Messier深空天体

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赤经 07 : 41.8（小时:分）
赤纬 -14 : 49（度:分）
距离 5.4（千光年）
视亮度 6.0（星等）
视大小 27.0（角分）


由Charles Messier在1771年发现。

M46是Charles Messier在发表了他的第一版星表（M1-M45）之后，发现的首个天体。他向科学院介绍了这一发现，并且在三天后，即1771年2月19日，将这个天体加入到他的星表中，同时加入星表的还有另外三个Messier天体，M47，M48，和M49。

这个星团的成员星极多，有150颗10-13等的恒星，总数可能超过500颗。其中最明亮的恒星光谱型为A0，每颗都比太阳明亮大约100倍以上（最明亮的恒星视亮度为8.7等）。这显示出它的年龄为3亿年左右。成团星散布在角直径为27'的范围内，星团的距离为5,400光年，对应的真实直径为30光年，按照Baade的说法，星团正以41.4千米/秒的速度远离我们，。M46的Trumpler类型被定为II,2,r型。

从我们的照片上可以看到星团中一个独特的著名特征，一个行星状星云（NGC 2438，又被称为FC 87）出现在M46的视边界之内。这个天体看上去位于星团北侧的边界附近。然而，这个星云很可能并且非星团的成员，而只是重合在星团之上，或者只是星团的一个“过客”，原因有以下三点：

NGC 2438的径向速度约为77千米/秒远离我们，与星团相差43千米/秒，即使它们的距离相同，星团也无法束缚住它。而且，Woldemar Götz得出的星团距离为4,600光年，而星云的距离仅为2,900光年左右，这意味着这个行星状星云是个前景天体。
行星状星云只能在短时间内被观测到，并且会迅速变暗；大部分行星状星云只能在短短数万年的时间内被观测到，然后它们的物质就会挥发到周围的星际空间中去了。
行星状星云是恒星演化化的晚期阶段，只在质量低于3倍太阳质量的较轻恒星中产生。然而这样的恒星至少需要演化十亿年才会抛出它们的外层形成行星状星云，这要比M46的年龄长得多（更重的恒星“会变成超新星”）。然而，最后这条论据有点靠不住，因为一些年轻的星团，比如昴星团（M45）之中，存在着相当数量的白矮星，它们只能从更重的恒星中演化而来；这些恒星一定是在演化过程中失去了它们的大部分质量，也许是在它们的红巨星阶段以强烈星风的形式吹出去，一定会经历行星状星云阶段。

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赤经 07 : 36.6（小时:分）
赤纬 -14 : 30（度:分）
距离 1.6（千光年）
视亮度 5.2（星等）
视大小 30.0 (arc min)



由Giovanni Batista Hodierna在1654年之前发现。

M47早在1654年之前就被Hodierna发现，他将其形容为“两条狗之间的星云”；然而，这一事实一直不为人所知，直到1984年时，他的著作才被人发现。因此Charles Messier在1771年2月19日独立地发现了它，并且将它形容为一个星团，其中的恒星比其视邻居M46更明亮。但是Messier在计算M47的位置时弄错了正负号，因此这是一个丢失的天体，直到1934年Oswald Thomas把它认证出来。由于Messier的这个错误，William Herschel也独立地在1785年2月4日重新发现了它，并且将它编号为H VIII.38。

Messier的这个错误位置仍然出现在许多星表中，包括John Herschel的GC星表（即GC 1594）和Dreyer的NGC星表（NGC 2478），尽管那里根本没有天体，或者就像John Herschel（在他的GC星表的注释中）记录的那样，“这个星团还没有被观测到。可能这是个非常松散，恒星极少的星团。”

疏散星团M47是个明亮的星团，在良好的条件下，用肉眼就可以瞥到一个暗淡的星云状天体。这是个由明亮恒星组成的粗略的星团，在12光年范围内包含着大约50颗恒星；按照Wallenquist的说法，星团中心部分，恒星密度约为每立方秒差距16颗恒星，而整个星团的平均密度仅为每立方秒差距0.62颗恒星（Kenneth Glyn Jones也引用了这样的说法）。它的距离约为1,600光年（数值从1,560妻1,750光年不等），因此M47中的恒星看起来在天空中分布在一个满月大小的区域内，即直径30角分。这个星团的Trumpler类型比较不统一，分别为II,3,m型（Glyn Jones)，I,3,m型（Götz），和III,2,m型（Sky Catalog 2000）。最明亮的恒星光谱型为B2型，5.7等，总的恒星成份与昴星团相似。它还包括了两颗橙色的K型巨星，每颗的光度都为太阳的200倍左右。Sky Catalog 2000估计这个正以9千米/秒的速度离开我们的星群的年龄为7千8百万年。

我们照片上最靠近中心的明亮恒星是颗美丽的双星Sigma 1121，两颗子星都为7.9等，相距7.4角秒。

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赤经 08 : 13.8（小时:分）
赤纬 -05 : 48（度:分）
距离 1.5（千光年）
视亮度 5.5（星等）
视大小 54.0（角分）


由Charles Messier在1771年发现。

这个疏散星团由Charles Messier发现的，他在1771年2月19日将它编入星表。然而，他在简化数据时犯了个错误，在他的星表中给出了错误的位置，因此这个天体也曾经失踪过，直到1959年才被T.F. Morris证认出来。由于它曾一度丢失，于是另外两人有机会独立地重新发现这一天体：第一位是Johann Elert Bode，显然他在1782年之前就发现了它，第二位是Caroline Herschel，她在1783年独立地重新发现了它，后来这一发现被Caroline哥哥——著名的William Herschel发表，并且在1786年2月1日将其编入他的星表之中，编号为H VI.22。

