Messier深空天体

跨越地平线

赤经 21 : 30.0（小时:分）
赤纬 +12 : 10（度:分）
距离 33.6（千光年）
视亮度 6.2（星等）
视大小 18.0（角分）


由Jean-Dominique Maraldi在1746年发现。

球状星团M15是这类星团中最显著的一个。它的距离为33,600光年左右，其视直径18.0角秒对应的真实大小为175光年左右，它的总视星等为6.2等，对应的绝对星等为-9.17，几乎是我们太阳的360,000倍。其中最亮的恒星视星等约为12.6等，绝对星等为-2.8等，是我们太阳光度的1,000倍，其水平分支巨星星等约为15.6。整体光谱型被测定为F3或F4。这个球状星团以每秒107km的速度接近我们。

在业余的仪器中，M30显得有点小，目视观测时只有7角分左右，照像观测为12.3角分。另一方面，这个球状星团的潮汐半径相当大，达到了21.5角分，对应于距离星团中心210光年的距离，超出这个距离以外，星团中的成员星就会被银河系的潮汐引力拖走。（译注：这段中的M30为原文，应为M15的笔误）

这个球状星团包含的已知变星数量排名第三，仅次于M3和半人马座Omega；一共认证出112颗变星。其中一颗显然是II型造父变星（即室女座W型变星）。

M15也许是我们银河系的所有（球状）星团中最密集的一个。Hubble太空望远镜的照片分解了它的超密核心，参见这张HST图片。M15的核心经历过一种被称为“核心坍缩（core collapse）”的收缩过程，这在球状星团的动力学演化中常见的；根据W.E. Harris的资料库，我们银河系中已知的150个球状星团中，有21个发现了这种坍缩核心（它们之中，除了M15以外，还包括Messier球状星团M30和M70），另外还有8个候选者，其中包括M62。这个核心与星团相比非常小，视直径只有约0.14角秒（8.4角分），对应的真实大小接近1.4光年。半质量半径为1.06角分，即大约10光年——星团中一半的质量聚集在以此为半径的球体内。现在还不清楚M15如此紧密的核心是否仅仅是由构成星团的恒星之间的引力相互作用引起的，也不清楚其中是否包含有与星系中心的超大质量天体类似的，致密的超大质量天体。M15中的超大质量天体是离我们最近、最容易观测的此类天体之一，仅仅比银河系中心远了一点，但是不像银心那些被大量的星际介质所遮挡。尽管这类天体的本质现在还不确定，许多科学家相信他们是“黑洞”的有力候选者。

M15是由Jean-Dominique Maraldi（Maraldi二世，1709-88）在1746年9月7日，寻找De Cheseaux彗星时发现的；他将其形容为“一颗云雾状恒星，相当明亮，由许多恒星组成”。Charles Messier在1764年6月3日将其编入星表，他和Johann Elert Bode都没能辨认出其中的恒星，将其形容为“不含恒星的星云”，直到1783年William Herschel才将这个美丽的星团分解开来。

M15是第一个被发现其中包含有行星状星云的球状星团，其中的行星状星云Pease 1即K 648（“K”指的是“Kuster”）是由Pease在1928年，从1927年Wilson山上拍摄的照像底板上发现的。Leos Ondra提供了更多关于这个行星状星云的信息。1976年，Peterson报告了这个球状星团中可能存在的第二个行星状星云，位于中心附近，但是此后从未得到证实（感谢Leos Ondra指出这一事实），因此Pease 1仍然是仅有的4个已知的银河系球状星团中的行星状星云之一。

此外，球状星团M15还包含了相当多的的脉冲星和中子星，已经发现的有9颗，它们都是星团年轻时爆发的古老超新星的残骸。它们被名命为 PSR 2127+11，即PSR 2127+11 A 到 2127 +11 H。其中最令人感兴趣的是PSR 2127+11 C，显然是双中子星中的一颗，即，它还有另一颗中子星伴星（S.B. Anderson等，Nature 346:42 (1990), T.A. Prince等, ApJL 374:L41 (1991)）。与著名的Hulse-Tor双中子星PSR 1913+16，以及孤立存在的银河双中子星PSR 1534+12一样，这种双中子星系统受到了特殊的关注，因为他们展示了强烈的广义相对论效应，比如明显的近日点近动，作用在光上的效应，以及引力辐射，因此是验证爱因斯坦广义相对论的天然实验室。其中的最后一项效应，引力辐射，带走了转动能量，使得中子星的频率以及它们的轨道周期变慢。

M15可以很容易地找到：先找到2等的飞马座Epsilon，及其东南方的飞马座Theta星。沿着Theta与Epsilon的延长线，可以在Epsilon以西3 1/2度，以北2 1/4度的地方找到M15。一颗6等恒星位于其东侧20'处，另一颗7.5等的恒星位于北偏东北5'的地方。

