。
宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。
根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的 膨胀满足弗里德曼方程. 多年来，人们认为，根据这一方程, 物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少： 如果（１）物质密度超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转 为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch），如果物质密度 （２）等于或（３）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外， 宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（１）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（２）密度等于临界密度， 宇宙的几何是平直的；如果（３）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。 并且，宇宙的膨胀总是减速的。
然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在 加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量, 不同于普通所说的“物质”，暗能量产生 的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下， 宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch），或者也可能膨胀不断加速， 成为大撕裂(big rip)。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出 肯定的预言。
对于多重宇宙有不同的理解。一种理解是，位于可观测宇宙之外的时空，构成了其它的宇宙。 例如，在宇宙暴涨中形成的其它大量时空，或者我们宇宙中黑洞奇点内我们所无法理解的 时空。这些不同的时空部分总体构成了多重宇宙。另一种理解则强调这些不同的宇宙不仅仅 是时空区的独立，而且其中的表现的物理规律也可能有所不同，例如其中的粒子也许具有不同的 电荷或质量，其物理常数也各不相同。
有时人们也把平行宇宙与多重宇宙当作同义词。不过，平行宇宙还有一种理解，即量子力学中的多世界解释。这种解释认为，在量子力学中，存在多个平行的世界，在每个世界 中，每次量子力学测量的结果各自不同，因此不同的历史发生在不同的平行世界中。
大爆炸理论（Big Bang）是天体物理学关于宇宙起源的理论。根据大爆炸理论，宇宙是在大约140亿年前由一个密度极大且温度极高的状态演变而来的。本理论产生于观测到的哈勃定律下星系远离的速度，同时根据广义相对论的弗里德曼模型，宇宙空间可能膨胀。延伸到过去，这些观测结果显示宇宙是从一个起始状态膨胀而来。在这个起始状态中，宇宙的物质和能量的温度和密度极高。至于在此之前发生了什么，广义相对论认为有一个引力奇点，但物理学家对此意见并不统一。
大爆炸一词在狭义上是指宇宙形成最初一段时间所经历的剧烈变化，这段时间通过计算大概在距今137亿（1.37 × 1010）年前；但在广义上指当今流行的揭示宇宙起源和膨胀的理论。这一理论的直接推论是我们今天所处的宇宙同昨天或者明天的宇宙不同。根据这一理论，乔治·伽莫夫在1948年预测了宇宙微波背景辐射的存在。1960年代，这一辐射被探测到，有力地支持了大爆炸理论，从而否定了另一个比较流行的稳恒态宇宙理论。