M48是个相当显著的天体，在良好的条件下应该是肉眼可见的目标。最小的双筒镜，或望远镜，可以揭示出一大群恒星，约有50颗亮于13等，总数至少为80颗。更集中的核心延伸超过30角分，而外围部分可达54'，由于其距离为1,500光年（Mallas/Kreimer和Kenneth Glyn Jones都给出这个数值，而Sky Catalog 2000是2,000光年），因此对应的真实直径为23光年。M48的Trumpler类型被归类为I,2,m型（Sky Catalog 2000），I,2,r（Glyn Jones）或者I,3,r型（Götz）。

M48的年龄被估计为大约3亿年；最热的恒星光谱型为A2，亮度8.8等；它的光度大约是太阳的70倍。M48还包含着3颗光谱型为G-K的黄巨星。

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赤经 07 : 03.2（小时:分）
赤纬 -08 : 20（度:分）
距离 3.0（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 16.0（角分）


可能是由G.D. Cassini在1711年之前发现的。1772年被Charles Messier独立地发现。

这个星团是由Charles Messier在1772年4月5日发现的，但是G.D. Cassini很可能早在1711年之前就已经发现它了（根据Kenneth Glyn Jones，和Burnham的说法）。

疏散星团M50距离我们大约3,000光年。因此它的15x20'的角直径对应的真实大小约为18光年，中心的密集部分直径只有10'，即9光年。J.E. Gore，从1893年Isaac Roberts拍摄的照像底板上，估计出其主体部分包含着大约200颗恒星。这个星团的Trumpler类型被定为I,2,m型（Glyn Jones），II,3,m型（Sky Catalog 2000）或者II,3,r型（Götz）。目视外观被Mallas和Kreimer形容为一个“心形轮廓”。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，星团中最明亮的恒星光谱型为B8，亮度9.0等，而Sky Catalog 2000给出的光谱型为B6，亮度7.85等，其年龄被估计为7千8百万年。中心以南7'的位置上，有一颗红色M型巨星，与它周围蓝白色的恒星形成鲜明对比。这个星团还包含一些黄色巨星。

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赤经 23 : 24.2（小时:分）
赤纬 +61 : 35（度:分）
距离 5.0（千光年）
视亮度 7.3（星等）
视大小 13.0（角分）


由Charles Messier在1774年发现。

M52是位于银河密集区域中的美丽疏散星团。这是个恒星众多的星团，天文爱好者Jeff Bondono提议将这样的星团命名为“胡椒面”星团。Ake Wallenquist（1959）在9'半径内找到了193颗可能的成员星，中心附近的密度约为每立方秒差距3颗恒星。

这个星团中最明亮的主序星亮度11.0等，光谱型B7。两明黄色巨星更加明亮：最亮的那颗光谱型为F9，7.77等，另一颗光谱型为G8，8.22等。Sky Catalogue 2000.0给出的年龄仅为3千5百万年，与Woldemar Götz给出的数值刚好一致，后者还提到这个星团中有一颗奇特的Of星，即具有独特电离氦和电离氮发射线的超热恒星。

这个星团的距离还不太确定；Kenneth Glyn Jones采用的是3,000光年，Mallas/Kreimer是7,000光年，而Sky Catalogue 2000.0给出的是5,200光年（即1,600秒差距），Götz则是5,050光年。Robert Garfinkle，在他的《Star Hopping》一书中，引用的距离为3,000光年左右，Hrvey Pennington，George Kepple和Glen Sanner所著的《夜空观测者指南（Night Sky Observer's Guide）》中为3,900光年。不确定性主要来自于它的光线在向我们传播的过程，所受到的高度星际介质吸收，这种吸收很难做出适当的估计。M52的Trumpler类型被划分为I,2,r型（Sky Catalog 2000）或者II,2,r型（Glyn Jones，Götz）。

按照我们5,000光年的距离，这个星团13角分的视直径，对应的真实尺度为19光年。

疏散星团M51是由Charles Messier首先发现的天体之一，他在1774年9月7日将它记录在案，当时那一年出现的彗星刚好运行到它的附近。

爱好者可以用优质双筒镜或者寻星镜看到M52，就像一块星云状的光斑。用4英寸望远镜，可以看到一个美丽的，由众多暗恒星组成的密集星团，通常被形容为扇形或是“V”形；明亮的黄色恒星位于西南边缘。John Mallas记录了“一个半圆形中的针状内部区域”。

M52可以很容易找到，将仙后座Alpha星到Beta星的连线向西北方向延长6 1/2度，可以找到5等的仙后座4号星；M52就在这颗恒星以南接近1度，稍稍偏西的地方。

M52西南方大约35'的地方就是气泡星云NGC 7635，这是一个弥漫星云，看起来就像一个巨大，暗淡，弥散的卵形，大小约为3.5x3'，包围在光谱型为B2 IV的7等恒星HD 220057周围。它的表面亮度较低，所以很难被看到。紧挨着M52南侧的，是明显的小疏散星团Czernik 43（CZ 43），只有在较大的望远镜中才能看到。

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赤经 08 : 50.4（小时:分）
赤纬 +11 : 49（度:分）
距离 2.7（千光年）
视亮度 6.1（星等）
视大小 30.0（角分）