由于它的视亮度达到6.2等，M15在非常好的条件下，刚好位于肉眼可见的极限附近。在最小的仪器，比如观剧镜或小双筒镜中，可以看到一个圆形的云雾状天体。在4英寸镜中就像一个圆形的朦胧的星云，最好条件下可以看到其中一些最亮的恒星，但其他相当多的恒星是分辨不了的。在更大的望远镜中，可以看到更多的恒星，星团的外部可以解析出来，外形轮廓也更不规则，更偏离圆形。尽管在大型的业余望远镜中，致密的核心也仍然不能分解，但可以瞥见其中最亮的恒星。由恒星组成的星链和线条沿各个方向从核心向外辐射，但是西侧的密集程度较小。

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赤经 17 : 02.6（小时:分）
赤纬 -26 : 16（度:分）
距离 28.0（千光年）
视亮度 6.8（星等）
视大小 17.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

M19是已知最扁的球状星团，椭率约为E3-E4。Shapley发现其椭率为6，对应于E4，长轴方位角为15度。他估计沿着长轴数，恒星的数量会是短轴方向的两倍。这个星团这种偏离球状的形变可能是由于它靠近银心而造成的：它距离我们的太阳系约28,000光年，相当靠近银河系中心，只有约5,200光年远。从地球上看，它位于银盘平面上方9度的位置（即银道坐标北纬9度）比银心稍稍偏西一点；也许距离我们只比银河系的中心稍远一点。M19以146千米/秒的速度离我们而去。

M19中的恒星比较丰富和致密，聚集度相当高（Shapley级别为VIII）。在它的距离上，17角分的视直径对应的真实长度沿长轴方向约为140光年，绝对星等为19等左右。在业余仪器中它显得稍小，目视为6'，照像观测为13.5'——对应的真实直径仍有110光年。

M19中最明亮的恒星约为14等，它的水平分支（赫罗图上演化到晚期的巨星亮度）接近15.3等（Uranometria 2000.0的深空指南）。Helen Sawyer Hogg给出其中25颗最明亮成员星的平均星等为14.8等，总光谱型为F5（按照Kenneth Glyn Jones的说法，见Handbuch der Physik）。M19中只发现了4颗天琴座RR变星。

M19是由Charles Messier首先发现的天体之一，在1764年6月5日被观测到。1784年，William Herschel首次将其分解为“数不清的14，15，16等恒星”（John Herschel）。Admiral Smyth则用更生动的语言将M19描述为“一个美丽、孤立的球状星团，由细小致密的奶油色恒星组成，略显白色，中心稍现光泽。”

从心宿二沿着银河向东约8度就可以容易地找到M19，看起来像是个小圆斑，它的椭圆形状非常显眼。比较容易被分解成恒星。

更远的一个8.4等，直径1.9'的球状星团，NGC 6293就位于东偏东南1.5度的地方，另一个9.5等，直径1.5'的球状星团，NGC 6284则位于北偏东北1.6度的位置。

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赤经 18 : 36.4（小时:分）
赤纬 -23 : 54（度:分）
距离 10.4（千光年）
视亮度 5.1（星等）
视大小 32.0（角分）


由Abraham Ihle在1665年发现。

这可能是第一个被发现的球状星团，是由Abraham Ihle在1665年发现的。按照Kenneth Glyn Jones的说法，Hevelius可能在更早之前就看到了这个天体（根据Admiral Smyth的观测记录），但是Halley，De Cheseaux和Messier都一致认为这个天体是由Ihle最早发现的。这个球状星团被包括在1715年Halley发表的6个天体的列表中，也被De Cheseaux，Le Gentil以及Abbe Nicholas Louis de la Caille观测到，前者将这个天体编为第17号天体，后者将其编入了他的南天星表，编号为Lacaille I.12。Charles Messier在1764年6月5日将其编为M22，他宣称这一天体也出现在John Bevis的英格兰星图上。

M22是个非常显著的天体。距离我们10,400光年，是离我们最近的球状星团之一。在这个距离上，它的32'的角直径，比满月的视直径稍大，对应的真实大小约为97光年；目视时，仍有大约17'。它的亮度比武仙座球状星团M13还明亮，因此北半球纬度不高的观测者可以用肉眼看到这一天体，比它更明亮的只有南天的两个明亮球状星团（不在Messier星表内），分别是半人马座Omega（NGC 5139）和杜鹃座47（NGC 104）——以上提到的是天空中最明亮的4个球状星团。

尽管Shapley和Pease在这个巨大的恒星蜂巢内数出了70,000颗恒星，只有相当少量的32颗变星被认证出来，其中半数早在1902年就已经为Bailey所知了，其中的一颗长周期苧藁增二型变星很可能不是星团的成员星。星团中最明亮的恒星大约为11等。恒星散布在大约200光年直径的区域内，以每秒149km的速度远离我们而去。