大爆炸理论是通过实验观测和理论推导发展的，在实验观测方面，1910年代，维斯特·斯里弗尔（Vesto Slipher）和卡尔·韦海姆·怀兹（Carl Wilhelm Wirtz）证实了大多数旋?u星系正在退离地球，不过他们并没有因此联想到这对宇宙学意味着什么，也不认为发现的星云其实是银河系外的其他星系。同时在理论上，爱因斯坦的广义相对论成功建立并推出没有稳定态宇宙。通过度量张量描述的宇宙不是膨胀就是收缩，爱因斯坦认为他自己解错了，并加入了一个宇宙学常数来进行改正。第一个不使用宇宙学常数，而真正认真将广义相对论运用到宇宙学中的是亚历山大·弗里德曼，他的方程所描述的宇宙称为Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker宇宙，时间是1922年1927年，比利时天主教牧师勒梅特独立推导出Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker方程，并在螺旋星云后退现象的基础上提出了宇宙是从一个“初级原子”“爆炸”而来的—这就是后来所谓的大爆炸。
1929年，埃德温·哈勃为勒梅特的理论提供了实验条件。哈柏证明这些旋涡星云其实是星系，并通过观测造父变星测算出了他们的距离。他发现，星系远离地球的速度同它们与地球之间的距离刚好成正比，这就是所谓哈勃定律。根据宇宙学的原理，当观测足够大的空间时，没有特殊方向和特殊点，因此哈勃定律说明宇宙在膨胀。这一观点存在两种互相对立的可能性：一种是由勒梅特提出，盖莫夫支持和完善的大爆炸理论；另一种则是霍伊尔的稳恒态宇宙模型。在稳恒态宇宙模型里，新物质在星系远离留下的空间中不断产生，从而宇宙基本不变化。其实这个理论的名稱是出於霍伊?的諷刺，他在1949年通过BBC广播节目形式传播的，论文《物质的特性》（The Nature of Things）发表于1950年。
之后的许多年，这两种理论并立，但观测事实开始支持一个演变於热密状态的宇宙。1965年宇宙微波背景辐射的发现使人们认为大爆炸理论是宇宙起源和演变最好的理论。1970年以前，很多宇宙学家认为宇宙可能在膨胀以前先收缩，这样可以避免从弗里德曼模型推出一个无限緻密的“荒谬”的奇点。比较有代表性的是Richard Tolman的脉动宇宙模型（oscillating universe）。1960年代末，史蒂芬·霍金等人证明这个假设行不通，因为奇异点是爱因斯坦引力理论的直接和重要推论。之后大多数宇宙物理学家开始接受广义相对论所描述的宇宙在时间上是有限的。但是，由于对于量子引力规律缺乏认识，现在还不能断定这个奇异点到底是真正集合意义上的无限小点，还是物理收缩过程可以无限进行下去，从而间接达到宇宙在时间上无限。
现在宇宙物理学的几乎所有研究都与宇宙大爆炸理论有关，或者是它的延伸，或者是进一步解释，例如大爆炸理论下星系如何产生，大爆炸时发生的物理过程，以及用大爆炸理论解释新观测结果等。90年代后期和21世纪初，由于望远镜技术的发展和人造探测器收集到大量数据，大爆炸理论又有了新的巨大突破。大爆炸时期宇宙的情况和数据可以计算得更加精确，并产生了很多意想不到的结果，比如宇宙的膨胀在加速。
大爆炸理论测算出宇宙的年龄是137±2亿年，这一计算是通过对Ia型超新星的观测，对宇宙背景辐射强度的测量，以及对星系相关函数的测量得出的。这三个独立测算所得到的结果一致，从而被认为是所谓更详细描述宇宙中星系性质的Lambda-CDM model的有力证据。早期的宇宙充满了同源同性的物质，其温度、压强、能量都极高。随着膨胀和冷却，宇宙物质经历了相变，这种相变与蒸气冷却时的凝结过程和水的凝固过程相似，不同之处在于前者发生在更基本的粒子层面上。
普朗克时期之后大约10 − 35秒，相转变引起宇宙产生指数级增长，称为暴胀。之后暴胀停止，此时宇宙的物质形式是夸克-胶子等离子体，这些物质的运动都符合相对论。宇宙继续在空间上膨胀，温度继续下降。在某一温度下，一种至今未知的所谓重子相变的相变产生，夸克和胶子组成重子，就是质子和中子，同时还在物质和反物质之间产生了不对称性，这种不对称性已经被实验证实。随着温度进一步降低，更多无对称的相变发生，形成了现在的基本粒子和基本相互作用。之后，一些质子和中子结合，组成氘和氦的原子核，这个过程叫做大爆炸核合成。随着宇宙的冷却，静止质量的能量密度以引力形式存在，并超过辐射形式的能量密度。在大约30万年之后，电子和原子核结合成为原子（主要是氢原子），而物质通过脱耦发出辐射并在宇宙空间中相对自由的传播，这就是今天的宇宙微波背景辐射。