由Johann Gottfried Koehler在1779年发现。

M67是已知最古老的疏散星团之一，也是目前最古老的Messier疏散星团，Star Catalog 2000给出它的年龄为32亿年；Mallas/Kreimer采用了更高、但很可能已经过时的数据——100亿年。G. Meynet的日内瓦小组最新的估测结果为40亿年。注意：这仍然比我们太阳系的年龄要低，不过疏散星团通常解体得更快。计算表明，M67还能以星团的形态继续存在50亿年。

只有少数已知的疏散星团更为古老，其中可能包括大约50亿岁的NGC 188，它长期被认为是已知最古老的星团，以外还有NGC 6791，它大约为70亿岁（根据Götz的数据），目前是我们银河系中最古老的已知疏散星团。

处于演化后期阶段的疏散星团M67，在它的赫罗图中展示了一条演化充分的红巨星分支，而主星序则终结于光谱型为A或F的高温蓝色恒星。它包含了11颗绝对星等为+0.5到+1.5的K型巨星，还有几颗恒星散布在水平分支上。不过，在偏蓝的主星序附近，也存在着一些奇怪的恒星，所谓的“蓝色游荡者（Blue Stragglers）”就典型代表，其中最明亮的恒星光谱型为B8或B9，视亮度为10等，在M67的距离上（按照Glyn Jones和Götz的说法为2,700光年，Sky Catalog 2000的数据为2600光年）相当于太阳光度的50倍。M67中的恒星总数可能在500颗以上。这个星团的Trumpler类型被给定为II,2,r型（Trumpler，按照Glyn Jones的说法），II,2,m型（Sky Catalog 2000）或者II,3,r（Götz）。

根据Cecilia Payne-Gaposhkin的说法，M67中包含了将近200颗白矮星。

由于M67的年龄与我们太阳系差不多处于同一量级，其中恒星的化学组成也刚好与太阳相类似，因此在太阳型恒星的研究方面，这个星团是个很适合的观测目标。国家科学基金会国立太阳观测站的Mark Giampapa已经在M67中观测了100多颗类似太阳的恒星，发现它们的活跃程度不是远高于太阳，就是远低于太阳；其中大约10-15%的恒星，磁场活跃程度格外平静，而M67中大约30%的太阳型恒星却像是处于增强的太阳活动极大期之中（参见NOAO新闻稿99-07）。

按照Johann Elert Bode的说法，M67是在1779年之前，被Johann Gottfried Koehler（1745-1801）发现的；不过，Koehler的仪器似乎有些太差了，他应该无法分辨出这是个星团。Charles Messier独立地重新发现了M67，分辨出其中的恒星，并且在1780年4月6日将它列入星表。

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赤经 21 : 33.5（小时:分）

赤纬 -00 : 49（度:分）

距离 37.5（千光年）

视亮度 6.5（星等）

视大小 16.0（角分）



由Jean-Dominique Maraldi在1746年发现。

M2的直径约175光年，包含大约150,000颗恒星，是包含恒星最多、最紧密的球状星团之一。因此它的密度类形被标为II型。从我们的照片上可以看出，这个星团呈明显的椭球形（椭率为9，即E1型）；它的长轴方向为方位角135度。它的距离是大约37,500光年（根据W.E. Harris的数据库），距银河系中心相当远。目视观测可以发现它的视亮度为6.5等，视直径约6到8角分，有一个明亮的、紧密的、大约5'的中心区域。标准的摄影观测可以看出它的直径约12.9角分，长时间暴光的照片上显示出它的视直径可以达到16.0角分。

与大部分球状星团一样，M2的中心部分是相当致密的：球状星团M2的致密核心的视直径只有0.34角分，即20角秒，对应于3.7光年的直径。星团中一半的质量位于半径0.93角分以内（即50角秒，10光年）。另一方向，它的潮汐半径很大：21.45角分，对应于233光年的半径，超过这个距离，球状星团中的成员星就会因为来自银河系的潮汐力而逃离这个星团。

M2中最亮的恒星是13.1等的红巨星和黄巨星，而它的（赫罗图中的）水平分支上恒星的视亮度只有16.1等。星团的整体光谱型被定为F0，色指数为-0.06；现代的数值为光谱型F4，B-V = 0.66。

从它的颜色-星等图中，Halton Arp（1962）估计出M2的年龄大约为130亿年，与球状星团M3和M5的年龄大致相同。

星团中包含21颗已知变星，最初的两颗是由Bailey在1895年发现的（Pickering和Bailley 1895），到1897年共发现了8颗变星。其中的大部分都属于被称为“星团变星”的天琴座RR型变星，变光周期不超过一天。然而，其中有3颗是“经典的”II型造父变星（室女座W型变星），变化周期分别为15.57天，17.55天和19.30天，视亮度大约为13等。H.C. Arp（1955）和G. Wallerstein（1970）研究了这些变星。还有一颗变星是金牛座RV型变星，其视亮度在12.5等和14.0等之间变化，变光周期为69.09天；这颗变星的光度极小值一深一浅交替变化，是由法国业余天文学家A. Chevremontd 1897年发现的。它位于星团的东侧边缘，稍稍偏北的位置。

M2是在1746年9月11日由Maraldi发现的；Charles Messier在整整14年后的1760年9月11日独立地重新发现，并且将其编入星表，描述为一个“不含恒星的星云”。William Herschel是第一个将其解析为恒星的人。