这个星团值得关注是因为其中还包含了一个弱行星状星云，是由红外卫星IRAS发现的，编号为IRAS 18333-2357或GJJC 1。这是继M15中的Pease 1之后第二个被发现的，位于球状星团中的行星状星云，是仅有的四个已知的银河系球状星团中的行星状星云之一。

最近Hubble太空望远镜对M22的研究发现有大量行星大小的天体游荡在这个球状星团之中；这些天体的质量可能只有80倍地球质量，是通过所谓的微引力透镜效应，即弯曲来自背景成员星的光线，而发现的。

对于观测者来说，M22距离黄道只有不到1度是很有趣的，这样就会经常发生行星与M22相合的现象。

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赤经 18 : 24.5（小时:分）
赤纬 -24 : 52（度:分）
距离 18.3（千光年）
视亮度 6.8（星等）
视大小 11.2（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

M28的真实直径为60光年，而它的距离约为18,000到19,000光年，与它壮观的邻居M22相比，它明显小得多，也密集得多。按照H. Shapley的说法，它略呈椭圆形。需要大口径才能分解其中的恒星；William Herschel是首个将其描述为“恒星云”的人。

M28中除了包含目前仅知的18颗天琴座RR型变星外，还有一颗周期为17天的室女座W型变星（II型，即造父II型变星），以及另一颗长周期变星（17号变星，按照Burnham的说法，可能是金牛座RV型变星）。

1987年，M28成为第二个被发现其中含有毫秒脉冲星的球状星团（第一个是M4）。这颗名为1620-26的脉冲星每11毫秒绕轴自转一周。

球状星团M28是真正由Charles Messier发现的天体之一，他于1764年7月27日将其编入星表。

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赤经 21 : 40.4（小时:分）
赤纬 -23 : 11（度:分）
距离 26.1（千光年）
视亮度 7.2（星等）
视大小 12.0（角分）


由Charles Messier在1764年发现。

球状星团M30，距离约为26,000光年，横跨约90光年，在我们看来，角直径约为12.0角分。它相当致密（正如它的凝聚度为V所表明的），即使对一架小望远镜来说，也是个良好的目标。其中最明亮的红巨星视星等约为12.1，它的水平分支星等为15.1。这个球状星团中只发现了12颗变星。M30的颜色-星等图（CMD）可以在Richer et.al. (1988)上找到。它的总光谱形被测定为F3，其色指数被定为B-V=0.60等。它正以181.9 km/秒的速度接近我们。

M30经历过核心塌缩，在其核心处，恒星分布极端密集，在我们银河系的150个球状星团中，至少20个存在类似的现象，包括了M15，M70，也许还有M62。因此，M30的核心尺度非常小，仅有约0.12角分（7.2角秒，对应的真实直径为0.9光年），它的半质量半径为1.15角分（8.7光年）；这个星团一半的质量集中在一个球体中，球体的半径相当于天狼星到我们的距离，即直径17.4光年。另一方面，它的潮汐半径相当大：18.34角分，相应的真实半径为139光年。超过这个距离，成员星就会因为银河系的潮汐引力作用而逃离星团。

尽管有个极端致密的核心，球状星团M30中成员恒星的近距离遭遇似乎很少发生，因为根据Chandra X射线天文卫星的研究，星团中似乎只有极少数X射线双星存在。这类特殊的恒星系统被认为是恒星在球状星团的致密区域中近距离遭遇而形成的。

Cecilia Payne-Gaposchkin提到M30中出现过一颗矮新星；另一颗出现在M5中，第三颗则在出现在NGC 6712中。

M30是由Charles Messier最早发现的天体之一，他在1764年8月3日将它记录在案，与其他球状星团一样，M30被他描述为圆形的星云，不含恒星。它在1784年左右被William Herschel首次分解为恒星。

M30中最明亮的恒星可以在4英寸以上，甚至是略小于4英寸的望远镜中被看到。

M30不被Messier马拉松所钟情，因为它经常是一场几近完成的Messier马拉松中最后一个被漏掉的天体。Messier马拉松是指用一个夜晚看完所有Messier天体的巡天活动（通常在三月底的无月夜晚进行）。然而，这仅仅是因为它在天空中的位置；其实对业余天文学家来说，这是个很好的观测目标。

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赤经 13 : 12.9（小时:分）
赤纬 +18 : 10（度:分）
距离 58.0（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 13.0（角分）


由Johann Elert Bode在1775年发现。

球状星团M53是最偏远的球状星团之一，距离银河系中心大约60,000光年，距离太阳系差不多同样的距离（大约58,000光年）。在这个距离上，它13'的角直径对应的真实直径约为220光年。它正快速接近我们，Mallas给出的速度为112千米/秒，而Harris则认为是79千米/秒。虽然与其他球状星团相比，M53中的恒星并没有向中心高度集聚的现象，但它还是一个直径约2'的明亮紧密的核心，恒星密度向边缘处逐渐降低。Harlow Shapley将它的密度类型，或者聚集度类型划定为V型。尽管John Herschel，以及随后的NGC星表都猜想其中最明亮的红巨星约为12等，但是《深空指南（Deep Sky Fild Guide）》一书列出它们的亮度为13.8等，（赫罗图的）水平分支亮度约为16.9等。星团的总光谱型被定为F6。

