简介

M15（NGC7078）是球状星团家族中一颗细致，明亮的代表，值得注意的是它那非常紧密的核。即使使用最小的望远镜也可以看见它，用8英寸（20厘米）的望远镜可以看清它的外围区域内的数百颗明亮的恒星。它的星等是+6.4, 直径是6.8弧分。它在飞马座。

特性

M15距离地球大约33,600光年，直径约175光年。它的绝对星等是-9.2，转换成总光度是太阳的360,000倍。M15是银河系中已知最密集的球状星团之一。其核心经历过称为核心崩溃，并且在它的中心有一个密度尖点，可能有大量的恒星围绕着可能存在中心的黑洞。

超过100,000颗恒星的家，这个星团拥有大量的变星（112）和脉冲星（8），包括一对双中子星系统，M15 C。M15也包含一个行星状星云豌豆1，因是在球状星团中发现的第一个而著称。从1928年迄今，只在球状星团中另外发现三个。

业余天文学

M15的视星等为6.2，接近在良好情况下裸眼可见的极限，用双筒望远镜或小望远镜观察，可以看见像是一颗模糊的恒星。使用口径较大（至少是6英寸/15公分的口径）可以开始解析出一些恒星，其中最亮的视星等为+12.6。星团的视直径为18角分。

X射线源

地球轨道卫星乌呼鲁和CXO检测到这个星团内有两个明亮的X射线源：M15 X-1（4U 2129+12）和M15 X-2。前者似乎是在飞马座检测到的第一个天文X射线源。

结构

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。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不确定，许多科学家相信他们是“黑洞”的有力候选者。

发现

M15是由Jean-Dominique Maraldi（Maraldi二世，1709-88）在1746年9月7日，寻找De Chéseaux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-Taylor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。