M2可以很容易地通过宝瓶座的Alpha和Beta星，以及飞马座的Epsilon星找到。它在宝瓶座Beta星北侧5度的地方，与宝瓶座Alpha星的纬度相同。

由于它的视亮度只有6.5等，M2是一个很难用肉眼观测的天体（“通常”条件下刚好看不见），但是在最小的望远镜，比如双向望远镜和观剧镜中，它也是一个很容易看见的目标，尤其是它位于一个恒星很少的天区。一架4英寸的无遮挡望远镜（折射镜或者schiefspiegler式反射镜）无法解析这个星团，只能显示出几颗最明亮的成员星，出现在由无法分辨的恒星构成的斑驳的云雾状背景中。John Mallas报告说，用他的4英寸折射镜观测，可以看到一条弯曲的暗纹穿过星团的东北角，这也可以在照片上看出来。在8英寸镜中，这个球状星团可以被部分解析为恒星，在良好的观测条件下甚至可以深入到中心。完全分解这个星团需要更大的镜子，至少10英寸以上。一条奇特的暗线穿过星团的东北边缘，在我们的图片中也能看出来；更大的望远镜（16英寸以上）还能显示出另外几个比较不明显的黑暗结构和区域。

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赤经 13 : 42.2（小时:分）

赤纬 +28 : 23（度:分）

距离 33.9（千光年）
视亮度 6.2（星等）

视大小 18.0（角分）



由Charles Messier在1764年发现。

M3是最显著的球状星团之一，包含的恒星估计达到500,000颗。它的距离约为33,900光年，远大于我们的星系——银河系中心到我们的距离，但是亮度仍然有6.2等，其绝对星等大约为-8.93等，相当于我们太阳光度的约300,000倍。因此，在极好的条件下，M3可以用肉眼直接看到——在最小的光学仪器中也是个壮丽的天体。 它的视直径为18.0角分，对应的尺度约为180光年；Kenneth Glyn Jones提到在深度暴光的照片上，视直径甚至可以到20角分，对应的直径为200光年。在业余的仪器，它中显得更小一些，大概在10角分左右。但是它的潮汐半径相当大：大约为38.19角分。只有超过这个半径，银河系的潮汐引力才足以将其中的成员星从星团中拖出来。因此，这个星团的引力控制着直径760光年以内的所有天体。

另一方面，M3有一个致密的直径1.1'的核心，尺度为11光年，对球关星团来说相当大。它的半质量半径为1.12'，即大约11.2光年，也就是说，这个星团中一半的质量都包含在直径仅22光年的球内。

这个星团中最明亮的恒星为12.7等，而所谓的水平分支巨星的亮度为15.7等，最明亮的25颗恒星的平均亮度是14.23等。球状星团M3的年龄可以根据它的颜色-星等图估计出来，不同场合下得到的值也不同；历史上，早期曾经给出的年龄包括50亿年（Baade），114亿年（woolf），200亿年（Arp）和260亿年（Sandage）。Sandage（1954）统计了半径8角分以内亮度超过22.5等的44,500颗恒星；总质量被估计为245,000个太阳质量（Sandage和Johnson）。Helen Sawyer Hogg给出M3的整体光谱型为F2，色指数为-0.05，对球状星团来说相当蓝，而《Sky Catalogue 2000.0》中给出的光谱型则是F7，W.E. Harris则将其列为F6。它的色指数由B-V = 0.69确定。这个天体以每秒钟147.6km的速度向我们接近。

球状星团M3中含有非常多的变星：按照B. Madore的说法（Hanes/Madore着，球状星团（Globular Clusters），1978），共发现变星212颗，其中确定的有186颗，比我们银河系中其他任何一个球状星团中的变星都多（因此也是被观测得最多的）； 至少发现了170颗天琴座RR型变星（有时被称为“星团变星”）。这些变星被当做“标准烛光”，用来测量星团的距离。第一颗变星是由E.C. Pickering在1889年发现的，接下来的87颗是由S.I. Bailey在1895年发现的（参见Pickering和Bailey 1895）。

M3包含了相当大数量的所谓蓝色掉队星（Blue Stragglers），即显得相当年轻的蓝色主序星，比球状星团中其余的主要成员星族年轻得多。这最早是由Alan Sandage(1953)在Palomar山200英寸的Hale望远镜拍摄的照片中发现的。这在很长一段时间内一直是个谜，现在认为这些恒星在天体的相互作用中经历了戏剧性变化——在近距离遭遇恒星时，它们较冷的外层物质被剥离，这在恒星穿越球状星团致密的中心区域时会偶而发生。

这个星团是第一个由Charles Messier首先发现的天体，他于1764年5月3日将其列入星表。按照现代作者的资料来源和现在的理解，这是第73个被人类的肉眼（和仪器）观测到的深空天体，尽管当时这只是第53个已知的云雾状天体，另外17个天体又一次被遗忘了（参见深空天体发表列表）。显然也正是因为这个天体的发现，使得Charles Messier开始系统地寻找这些类似彗星的天体，而不只是像之前的M1和M2那样，是碰巧发现后才标记的，这被历史事实所证明——1764年，他发现并测量了M3-M40的全部天体。

18年后，当星表中的最后一个天体，M107，蛇夫座的球状星团在1782年被Messier的朋友Pierre Mechain发现时，人类所知道的天体总数至少达到了140个，数量上翻了一番还多，其中的110个天体被Messier（发现了42或43个）和Mechain（27或28个）记述下来——计数中的不确定是由与M102有关的争议所引起的。

M3在1784年左右被William Herschel首次分解成恒星，并且认证为星团。

寻找M3，可以将后发星团附近的后发座Gamma星向后发座Beta星的连线延长大约2/3，稍向北侧看，M3就会出现在低倍的视场中：它就在后发座Beta星北偏东北方向大约6度的位置。（译注：原文如此，实际上M3应位于后发座Beta星正东方约6度的地方）