它的发现者Johann Elert Bode是在1775年2月3日发现它的，他将它形容为一个“相当清晰的圆形”星云。Charles Messier在两年后的1777年2月26日，独立地重新发现了它，并且将它记入星表，他发现它“呈圆形，容易看到”，与M79相似。William Herschel是第一个将它分解成恒星的人，他发现它与M10相似。

在全部球状星团中，M53中的恒星明显是“金属贫乏”的，这意味着它们只包含极少量比氦更重的元素（事实上主要是类似碳和氧这样的元素）；M53中的恒星在“金属丰度”方面甚至低于球状星团的平均水平。星团中有多达47颗天琴座RR型变星，其中一些被发现其变光周期会随着时间发生不可逆转的变化（Kenneth Glyn-Jones）。

在小型业余望远镜中，M53呈现为一个略微椭圆的星云状天体，有一个大而明亮的核心，表面亮度相当均匀，平缓地向边缘逐渐变暗。Mallas报告说在极好的观测条件下，他在4英寸折射镜中看到了许多恒星，中心部分显示出某种颗粒状斑纹。在更大一些的望远镜中，它的外侧边缘似乎已经分解为恒星，而中心部分仍然无法分解，呈现出颗粒状，在大约8英寸口径的望远镜中，会有一颗恒星突显在核心部分。大约12英寸的大型仪器可以很好地分解这个星团，有一个中等聚集的核心，恒星散布在大约12角分直径的范围内。

M53可以很容易找到，就位于4等的后发座Alpha 42号星东北1度的地方，后者是颗目视双星（A星：5.05等，B星：5.08等，光谱型都为F5V型）。后发座Alpha星本身可以在大角星与牧夫座Eta星的连线向西延长11度的位置上找到，也可在将室女座Gamma - Delta - Epsilon的连线向东北偏北方向延长7度而找到。

向东移动仅1度左右的距离，暗淡并且相当松散的球状星团NGC 5053就会进入视野，它几乎与M53位于同样的距离上（53,500光年），意味着这两个星团物理上也是相当靠近的。NGC 5053拥有的恒星比M53少得多，特别是恒星分布不像M53那样密集，也没有致密明亮的核心，因此过去对于将它归类为球状星团还是有怀疑的（现在已经通过光谱分析法确证了）。

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赤经 18 : 55.1（小时:分）
赤纬 -30 : 29（度:分）
距离 87.4（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 12.0（角分）


由Charles Messier在1778年发现。

尽管身处巴黎的Charles Messier在1778年7月24日发现M54时，用“非常暗淡”来形容它，不过M54仍然是一个相当显著的球状星团（Kenneth Glyn Jones错误地将Messier的描述翻译为“非常明亮的星云”，这个错误此因也出现在Kepple和Sanner所著的《夜空观测者指南（Night Sky Ovserver's Guide）》一书中）。William Herschel能够将其外侧区域分解为15等恒星，以及极少的14等恒星。不过，它的确不容易被分解开来。

这个星团的聚集度等级为III，表明它的聚集度相当大。它的明亮核心直径仅为2.1'，最明亮的内核约为1'，不过它的外层在照片上可以达到6'，在超长时间暴光下可以达到9.1'。《Uranometria 2000.0》第二版甚至给出了12角分的直径。星团中最明亮恒星的视星等约为15.5，水平分支的亮度为17.7。Hellen Sawyer Hogg给出的总光谱型为F7，色指数为+0.01。它正以每秒142公里的速度远离我们而去。

M54中的已知变星至少有82颗，其中大多数是天琴座RR型变星，共有55颗。此外，星团中还有两颗半规则红色变星，周期分别为77天和101天。

多年以来，它的距离一直被估计为50-65,000光年左右。不过在1994年，一项令人激动的发现表明，M54可能根本不是我们银河系的成员，而是属于一个最新被发现的矮星系！这个星系现在被称为SagDEG，是人马座矮椭圆星系的简称，这是本星系群中最新被发现的星系之一。

SagDEG中有两个主要的集中点，其中一个刚好与M54位置一致，并且它们相对于我们的退行速度也非常相似（约为每秒130公里）。因此M54很可能就位于这个距离我们80-90,000光年的星系之中；最近估算的M54距离为87,400光年。按照这个距离，M54很可能是已知最明亮的球状星团之一，它的绝对视星等M_v为-10.01，相当于我们太阳亮度的850,000倍，仅次于我们银河系中壮观的半人马座Omega星团。它的直径也将达到300光年。它的距离大约是是它两个视邻居，M69和M70，的3倍。也许最有趣的是，这使得M54成了最早被发现的银河系外球状星团，因此也给Messier辉煌的一生增添了又一项第一。Charles Messier是在1778年7月24日发现M54的。