随着时间的前进，在几乎是均匀分布的物质空间中，密度稍微大一点儿的区域通过引力作用吸引附近的物质，从而变得密度更大，并形成今天的气体云、恒星、星系和其他天文学观测到的结构。具体过程决定于宇宙物质的形式和数量，其中形式可能有三种：冷暗物质、热暗物质和重子物质。
一般来说，大爆炸宇宙学理论有三个观测基础：
星系红移为基础的哈柏膨胀；
宇宙微波背景的细致测量；
轻物质丰度（参见大爆炸核合成（Big Bang nucleosynthesis））。
另外，观测到的宇宙大尺度结构的相关函数符合标准大爆炸理论。
球狀星?F是外觀呈球形，在?道上繞著星系核心運行，很像衛星的?a星集?F。球狀星?F因?楸恢亓o緊束縛，使得外觀呈球形?K且?a星高度的向中心集中。被發現的球狀星?F多在星系的星系??之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星?F?碛懈嗟?a星。
球狀星?F在星系中很常?，在銀河系中已知的大約有150??，可能?有10-20??尚未被發現；[2]大的星系??碛休^多的球狀星?F，例如在仙女座星系就有多達500??，[3]一些巨大的?E?A星系，像是M87，[4]?碛械那驙钚?F可能多達1,000??。這些球狀星?F環繞星系公轉的半?娇梢赃_到40,000秒差距(大約131,000光年)或更遠的距離。[5] 在本星系群的每一??質量?虼蟮男窍刀加星驙钚?F伴隨著，而且?缀趺恳??曾?探?y過的大星系也都被發現?碛星驙钚?F。[6]人馬座矮?E球星系和大犬座矮星系看?碚?殡S著它??的球狀星?F(像是帕羅馬 12)捐?給銀河系。[7]這顯示了過去有許多球狀星?F是如何獲得的。
雖然，在星系中的球狀星?F看似?碛行窍抵凶钤缯Q生的?a星，但是它??在星系誕生的過程中扮演何種角色仍不清楚。他和矮?E球星系有著顯著的差?，球狀星?F似乎??是母星系中?a星誕生的?鏊皇且???立的星系。
M22是第一??被發現的球狀星?F，是由德?煳?W家Abraham Ihle 在1665年發現的。[8]但是，因?樵缒晖h鏡 的口?蕉己苄。诿肺鳡?觀察M4之前，球狀星?F?鹊?a星都未能被分辨出?怼?最早被發現的8??球狀星?F列在表中，隨後在Abbé Lacaille於1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在?底智暗淖帜窶代表梅西?天體，而NGC ?t是Dreyer的星?和星?F新?表。
威廉·赫歇?在1782年進行了一次巡天的觀?y，他使用的大望遠鏡能????r已知的33??球狀星?F解析出?a星的影像，此外?發現了37??新的球狀星?F。在赫?f?於1789年出版的深空天體目?中，他的第二本，首度?裼们驙钚?F的字眼?砻枋鲞@種天體。
被發現的球狀星?F?的吭?碓蕉啵?915年是83??，1930年是93??，1947年是97??。現在，銀河系?劝l現的球狀星?F?共已有151??，估???导s??80 ± 20??。[2] 另外，尚未被發現的球狀星?F??是被隱藏在銀河系的?怏w和?m埃後面了。
在1914年初，哈洛·夏普力開始?η驙钚?F進行系列的研究，發表了約40篇的科?W性?文。他觀察星?F中的造父?星，?K利用它??的周-光關?S估?距離。
在我??銀河系?鹊那驙钚?F，多?当话l現在銀河核心附近，?K且在天球上的位置也大多?堤稍阢y河核心周?奶炜罩小Ｔ?918年，哈洛·夏普利利用這種??烈的不?ΨQ性推?y星系的?體大小。他假設球狀星?F大致分布在銀河核心的附近， ?由球狀星?F的位置估?太?與銀河核心的距離。[9]雖然他??r估?的距離有?O大的錯誤，但依然顯示出星系的尺度大於早先的認知。他的錯誤肇因於銀河系?鹊?m埃?p少了相??盗康诌_地球的球狀星?F的光度，因而使距離顯得更遠。然而，夏普利估?的?抵凳窃谙嗤?盗考??龋廊辉诂F在可以接受的?抵?取?