虽然M3只有在极好的条件下才能被肉眼看到，大多数条件下它刚好位于可见范围以下，但在最小的仪器中，它也很容易被看见。在双筒镜中，它就像一个朦胧的、云雾状的斑点。4英寸的镜子可以显示出它明亮的致密核心，周围被一个圆形的、斑驳的、颗粒状的光晕所包围，向外缓慢均匀地变暗；无法分解出恒星，但是在良好的条件下可以显示出一些最明亮的恒星。6英寸的镜子可以将其外侧约三分之二的部分的暗星分辨出来，由其余未能分辨的更暗恒星形成的背景光晕笼罩在周围。8英寸的镜子能分辨出几乎全部的恒星，只极核心的区域无法分辨；这一部分需要更大的望远镜（大约12英寸）才能分解。

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赤经 16 : 23.6（小时:分）

赤纬 -26 : 32（度:分）

距离 7.2（千光年）
视亮度 5.6（星等）

视大小 36.0（角分）



由Philippe Loys de Cheseaux在1746年发现。

M4是天空中距离最近的球状星团之一；根据最新的结果（这里采用的是W.E. Harris的数据库），它的距离也许只有7,200光年左右，也许是最近的球状星团；唯一可能与之相比的是位于南天的天坛座中的NGC 6397，然而这个星团现在看来还是稍远了一点（7,500光年）。M4可以在非常暗的天空中用肉眼感觉到（位于心宿二西侧1.3度），在最小的光学仪器中也非常突出。

作为一个非同寻常的细节，M4显示出中央的一个“棒”状结构，在我们的照片中看得很清楚，大致从左侧稍下方延伸到右侧稍上方（译注：原文如此，实际上“棒”在照片中几乎呈竖直方向，略微偏向左上-右下方向）；这个由11等恒星组成的“棒”长约2.5'，方位角为12度，最早在1783年由William Herschel注意到。也许正是这个结构使得Harlow Shapley认为这个球状星团有一些拉长，呈椭圆形（椭率0.9，长轴方向方位角115度），这一想法没有得到现代观测或者照片的证实。

如果没有黑暗星际介质所组成的浓云的遮挡，M4应该是天空中最壮丽的球状星团之一。星际介质的吸收也使球状星团发出的光线变红，因此彩色照片中的M4总是略显橙色或是棕色。在深度暴光的照片中，它的角直径约为36角分，超过了满月的大小；对应的真实直径约为75光年。在通常的照片中，它的直径略小于26'，目视估计为14角分。它的潮汐半径估计为32.49'，即70光年左右。潮汐半径的定义是，在这个距离上，银河系的潮汐引力刚好可以将恒星从星团中解放出来，因此这个球状星团的引力控制范围是一个直径140光年的球状空间。

M4是最松散，最稀疏的球状星团之一，因此它的聚集度类型被定为IX型。它的致密核心被测定为直径1.66'，即3.6光年。它的半质量半径为3.65'，即大约8光年，因此星团中一半的质量都聚集在中心直径为16光年的球体中。它以每秒70.4km的速度离我们而去，至少包含43颗已知变星。它的光谱型被定为F8，色指数由B-V=1.03确定。

球状星团是由De Cheseaux在1745-46年发现的，被他列为第19号天体，也被在Lacaille的星表中被标为Lacaille I.9。Charles Messier在1764年5月8日将其列入星表，并且首次将它分解为“由非常小[暗]的恒星组成的星团”；这是他用他的中等仪器能够分辨出来的唯一一个球状星团，因此也是第一个被分辨出来的球状星团。仅仅过了约20年，William Herschel就能够用他的大望远镜将所有的Messier球状星团全部分解开了。

1987年，第一颗毫秒脉冲星在这个球状星团中被发现。这颗脉冲星，1821-24，是每3.0毫秒旋转一周（并且发出一个脉冲）的中子星，即每秒钟自转超过300次，比M1中的蟹状星云脉冲星快了近10倍。第二颗毫秒脉冲星后来也在那一年，在M28中被发现。

1995年8月，Hubble太空望远镜拍到了M4中的白矮星，这是我们的银河系中最古老的恒星之一。2003年7月，利用Hubble望远镜进行的研究还认证出一颗绕着其中一颗白矮星运行的行星；它们与一颗被称为PSR B1620-26的脉冲星组成一个三合系统。这颗大约2.5倍木星质量的行星可能与球状星团M4一样古老，现在估计的年龄约为130亿年，几乎是我们太阳系年龄的三倍了。

M4很容易找到，因为它就位于明亮的心宿二以西1.3度，就在与天蝎座Sigma星连线的南侧（心宿二，天蝎座Alpha星，1.0等，光谱型M 1.5 I，略微变光；天蝎座Sigma星，V星等2.9，谱型B2 III）。在双筒镜中呈现出一个圆形的弥散光斑，在小望远镜中为一个圆形光晕，4英寸镜子可以分解出最明亮的，约10.8等的恒星；前面提到的棒状结构相当明显，解析出的恒星呈不规则分布。更大的望远镜能显示出一个直径超过16角分的、由恒星组成的晕围绕在星团明亮的中心部分周围。

附近（东偏东经50'）更靠近心宿二（西北仅30'）的地方，可以找到更暗的球状星团NGC 6144（星等10.4，直径3.3'）；要观测它，必须将心宿二排除在视场之外，这样它的光芒才不会把这个暗球状星团掩盖住。