M54很容易找到，它就位于人马座Zeta附近，这是人马座中由4到5颗恒星组成的“南斗”星宿（著名的“茶壶”的一部分）中最南侧的恒星，M54就在它南侧0.5度，西侧1.5度的位置上。

这个球状星团虽然明亮，但却细小，因而在小双筒或者寻星镜中可能会视而不见（即误当成了恒星）。由于它距离遥远，这个球状星团很难被分解成恒星。在双筒镜和小望远镜中，它就像一个亮度向四周逐渐变暗的圆形星云。4英寸镜子可以显示出一些斑驳的纹理，在良好的条件下可以看出一些恒星状亮斑，这些被John Mallas报告为疑似恒星。在更大的业余望远镜中，它仍然无法被分解，仍然只是显示出斑驳的纹理；Kenneth Glyn Jones形容说，它第一眼看去更像是个行星状星云。

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赤经 19 : 40.0（小时:分）
赤纬 -30 : 58（度:分）
距离 17.3（千光年）
视亮度 6.3（星等）
视大小 19.0（角分）


由Abbe Nicholas Louis de la Caille在1751-52年发现。

M55是个相当大的球状星团（大约19'，几乎为月亮视直径的2/3），但却拥有如此松散的外表，它的颗粒感非常强，以致于笔者甚至用7x50的双筒镜就能感觉出这是一个星团。通常在这样的双筒镜中，大部分球状星团看起来都像是圆形的星云。它的距离大约为17,300光年，角直径对应的真实大小约为100光年。M55中的已知变星数量极少，仅有5到6颗。不同资料给出M55的星等介于5到7等之间。它的总光度可能接近我们太阳光度的100,000倍。

M55最初是由Lacaille在1751-52年发现的（被他标记为Lac I.14），当时他正在南非进行观测。Charles Messier在1778年7月24日终于找到了它，并且将它记录在案，之前他还在1764年看到过它，但却没能记录：这是因为这个天体太偏南了。笔者可以证明，M55在德国南部也是非常难以观测的，不过只要再往南走一些，它就会非常壮观（比如在希腊北部，它就非常引人注目）。

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赤经 19 : 16.6（小时:分）
赤纬 +30 : 11（度:分）
距离 32.9（千光年）
视亮度 8.3（星等）
视大小 8.8（角分）


由Charles Messier在1779年发现。

M56位于天鹅座Beta(辇道增七）和天琴座Gamma星之间。它是最暗淡的Messier球状星团之一，尤其是缺乏大部分球状星团都有的明亮核心。不过要将它分解为恒星并不困难，即使它距离相当遥远。这使得它的聚集度等级为定为X级。它的距离是32,900光年，它8.8角分的角直径对应的真实大小约为85光年。目视观测时，只能看到这个大圆球的内侧1/3，即视直径约3'。尽管NGC星表中提到星团由“11到14等的恒星”组成，更现代的测量表明，这个星团中最明亮的恒星亮度约为13等，水平分支的亮度为16.2等（根据Uranometria 2000.0的深空视场指南）。Helen Sawyer Hogg给出其中最明亮的25颗恒星的平均星等为15.31，总光谱型为F5，色指数为-0.04。

Harlow Shapley发现球状星团M56有些拉长，椭率为8（E2），长轴方位角为45度。他在其中只发现了1颗变星，即使到今天，M56中也只有大约半打变星得到确认。这个星团正以每秒145公里的高速向我们靠近。

M56是由Charles Messier首先发现的；他在1779年1月23日第一次看见这个星团，像大多数球状星团一样，他将其形容为“不含恒星的星云”。它在1784年被William Herschel首先分解为恒星。

这个球状星团位于一个极好的低倍率银河星场中。

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赤经 17 : 01.2（小时:分）
赤纬  -30 : 07（度:分）

距离 22.5（千光年）
视亮度 6.5（星等）
视大小 15.0（角分）


由Charles Messier在1771年发现。

M62是形状最不规则的球状星团之一，这种不规则形状最早是由Herschel发现的。这种变形也许是以下事实的结果，即M62是距离银心最近的Messier球状星团之一（仅有大约6100光年），因此它是被潮汐力拉扯变形的。它的聚集中心明显偏离星团中心，在我们的图片中偏向左下侧（东南）方向。

不论是视大小还是视亮度，M62都与它的近邻M19非常相似。不过事实上，它们并非如此相似，因为它们的距离略有不同：按照W.E. Harris的数据库，M62位于22,500光年之外，而M19则位于28,400光年以外。M62的视直径为15角分，大约是满月的一半，对应的真实大小约为100光年。