夏普利的?y量同?r也指出太?是在遠離銀河中心的位置上，反?υ缦?囊话?a星的均?蚍植妓?С?淼慕Y果。??際上，散布在銀河盤面上的一般?a星?常???怏w和?m埃的遮蔽而?暗，而球狀星?F分布在銀河盤面之外，即使在更遠的距離上仍然能被看?。
夏普利繼續與亨?埃塔·史?u普和海??·Battles·索耶(稍後是霍格)研究球狀星?F。在1927-29年，夏普力和海??·索耶開始??星?F的目?，?K以向中心集中的程度做?榉诸?的依?Ｗ罴械娜罕环诸??棰瘢会嶂鸩娇s?p共整理成ⅩⅡ。這就是現在所知的夏普力–索耶集中度分?法(?常??底諿Class 1–12]取代羅馬?底?。[
球狀星?F通常由?凳f顆的低金?俸康睦夏?a星組成，這些在球狀星?F中的?a星與在螺旋星系的球核的?a星相似，但是體積?s被?I限在?H有?盗⒎矫氩罹嘀?取Ｋ??之中?]有?怏w和?m埃，因?榧僭O在很早以前就都已?凝聚成??a星了。
由於球狀星?F是?a星的高密度?^，因此被認?槭遣焕缎行窍到y發展的地?^。行星?道再?a星密集的?^域?龋?槠渌?a星?過?r的?z?樱沟眯行擒?道在?恿?W上是不?定的。在杜鵑座 47的核心?^域，距離?a星1天文?挝坏男行牵蟾胖荒艽嬖?08年(?盗考?)。[11] 然而，至少已?有一??環繞波霎 (PSR B1620−26)的行星系統在球狀星?FM4?缺话l現。[12]
除了???著名的例外，每??球狀星?F都有明確的年齡，也就是說，大多?敌?F中的?a星在?a星演化的階段中都有相似的年齡，暗示她???缀醵际峭?r形成的。所有的球狀星?F看起?矶?]有活躍的?a星形成的活?樱@與球狀星?F是星系中年老的成?T的看法是一致的，而且是第一批形成的?a星。
有一些球狀星?F，像是在我??的銀河系?鹊陌肴笋R座ω和在M31的G 1，有?乎?こ４蟮馁|量(?蛋偃f太?質量)，成?T包含多種星族。這?烧呖梢员徽J?槭前窍当淮笮窍低淌傻淖C?厍驙钚?F是矮星系??餘的核心。有些球狀星?F(像是M15)有?O端大質量的核心，可能是?延泻诙矗琜13] 雖然摹?M的模型建議集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解?。
球狀星?F通常?碛械氖堑诙亲逍牵c第一星族星比較，例如太?，金?俚暮渴禽^少的。(在天文?W中所稱的金?偈潜群ぶ氐脑兀皲?和碳等。)
荷蘭天文?W家Pieter Oosterhoff注意到球狀星?F??煞N不同的?a星，目前已?被認知?镺osterhoff 群。其中的第二型是周期稍長的天琴座RR?星。[14] 這?扇?a星都有微弱的金?僭刈V?，但是在第一型(OoI)中的譜?比第二型(OoII)明顯一些，[14]因?榈谝恍问?富金??的，而第二型是"?金??的。
在許多星系(特?e是大質量的?E?A星系)中都觀察到了這?煞N?型的?a星，而且?尚偷哪挲g都一?永??缀跖c宇宙同年齡)，只有金?俸可系牟町?。許多理?都?L?解?解?這???次群的成因，包括含有大量?怏w的星系?×业暮?恪窍档睦鄯e、和在一??星系中多??階段的?a星誕生。在我??的銀河系，?金?傩?F聚集在銀??中，而富金?傩?F?t在球核中。[15]
在銀河系?龋?金?傩?F被發現呈一直?的分布在銀河平面和外?你y??中，這種結果支持第二型?a星是被?男l星星系中??離出?淼模皇窃缦日J?樵?砭痛嬖陟躲y河系中的球狀星?F系統。這?煞N星群之間的差?，或許可以用?斫忉????星系在形成各自的星?F系統?r間上的差?。
球狀星?F有非常高的?a星密度，因此?a星仳此間相互的接近和碰撞便??常發生。由於這些遭遇的?C?餍┢嫣氐?a星?型便產生了，像是藍?隊者、微秒波霎、和低質量X射?雙星，在球狀星?F中都很常?。藍?隊者是由?深w?a星因遭遇而合?阈纬傻模赡茉揪褪请p星，結果便是星?F中?囟缺纫话?a星高，但是發光度相同，有?e於主序星的?a星