跨越地平线

赤经 15 : 18.6（小时:分）

赤纬 +02 : 05（度:分）
距离 24.5（千光年）
视亮度 5.6（星等）

视大小 23.0（角分）


由Gottfried Kirch在1702年发现。

球状星团M5最早是由Gottfried Kirch和他的妻子Maria Margarethe在1702年5月5日，观测一颗彗星时发现的，被形容为一颗“云雾状的恒星”。Charles Messier独立地在1764年5月23日发现了它，并且将其形容为一个圆形的星云，其中”不包含任何恒星”。William Herschel首次将这个星团分解为恒星；他在1791年利用他的40英尺[焦距]反射镜数出了其中的200颗恒星，“尽管中心部分太紧密了，无法分辨其成份。”

M5明显呈椭圆形，沿方位角50度的方向拉长（方位角给出一个特征在天球上的方向；是通过测量正北方向按逆时针转到该方向所经过的角度而得到的）；它被认为是最古老的球状星团之一，估计其年龄为130亿年。它的直径约165光年，使其成为较大的球状星团之一。它的距离是24,500光年，因此视直径约为23角分。目视观测时，视直径显得较小，只有约10到12角分，在一般的照片中，视直径可以达到17角分（对应于125光年直径的星团内侧部分）。它的潮汐半径为28.4角分，即202光年，在这个距离之外，成员星才会被银河的潮汐引力拖出星团。也就是说，这个星团的引力控制着一个直径超过400光年球形空间。它有一个0.84角分的致密核心，即差不多6光年直径，它的半质量半径估计为2.11'，对应于线半径15光年。

它的总光谱型被估计为F7，M5以每秒52km的速度远离我们而去。

M5包含着相当多的变星，已知的有105颗。星团中的第一颗变星是由A.A. Common在1890年发现的。S.I. Bailey (1899)在星团中发现了85颗短周期变星，属于天琴座RR型变星（即星团变星）；按照Kenneth Glyn Jones的说法，到1955年已经发现了其中的97颗。按照Cecilia Payne-Gaposhkin的说法，其他的变星中有一颗是矮新星（她还提到了位于球状星团M30和NGC 6712里的另外两颗矮新星）。

我们的M5图片是由英澳天文台的David Malin拍摄的（并且拥有版权）。这里还提供了更多关于这张图片的信息。

更多M5的信息及其有趣的细节可以在Leos Ondra的文章《M5和它的变星》中找到。感谢Leos允许在这里提供他的文章！其中包含的有趣内容之中，还有一张M5的颜色-星等图。

要容易地找到M5，首先要找到附近的长蛇座5。这很容易通过大角星西南方的室女座109和110找到（分别为星等3.72，谱型A0 V和星等4.4，谱型K0 III），它们的连线向东指向一个由蛇夫座4，5，和6构成的小三角。M5就在蛇夫座5的西北方仅20'的地方。

在极好的观测条件下，M5用肉眼刚好可以瞥见。这个球状星团在优良的双筒镜中很容易看见，就像一小团毛茸茸的光斑，在3英寸望远镜中，可以看到一个美丽的圆形“星云”，越靠近中心越明亮。4英寸的镜中，其中最明亮的12.2等的恒星刚好可以分辨出来；它们从中心部分以弯曲的型态向外延伸，被John Mallas形容成一个蜘蛛；其中一条“腿”向南方延伸到很远，光晕延伸的直径超过10'。更大的望远镜或是照相观测可以揭示出一个包含成千上万颗恒星的壮观景象，其中有一些空隙，光晕延伸直径超过15'。

附近有蛇夫座5是颗明亮的双星，也被标记为Struve 1930，由淡黄色的5等子星A和灰白色的10等子星B组成；方向角是37度，距离11"（1923年测量）。这颗恒星在Messier的描述中被提到（但并没有标明是双星）。附近还有一个暗淡的遥远球状星团Palomar 5，就在前面提到的蛇夫座4以南约40'的地方，亮度11.8等，直径6.9'，距离我们大约75,000光年。M5向西直到室女座110，存在在着大暗弱遥远的星系，包括NGCs 5806，5811，5813，5814，5831，5838，5839，5845，5846，5846A，5848，5850，5854，5864，5865，5869以及5887，亮度介于10.0和13.9等之间，大多数需要更大的望远镜才能看到。

跨越地平线

赤经 17 : 19.2（小时:分）

赤纬 -18 : 31（度:分）
距离 25.8（千光年）

视亮度 7.7（星等）

视大小 12.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

M9是距我们的银河系中心较近的球状星团之一，计算得到它到银心的距离为5500光年（Burnham给出的值为7500，稍大了一点）。 它的角直径为12.0角分，在距离我们太阳系25,800光年的距离上，对应的线尺度为90光年。然而，目视观测时它显得更小，大约3到4'，传统的照片可以显示出约9.3角分的直径。因为M9位于一片暗星云（Barnard 64）的边缘上，其北侧和西侧由于星际尘埃的影响而略微变暗；它的光线可能至少减弱了一个星等（变暗了约2.5倍）。考虑到这些事实，这个星团7.7等的视星等对应的绝对星等为-8.04等，即光度接近于我们太阳光度的120,000倍。Mallas注意到它呈卵形，Shapley测得它的椭率为9，这也可以从我们的照片中看出来。它的聚集度等级为VIII，意味着M9中的恒星向中心聚集的紧密程度适中。