这两个球状星团之间还有更多本质上的区别：M62中已知变星的数量多达89颗（1973年的数据！），其中大部分都是天琴座RR型变星，而M19中只有4颗。此外，与M19相反的是，M62的核心密度极高，很可能在它的历史中经历过核心坍缩过程，与此类似的其他球状星团包括M15、M30、以及M70。

不过，M62与其他经历过核心坍缩的球状星团，例如M30也有不同之处，根据Chandra X射线天文卫星的观测结果，这个星团中包含了大量X射线双星。这些奇特的恒星系统被认为是星团成员星之间近距离接触的结果；很明显，这样的接触事件在M62中曾经频频发生。

Charles Messier在1771年6月7日发现了这个星团，不过直到1779年6月4日才测定了准确的位置，并且在这一天将它编入星表目录之中。不然的话，它的编号就可能会介于49和50号之间了。与大部分Messier球状星团一样，William Herschel最早将它分解为恒星，他称其为“M3的微缩模型。”

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赤经 12 : 39.5（小时:分）

赤纬 -26 : 45（度:分）
距离 33.3（千光年）
视亮度 7.8（星等）
视大小 11.0（角分）


由Charles Messier在1780年发现。

这个7.8等的球状星团位于大约33,000光年以外，它的成员星分布在大约106光年直径的空间内。其中至少含有42颗已知变星。Harlow Shapley已经在其中发现了28颗所谓的“星团变星”（天琴座RR型变星），其中一颗（第27号）后来被证明并不是这个星团的成员（Greenstein, Bidelman and Popper, 1947）。Shapley还在1930年将这个球状星团的椭率给定为9，不过到了1949年，当他统计其中2000颗最明亮恒星时，又将它形容为圆形。在业余望远镜中，它看起来的确是圆形的，尽管一些观测者（包括John Mallas在内）都感觉出它是卵形的。

以前的星表总是给出较暗的视星等，可能是因为这些南天星团的亮度是由北半球观测者估计的：Helen Sawyer Hogg给出它的亮度为9.12等，Mallas/Kreimer为8等，Becvar、Kenneth Glyn Johns和Sky Catalogue 2000.0给出的数值是8.2等。较新的《Uranometria 2000.0深空场指南》给出的亮度为7.7等，在它的第二版中，总视亮度被修正为7.3等。

根据Kenneth Glyn Jones的说法，M68包含了大约250颗绝对星等亮于0等的巨星，大约是M3或者M13的一半。根据Uranometria 2000.0深空场指南，其中最明亮的恒星为12.6等，星团的水平分支亮度为15.6。Hellen Sawyer Hogg找到了25颗亮于14.8等的恒星，将它的总光谱型定为A6。

过去对M68距离的测量非常混乱：Shapley的早期测定结果为50,000光年（15.5 kpc），而Becyar给出的数值为35,500光年（11.5 kpc），T.D. Kinman的平均值为39,000光年（12.0 kpc），还有McCluere等（1937）得出的结果是36,000光年（11.2 kpc）。我们现代的数值是33,300光年，来自于William E. Harris的银河球状星团数据库。

M68以每秒112公里的速度靠近我们。

右下侧被标出的恒星并非星团成员星，而是苧藁变星水蛇座FI，它的周期约为324天，最亮可达9等，因此这片区域的外貌会发生相当大的变化。

M68是由Charles Messier在1780年4月9日发现的。因为某种错误，Admiral Smyth将这一发现桂冠戴在了Pierre Mechain的头上，20世纪60年代，Kenneth Glyn Jones采用了这个观点。事实上，所有由Mechain发现的天体，Messier都在他的星表描述中表示了感谢，但这个天体却并非如此。Dreyer的NGC星表、Helen B. Sawyer [Hogg] (1947)和Burnham都正确地了承认了Messier的发现权。与大多数Messier球状星团一样，1786年，William Herschel首次将它分解为恒星。

在M68的描述中，Messier提到了一颗6等恒星，这实际上是一颗5.4等的双星：ADS 8612（也被标为B320），子星A：5.4等，子星B：12.2等，方位角152度，角距1.6" （1926年）。

由于M68的纬度偏南，对北半球观测者来说具有相当的难度。也许他们找到M68的最好办法是，沿着乌鸦座Delta到Beta星（3等）的连线向下延伸，会找到前面提到的5.4等的ADS 8612。然后，M68就位于这颗恒星东北方大约45'的地方，很容易定位。

双筒望远镜中，M68是一团暗淡的斑点，其中最明亮的恒星在良好的条件下，可以在口径4英寸以上的望远镜中开始分辨出来；这些仪器会显示出一团带有明亮中心的模糊光斑，亮度向着边缘逐渐变暗。一架6英寸的镜子可以分辨出星团外侧的恒星，显示出一个直径12'的光晕。更大的望远镜可以完全分解它的中心，显示出其密集星团的本质。

