概述
球狀星團M15詳情
球狀星團M15法國天文學家梅西耶於1764年6月3日觀測了M15，說它是“沒有恆星的星雲，呈圓形，中心部分明亮，角直徑3′”。10年後的1774年9月23日德國天文學家波德記道：“圓形，內含一個濃密的星雲，沒有恆星”。直到1783年，威廉·赫歇爾才把這個星團的恆星分辨出來，認為M15是一個很好的測驗望遠鏡分辨本領的標準天體。其後，達瑞斯進一步指出：“它是一個極美麗的天體，非常明亮，帶有好看的類似鏇臂的外延部，其核心是偏心的。”英國的史密斯（1788-1865）也指出：“雖然這個壯麗的星團被認為是球狀星團，但它卻不是很規則的圓球形。在最好的觀測條件下，可以看到從它的中心部分發射開的瀰漫的分支結構。”
有名的天文學家沙普利，巴德等人均祥細地研究過M15。M15中變星很多，約有100顆之多，是第三個富含變星的星團，僅次於M3和半人馬座ω星團。
1957年發現在M15的成員天體中竟有一個行星狀星雲（K648）。M15是唯一的一個含有行星狀星雲的球狀星團由光譜分析得出，它顯示出由行星狀星雲氣體殼層發射出的三條發射譜線。不過，這個行星狀星雲似乎不象是星團的真正成員，理由是行星狀星雲和球狀星團的其它古老恆星相比，年齡太小。M15 的光譜型為F0，色指數為-0.08，其中25顆最亮恆星平均的星等為14.31等，星團的真直徑約27秒差距或88光年。沙利普早期研究結果認為，M15星團的距離為13.1千秒差距，捷克天文學家貝其瓦爾的書中給出15.1千秒差距，而T·D·金曼測定結果為16.0千秒差距。一般採用值為15.1千秒差距，即49500光年。
1980年發現行星狀星雲層K648是一個弱射電源，有些天文學家提出假設：位於球狀星團核心的X射線源是一個黑洞，它的質量大約為800 個太陽質量。1973年在M15 中又發現少量變星，主要是天琴座RR型變星，使變星總數打到112 顆，還發現一顆Ⅱ型經典造父變星，其變光周期為17.11 天。1972年D·J·斯梯克朗使用利克天文台的1 米折光望遠鏡對M15 的顏色作了詳細的的研究，雖然用可見光照相M15 顯示出具有明顯的淺藍色，不過光譜研究卻揭露其亮度極大值在光譜的紅色波段，從其組成恆星具有很老年齡這一點應當如此，所以這個星團看起來發淺藍色純是虛幻的錯覺。
1988年法國和英國天文學家成功地確定出M15 中的X射線源，它是一個明亮的天體，在紫外線波段和X 射線波段的輻射以大約9 小時的周期變化，人們認為這種輻射是由一顆普通恆星和一顆中子星組成的雙星系統所產生的。由視向速度測量得出雙星以150 千米／秒的速度從星團向外逃逸。
從星空中辨認M15並不困難，從二等星飛馬座ε向西移動3.5度再向北移動2.25度就可以看到M15在星團東20′處有一顆6等的暗星。
M15是一個漂亮的明亮球狀星團，帶有一個突出的明亮核心，其外圍大很大範圍內恆星清晰可辨。角直徑不小於8′亮度為6.5等。在天氣晴好無月的情況下，用肉眼都可看到M15。正如A·史密斯所指出的那樣，星團的外部輪廓並非圓形，不難看出其外圍部分是凹凸不平的。
用小天文望遠鏡觀看M15是個非常好看的星團，用中等口徑的望遠鏡可分辨出其中的恆星。包含在星團中的行星狀星雲K648非常小（角直徑為3″），星等只有13.8等，很難定出其位置。1980年，美國天文學家亞當斯·佩恩和席頓測定其坐標為赤經：21時27分34秒，赤緯：＋11°57′14（1950）。在M15西南1°多有一對雙星Σ2799，它的兩顆子星的視星等為7.4等，角距離約為1″.5。
球狀星團
球狀星團球狀星團里的恆星平均密度比太陽周圍的恆星密度高几十倍,而它的中心附近則要大數萬倍。同一個球狀星團內的恆星具有相同的演化歷程，運動方向和速度都大致相同，它們很可能是在同時期形成的。它們是銀河系中最早形成的一批恆星，有約100億年的歷史。
是由成千上萬顆、甚至幾十萬顆恆星密集而成的集團，因為呈球對稱或接近球型而得名，其半徑從10秒差距到75秒差距。
球狀星團和疏散星團（也叫銀河星團）是銀河系中兩種主要星團。銀河系中約有五百個球狀星團，全天最亮的球狀星團為半人馬座ω(NGC5139)，它的密度大的驚人，幾百萬顆恆星聚集在只有數十光年直徑的範圍內，它中心部分的恆星彼此相距平均只有0.1光年。而離太陽系最近的恆星在4光年之外。北半天球最亮的球狀星團是M13。半人馬座ω(NGC5139)和M13兩個球狀星團，都是由英國天文學家哈雷發現的。
球狀星團在銀河系中呈球狀分布，屬暈星族。球狀星團和銀核一樣，是銀河系中恆星分布最密集的地方，這裡恆星分布的平均密度比太陽附近恆星分布的密度約大50倍，中心密度則大到1000倍左右。
球狀星團以偏心率很大的巨大橢圓軌道繞著銀心運轉，軌道平面與銀盤成較大傾角，周期一般在三億年上下。球狀星團的成員星是銀河系中形成最早的一批恆星，年齡大約在一百億年。