M9以每秒224km的超高速离我们而去。这个星团中已经发现了13颗变星，Walter Baade发现了其中的10颗。其中最亮的恒星约为13.5等，因此需要中等口径的业余望远镜（大约6英寸）才能看到它们；它的水平分支巨星的亮度约为16.2等。整体的光谱型被定为F2，色指数为+0.06。

球状星团M9是由Charles Messier首先发现的，他在1764年5月28日将其编入星表，并将其形容为直径3'的“不含恒星的星云”。大约20年后，William Herschel第一次将其分解为恒星。

这个球状星团在10x50的双筒镜中刚好可以瞥见，就像一个暗淡的小圆星云。4英寸的望远镜可以显示出M9大约3'直径的中心部分，略成卵形，越往边缘越暗，但这样的仪器只有在异常理想的条件下才能分辨出其中最明亮的恒星；6英寸的镜子就可以清楚地分辨出它们。8-10英才的仪器可以显示出一个7到8'直径的球状星团，中间有一个5'的紧密区域。更大的业余望远镜（12英寸以上）可以完全解析这个星团。

M9最好通过2.43等的恒星——天市左垣十一来寻找（Sabik，蛇夫座Eta 35星，光谱型A2 V）；M9就在东向方大约3度的位置（偏东2.1度，侧南2.8度）。有颗6等恒星位于其东侧大约半度以内的地方，一颗7等左右的恒星位于西北侧，另一颗6等恒星位于其东侧不到1度的地方。

靠近M9的地方，东北方向仅80'左右，有一个略小的（8角分）、稍暗的（8.25等）球状星团NGC 6356，其距离几乎是M9的两倍（大约50,000光年）。东南方向几乎同样的距离上，还有一个暗得多的（9.7等），小得多的（3角分）球状星团NGC 6342。尘埃云Barnard 64的核心位于M9以西约25'的位置，但是遮盖住了整个星团。

跨越地平线

赤经 16 : 57.1（小时:分）
赤纬 -04 : 06（度:分）
距离 14.3（千光年）
视亮度 6.6（星等）

视大小 20.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

用小仪器目视观测时，这个7等的球状星团视直径约为8到9角分。一般的照片上显示的视直径可以到15.1角分左右，而深度暴光的照片则显示出它向外延伸到20角分左右，即满月直径的2/3。它的距离为14,300光年，对应的线直径为83光年。目视观测可见的明亮核心只有不到一半大，即35光年左右。它以每秒69km的速度离我们而去。

按照Mallas的说法，它的中心区域呈梨形，有颗粒状结构；在中等放大倍率下（120x），外部区域显示出较亮的节块。

按照Burnham的说法，M10中的变星极其稀少，只发现了3颗；而意大利COVO，Sharru天文台（位于Bergamo，ADC/CDS编号为VII，103）的R. Monella编写的《银河系球状星团表》中给出的数字是4颗。

这个星团是由Charles Messier在1764年5月29日发现的，在他的列表中被标为第10号天体，与大部分球状星团一样，被描述为圆形的“不含恒星的星云”。William Herschel首次将其分解为恒星。

跨越地平线

赤经 16 : 47.2（小时:分）
赤纬 -01 : 57（度:分）
距离 16.0（千光年）
视亮度 6.7（星等）
视大小 16.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

M12与它的视邻居，M10，几乎一模一样，只是略大一些，似乎更暗一些。不过，它一度被认为是介于球状星球和致密的疏散星团（如M11）之间的过渡类型，因为它并不是非常向中心聚集——Harlow Shapley将M12的聚集度类型归类为IX型。它比M10（VII型）向中心会聚程度要低得多。它的距离约为16,000光年，M12的视直径为16.0角分，对应的真实大小约为75光年。这个星团以每秒16km的速度向我们接近。

Helen Sawyer Hogg测得这个星团总的光谱型为F7，色指数为0.0，其中25颗最亮的恒星的平均星等为13.97。按照《Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0》的数据，M12中最亮的恒星大约为12.0等，其（巨星）水平分枝上的恒星约为14.9等。Alan Sandage在M12中找到了13颗变星。

M12是由Charles Messier首先发现的，发现于1764年5月30日。与其他大多数球状星团一样，Messier将其描述为“不含恒星的星云”，10年后的Bode也是这样描述的；这是他们所使用的仪器分辨率不够的结果。William Hersechel在1783年首次将它分解为恒星。

球状星团M12可以在M10以北2度，以西2度的位置很容易地找到，即蛇夫座Delta星以北2度，以东8.5度的地方。

跨越地平线

赤经 16 : 41.7（小时:分）
赤纬 +36 : 28（度:分）
距离 25.1（千光年）
视亮度 5.8（星等）
视大小 20.0（角分）


由Edmond Halley在1714年发现。

M13，也被称为“武仙座大球状星团”，是北天天区中最明显，最广为人知的球状星团之一。它由Edmond Halley在1714发现，他记录道，“在没有月光的晴朗天空中，用肉眼就能看到它”。Charles Messier在1764年6月1日将其编入星图，按照他的说法，这个星团出现在John Bevis的“英国”《天图（Celestial Atlas）》中。

它的距离是25,100光年，角直径为20'，对应的尺度为145光年，目视观测时，只有约13'。其中包含了数十万颗恒星；Timothy Ferris在他的《星系（Galaxies）》一书中甚至说“超过一百万颗”。它的中心附近，恒星的聚集程度比太阳周围要密500倍左右。M13的年龄被Sandage测定为240亿年，Arp在1960年左右测定为170亿年；Arp后来（在1962年）把他的数值修正到140亿年（按照Kenneth Glyn Jones的说法）。