跨越地平线

赤经 18 : 31.4（小时:分）
赤纬 -32 : 21（度:分）
距离 29.7（千光年）
视亮度 7.6（星等）
视大小 9.8（角分）


由Abbe Nicholas Louis de la Caille在1751-52年发现。

M69，与它的近邻M70一样，是Messier星表中较小较暗的球状星团之一。在黑暗的天空中，7x50或10x50的双筒望远镜刚好能够看见它，如果观测地点不是很靠北的话。不过在Messier的观测地点——巴黎，这就是个较难观测的天体了。

M69是被Abbe Nicholas Louis de la Caille发现的，他将其收入了他的南天星表之中，编号为Lacaille I.11。1764年，Charles Messier第一次寻找这个南天星团时，并没有取得成功，不过在1780年，他利用更好的望远镜找到了它，并且在1780年8月31日将它记录在案。

在长时间曝光的照片中，M69的直径只有7.1角分，在它29,700光年的距离上，对应的大小约为61光年。超长时间曝光的照片显出的直径更大一些：9.8角分，对应于大约85光年。目视可见的明亮致密核还不到一半大，只有大约3'。由于M69相当靠近银河系中心（距离仅为6,200光年），它的潮汐引力半径相对较小，8.25'或72光年。它的聚集度等级为V级，表明它的恒星会聚的程度接近于球状星团的平均水平。它的中心核心直径为0.68'，即大约6光年，而它的半质量半径是0.83'，即大约7.2光年。

M69的光谱型被判定为G2或G3，它的色指数B-V = 1.01。它是金属丰度最高的球状星团之一，表明它的恒星中，比氦重的元素的含量相对较高。不过，这个数值相对于我们太阳这样的较年轻恒星（星族I）来说，还是明显低了许多，说明就连这个球状星团，也是在宇宙早期形成的。当时的宇宙所含的重元素较少，因为这些重元素都必须在恒星中形成。

M69的距离与它的视近邻，M70的距离几乎相同，前者约为29,700光年，而后者为29,400光年。这表明，这两个球状星团刚好是物理上的近邻；它们之间的距离被计算为仅有1,800光年左右。相反，视线方向上另一个邻近球状星团M54的距离，几乎是此距离的三倍。

M69中变星不多：Shapley连一颗也没有找到，现在已知变星的数量也只有8颗，其中2颗是周期约为200天的苧藁型变星。

跨越地平线

赤经 18 : 43.2（小时:分）
赤纬 -32 : 18（度:分）
距离 29.3（千光年）
视亮度 7.9（星等）
视大小 8.0（角分）


由Charles Messier在1780年发现。

不论是亮度还是大小，球状星团M70看起来都与它的近邻M69比较类似，它实际上只是亮了一些，大了一点，几乎处于同样的距离上（29,300光年）。二者都相当靠近银河中心，因此它们都承受着相当强烈的引力潮汐作用。由于它也同样位于天球南侧，对Messier的观测地点——巴黎来说，这是个较难观测的天体。

Charles Messier在1780年8月31日发现了这个球状星团，并且形容它为一个“不含恒星的星云”。William Herschel首先将这个球状星团分解为恒星，形容它为“M3的微缩模型”。

M70的角直径为8.0角分，真实大小约为68光年，目视可见的明亮核心仅为4'左右。它正在快速远离我们，速度约为200公里/秒。这个星团中只有两颗已知变星。

M70的核心极其致密，因为它在历史上曾经经历过核心坍缩。在150个已知银河系球状星团中，至少21个，也许多达29个球状星团都与M70相似，经历过核心坍缩，其中包括M15，M30，可能还有M62。

1995年，球状星团M70名声大噪，著名的海尔-波普彗星就是在它的附近被发现的，当时的发现者Alan Hale和Thomas Bopp正在观测这个球状星团。

跨越地平线

赤经 19 : 53.8（小时:分）
赤纬 +18 : 47（度:分）
距离 13.0（千光年）
视亮度 8.2（星等）
视大小 7.2（角分）


由Philippe Loys de Cheseaux在1745-46发现。

有很长一段时间，M71被归类为球状星团一直是不确定的，许多天文学家认为，它更像是一个致密的疏散星团，就像M11那样，比如Shapley和Trumpler，前者就曾将它归类为“g”型，即最致密的疏散星团类型。印地安那大学Kirkwood天文台的James Cuffey研究了两种星团类型。1943年，他发现M71更像是一个松散的球类星团，就像M68（类型X）或NGC 5053（类型XI）那样，不过1959年，他得到了M71的颜色-星等图，发现它又与疏散的银河星团更为相似。就连Burnham也仍然不确定M71的类别！其他的差别标准，比如径向速度和重元素含量（金属丰度）对此也没什么帮助：径向速度所知不详，资料给出的数据介于正负80千米/秒之间，最新的数据也许是23千米/秒靠近我们；这个数值并不是很大，因而与两种类别都可以相符，金属丰度则是球状星团中最高的之一，只有M69拥有更高的含量。高金属丰度似乎与天琴座RR变星的稀少有关：M71中没有找到一颗此类变星（M69也是如此），已知变星的总数也只有8颗。其中一颗是不规则变星天箭座Z（Z Sge，13.5-14.9等），是星团中至少6颗M型巨星之一。