??970年代開始，天文?W家就在球狀星?F??ふ液诙础＿@?任?帐瞧D苦和難以達成的，估?只有哈柏太空望遠鏡有可能達成，而他也真的確認了第一??的發現。在一???立的??中，哈柏太空望遠鏡?15球狀星?F的觀?y顯示在其核心中有一??質量是太?4,000倍的中等質量黑洞(摹?M提供了可能的目?诉x??；在仙女座星系的球狀星?F梅?WII?t有一??20,000太?質量的黑洞。[18]
這是特?e令人感興趣的，因?樵谄渲惺锥劝l現了質量介於常?的?a星黑洞和位於星系核心的超重質量黑洞之間的中等質量黑洞。這種中等質量黑洞存在於球狀星?F中的比例是很高的，一如預期的模式，在超重質量黑洞存在的星系周?话l現。
中間質量黑洞?有許多被?岩傻臓?議，球狀星?F中質量密集的這一部份，由於許多質量的離析，被預期?x星?F的核心；??像球狀星?F一?樱涑庵装呛椭凶有沁@些老年的?a星族群。在Holger Baumgardt和合作者的?煞菡?文中指出，即使?]有黑洞的存在，在M15 [19]和梅?WII [20]的質-光比在接近中心?r都??明顯的升高
赫羅?D(黑羅?D)是以大量?a星的?颖竞退??的絕?π堑妊u作成的色指??D，B−V，是她??在藍色(B)的星等和?星等(V，黃-綠色)的差值；大的正值表示這顆?a星是表面?囟容^低的紅色星，?值?t暗示是表面?囟容^高的藍色星。
??近太?的?a星被描繪在赫羅?D上?r，可以顯示出這些?a星的質量、?勖徒M成的分布。多??a星的位置都在一?l?A斜的曲?上，所熟知的主序?В?岬男墙^?π堑染驮搅粒?色也越藍。但是也有一些演化至晚期的?a星?霈F在?D中，她??的位置已?遠離了主序?У那?。
因?榍驙钚?F中所有的?a星到我??的距離都一?舆h，因此?星等和絕?π堑鹊男拚钪刀际且?拥摹Ｎ??相信球狀星?F中的主序星也?襦?近太?的?a星一?臃植荚谥餍?稀?這??假設的正確性可以觀察?近太?的短週期?星，例如天琴座RR型?星和造父?星，和星?F中的相同的?星比較而獲得證??。)[21]
?過赫羅?D的比?Γ梢?y量出球狀星?F?戎餍蛐堑慕^?π堑龋@反過?硪部梢蕴峁?η驙钚?F的距離估?，因?橐?星等和絕?π堑鹊牟町?就是距離模組，可以?y量出距離。[22]
?球狀星?F的赫羅?D被描繪出??r，?缀跛械男嵌济鞔_的落在定義的相?η?上，與?近太??a星的赫羅?D不同的是，星?F中的?a星都有相同的起源和年齡， 球狀星?F的曲?形狀是同一???r間、相同的材料和成分，只有質量不同的?a星所形成的典型曲?。由於在赫羅?D上的每一??位置都??恫煌|量?a星的?勖?的形狀就能?y量球狀星?F整體的年齡了
在球狀星?F中質量最大的主序星有最高的絕?π堑龋?亲钤甾D?朝向巨星階段演化的?a星。隨著年齡的增長，低質量的?a星也?⒅?u演化進入巨星階段，因此球狀星?F的年齡便可以?恼D向巨星?化階段?a星在赫羅?D上的位置??y量了。在赫羅?D上形成的"?城?，?蛑餍?У挠曳健??曲???慕^?π堑仁乔驙钚?F整體的作用，年齡的範?梢?钠叫徐缎堑鹊妮S上描繪出?怼?
另一方面，也可以?y量球狀星?F中?囟茸畹偷陌装牵湫偷慕Y果是球狀星?F的年齡約??27?|?q。 [24]這是與年齡?H有?登f年的疏散星?F?Ρ榷玫摹?
球狀星?F的年齡，?缀蹙褪怯钪婺挲g的上限，這??低限是宇宙?的一??重大限制。在1990年代的早期，天文?W家遭遇到球狀星?F的年齡比宇宙?模型所允許的?要老的窘境。幸而，通過更好的巡天觀?y，例如柯比(COBE)衛星?τ钪?W??档?y量，解?Q了這????題，?K且利用?算?C模式融合了不同的?a星演化模型。
?η驙钚?F演化的研究，也能被用於?y量球狀星?F開始?r的?怏w與?m埃的組成，也就是說，由於重元素的豐度?化可以追?演?的路?健?天文?W中的重元素是指比氦重的元素。)?那驙钚?F的研究得到的??梢杂迷?︺y河系整體的研究上。[25]
在球狀星?F中有少??a星被觀察到是藍?隊者，這些?a星的?碓催?不是很清楚，但是多?档哪Ｐ投冀ㄗh這些?a星是多星系統?荣|量轉移所產生的結果。