按照Kenneth Glyn Jones的说法，M13罕见地包含着一颗年轻的蓝色恒星，Barnard 29，光谱型为B2。这颗恒星的成员资格是由径向速度测量确认的，这对一个老年星团来说非常奇怪——它显然是一颗被俘获的场恒星。

观测者可以明显注意到4个缺乏恒星的区域（比如Mallas）。这也可以从一些图片中看出来。

1974年，Arecibo天文台的大射电望远镜向可能存在的地外智慧生物发送了第一条射电信息，其目的地被选为球状星团M13。

在M13附近，东北方向40角分的地方，有一个暗星系（11等）NGC 6207，可以在许多大视场和中等视场的M13照片中看到，比如在DSSM的图片中就能看到。这个星系中最近出现了一颗II型超新星（SN 2004A）。

跨越地平线

赤经 17 : 37.6（小时:分）
赤纬 -03 : 15（度:分）
距离 30.3（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 11.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

M14是一个略呈椭圆形的星团，跨越100光年左右，距我们大约30,000光年；早期测量的结果给出的介于64,000光年（Shapley）和23,000光年（Mallas/Kreimer）到24,000光年（Glyn Jones，Kinman，Becvar）之间；《Sky Catalogue 2000.0》给出的是38,000光年。Shapley测得的椭率为9，长轴方位角为110度。虽然它明亮的主体部分角直径只有大约3角分，但这个星团的外层一直向外扩展到11.7角分的视直径。它的聚集等级为VIII级，缺少一个致密的中心核（Burnham）。它的表面视亮度为7.6星等，对应的绝对星等为-9.12，相当于我们太阳光度的大约400,000倍。然而由于它更遥远的距离，它看起来比其他两个蛇夫座大星团，M10和M12，更暗。实际上它比它们要亮得多。

M14中最明亮的恒星大约为14.0等，其水平分支巨星为17.2等。Helen B. Sawyer Hogg给出其中最亮的25颗成员星的平均星等为15.44，总光谱型为G0；现代测定的光谱型为F4。这个星团的颜色-星等图（即赫-罗图）可以在Smith Kogan等人的文章（1974）中找到。

M14包含了相当多的变星，总数超过70颗，多数是室女座W型变星（II族造父变星，Demers和Wehlau 1971）。

1938年，M14中出现一颗新星。然而这颗新星直到1964年，Western Ontario大学的Amelia Wehlau在调查由Helen Sawyer Hogg在1923到1963年间拍摄的照相底板时，才被发现（Hogg和Wehlau, 1964）。这颗新星出现在摄于1938年6月21-28日的8张底板上，亮度为16等——如此之暗，至少部分解释了它没有被更早发现的原因。Hogg夫人估计其对应的绝对星等为-1.5（现代的修正值为-0.7），但是在亮度极大期，它可能达到9.2等，即绝对星等-7.5（现代修正值），几乎比星团中最明亮的成员星亮了5个星等！这是既1860年M80中出现的新星——天蝎座T之后，人类发现的第二颗球状星团中的新星，也是第一颗被记录在照片中的球状星团新星。1983年，CTIO的4米望远镜和3.9米的英澳望远镜被用来试图寻找这颗新星的遗迹（Shara等 1986）。1991年，天文学家们利用Hubble太空望远镜观测了M14中这颗新星附近的区域，但是没有发现这颗恒星，也没有发现星云遗迹（Margon等 1991）。

1997年，一颗碳星（光谱中具有强烈碳线的恒星）在M14中被发现（Cote等，1997）；这颗恒星可能是在与其他星团成员星的近距离遭遇中抛掉了它的外层物质，使得由丰富的碳组成的核心暴露出来。

球状星团M14是由Charles Messier首先发现的，他在1964年6月1日将其标记在星表中，并且将它描述为圆形的不恒星的星云。它最早在1783年被William Herschel分解为恒星。

根据TheSky的广告，球状星团M14是CCD拍摄的第一个天体。

M14的位置有点偏僻，远离明亮的恒星。也许通过M10来寻找它是最容易的方法：M14位于那个星团以北0.8度，以东10度。它也位于蛇夫座Delta星以北0.4度，以东21度的地方，即蛇夫座Beta到Eta星连线的1/3处偏东一点。它也位于4.5等的蛇夫座47星（HR 6493）以北2度，以东3度的位置上，这颗恒星在M10以南1度，以东7度的地方。蛇夫座的Delta星，即蛇夫座1，也叫天市右垣九，是一颗2.7等左右的聚星，主光谱型为M1 III，距离我们约160光年。蛇夫座Beta，即蛇夫座60，也叫宗正一，是一颗2.9等的橙色巨星，光谱型为K1 III或K2 III，距离我们约125光年。蛇夫座Eta，即蛇夫座35（天市左垣十一）是由两颗A2型恒星组成的双星，两颗子星分别为3.2和3.5等，轨道周期约85年，角距0.4"-0.6"，距离我们约70光年。

M14中的恒星因其相当遥远的距离而变得暗淡，因此它不像其他更新的球状星团那样容易分解。在较小的望远镜中，第一眼看去，它像是一个椭圆星系，从明亮、朦胧的中心圆盘向边缘迅速变暗。用4英寸的望远镜在良好的条件下可以看到一些少量的粒状条纹。在8英寸的望远镜中可以看出一些被分解的迹象，以及一些粒状纹理，只有更大的镜子才能将它的外侧部分解析出来。

附近还有一个暗球状星团NGC 6366（9.2等），就在前面提到的蛇夫座47（HR 6493）东侧，M14以南2度，以西2.5度的地方。