不过，现在大家已经一致认为M71是个松散的球状星团。根据较新的资料（比如W.E. Harris的球状星团数据档案），它距离我们13,000光年。它那较致密、容易被看见的核心仅有大约5到6角分，而在照片中，它的角直径约为7'，对应的真实大小仅为27光年，是一个较小的球状星团。然而，已经有一些暗淡的成员恒星在总直径达24'的范围内被检测了出来，相当于90光年的大小。不过按照Kenneth Glyn Jones的说法，这些暗淡恒星的成员身份，还没有被最终证实。

M71最早是被De Cheseaux看见的，他将其编入了自己的星表，编号为13。后来，Johann Gottfried Koehler在1772到1779年间又重新发现了它，Pierre Mechain也在1780年6月28找到了这个天体。Charles Messier根据自己1780年10月4日的观测，将它记录为他的第71号天体，描述为一个不含恒星的星云。1783年，它被William Herschel首次分解为恒星。

即使在优质的双筒望远镜中，这个球状星团也很容易寻找，很适于观测，只需要找到位于天箭座Gamma和Delta中点附近的6等恒星——天箭座9就可以了。需要中等大小的业余望远镜才能分解这团压缩在一起的恒星，但要分解中心部分就需要更大的望远镜。这个星团的西侧更为明亮，并且边界清晰，形成了一个“弯曲的V字”，就像John Mallas描述的那样。

Kenneth Glyn Jones和Vehrenberg提到，在它附近，南偏西南大约半度的地方，有一个巨大但却暗淡稀疏的疏散星团H20（Harvard 20），很难被辨认出来。这个星团包含了大约30颗恒星，散布在直径7.8'的区域内，亮度约为9.6等。

跨越地平线

赤经 20 : 53.5（小时:分）
赤纬 -12 : 32（度:分）
距离 55.4（千光年）
视亮度 9.3（星等）
视大小 6.6（角分）


由Pierre Mechain在1780年发现。

球状星团M72是由Pierre Mechain在1780年8月29-30日夜晚发现的。因此，Charles Messier在接下来的10月4日和5日找到了它，并且将它收入了自己的星表。

M72是最偏远的Messier球状星团之一：位于大约53,000光年以外，这远远超过了银河系中心的距离。它的视亮度为9到10等，但由于它是如此遥远，这实际上是一个本身明亮得多的球状星团。不过，M72中的恒星并没有非常聚集（Shapley将它归类为IX级）；在Messier球状星团中，只有 M71（类型X-XI）和M56（类型X）更为疏松。M72正在相当迅速地靠近我们，速度为255千米/秒。星团中包含了多达42颗已知变星，大部分是天琴座RR型变星。它的直径约为106光年，在我们眼中的张角为6.6角分。

根据Uranometria 2000.0的深空场指南（Deep Sky Field Guide）一书，M72中最明亮的恒星约为14.2等，而Kenneth Glyn Jones引用了Helen Sawyer Hogg的数据，给出了最明亮的25颗恒星的平均亮度为15.86等。水平分支的亮度为16.9等（Uranometria 2000.0）。

有几种方法可以找到M72：从海豚座一路南下，找到4.5等的宝瓶座3和4等的宝瓶座Epsilon；M72就位于Epsilon星以南3度，以东1.5度的位置上。或者从宝瓶座Nu找到M73，四颗恒星组成的集团；M72就在它的西侧1.5度，略微偏北的位置上。或者，你也可以在4等的摩羯座Alpha以东9度处找到这个星团。

在4英寸望远镜中，M72是一个苍白的模糊光斑，非常小，拥有颗粒状纹理，只能显示出直径2'的核心区域。大望远镜可以显示出更大的范围。这个球状星团以均匀的亮度而著称，亮度非常平缓地向边缘变暗。业余望远镜很难将它分解；在8英寸镜子中，只有最边缘处显示出一丝恒星被分解的迹象。一对相互靠近的恒星位于星团的南侧。

一颗6等恒星（HD 198431位于赤经20:50.6，赤纬-12:32，光谱型K1 III）位于M72以西40'处。从这颗恒星再向前延伸同样的距离，会找到非常暗淡的本星系群星系宝瓶座矮星系（赤经20:46.9，赤纬-12:51），需要更大的望远镜才能观测。M72以东大约1.5度处，可以找到M73，这是由4颗通常并不起眼的恒星组成的Y型恒星集团。