M53

M53（也稱為NGC 5024）是約翰·埃勒特·巴德於1775年在后髮座發現的一個球狀星團。M53是比較偏遠的球狀星團之一，距離銀河中心約60,000光年（18.4千秒差距），與太陽系的距離也相似，大約是58,000光年（17.9千秒差距）。這個星團的核心半徑（r_c）是 2.18秒差距，半光度半徑（r_h）是5.84秒差距，潮汐半徑（r_tr）是239.9秒差距。

它被認為是一個貧金屬量的星團，一度被認為是銀河中金屬量最低的星團。測量顯示星團中大多數的恆星都位在紅巨星分支上，表明大多數恆星都是第一代恆星。也就是，它們不是從前幾代恆星迴收的氣體中形成的。這與大多數球狀星團都是第二代恆星主宰的情形不同。NGC 5024的第二代恆星傾向集中在核心區域。總的來説，星團恆星的成員類似銀暈的成員。

這個星團顯示出各種潮汐狀的特徵，包括周圍的團團簇和波紋，以及沿着該星團軌道的在東西方向的尾部。一個狀似潮汐橋的結構似乎與鄰近呈現非常瀰漫狀的鄰居NGC 5053連接，並且有氣體殼層籠罩着這兩個集團。這可能表示這兩者之間發生過動態的潮汐交互作用；由於銀河系內沒有已知的聯星團，所以這可能是獨一的。此外，M53是人馬座矮星系的潮汐劉候選者。

在星團中的變星中，已知有55顆是天琴座RR型變星。其中，大多數，34顆，顯示出典型的伯拉茲科效應，這包括在球狀星團內已知族羣中最大的23顆RRc型。其餘的至少有3顆屬於鳳凰座SX型變星，和1顆屬於半規則紅巨星。

球狀星團Messier 53(M53,NGC 5024)是一個位於銀暈中的球狀星團,距離銀心大約為60000萬光年,距離地球則是58000光年。其視直徑為13′，則其對應的實際直徑約為220光年。它是一個迅速接近我們的球狀星團，Mallas給出的接近速度是112公里/秒,哈里斯7則是9公里/秒。M53有一個直徑為2′的明亮中心，雖然對比其他球狀星團它的恆星不是很集中於中心，從中心到邊緣恆星逐漸變得稀疏，Harlow Shapley將它歸類於V型。John Herschel推測M53其亮的紅巨星有12等,深空字段指南列舉了一些星團成員,紅巨星支最亮的有13.8等，水平分支則有約16.9級。整個星團的綜合光譜為F6（這跟大量的藍離散星的存在有關）。

1775年2月3日Johann Elert Bode發現M53,並將它描述為一個“相當生動的和圓的星雲”。1777年2月26日,查爾斯梅西耶獨立地重新發現M53並對其編號，發現它“圓而且顯眼”,M53就像M79。威廉·赫歇爾是第一個用望遠鏡觀測到其外圍單獨恆星的人,發現它類似於M10。

在所有的球狀星團,M53的星團成員更“缺乏金屬”,這表明M53的恆星只含有少量的比He更重的元素(其實主要是C與O);甚至M53的金屬含量要低於球狀星團的平均值。M53已觀測到47顆的RR天琴座變星。

在小口徑的業餘望遠鏡中M53是一個模糊但很大的而且擁有明亮中心的橢圓形光斑，即使它的亮度是隨着中心向邊緣遞減的。Mallas報告説,他用4英寸的折射望遠鏡在觀測條件極佳下，他看見許多星星,不過中心還是很模糊。在比較大口徑的望遠鏡中（8英寸的口徑），可以清晰地觀測到其邊緣的單顆恆星，不過中心部分依然是無法觀測到單獨的恆星。在大型望遠鏡（約12英寸）中可以更好更清晰地觀測到其星團核和恆星，分佈在視直徑約為12′的視野中。

M53位於后髮座α星視覺雙星（同時也是物理雙星）(A:5.05,B:5.08,光譜均為F5V)東北1度的位置。后髮座α星也可以通過從大角星連線牧夫座η往西11°找到它，或者通過連線室女座γ、δ、ε向北偏東7°即可找到后髮座α星。

在東邊只有1度地方有另外一個更寬鬆的球狀星團NGC5053，NGC5053與地球的距離跟M53差不多(53500光年),這表明這兩個星團很接近。NGC 5053比M53含有更少的恆星,而且沒有明亮緊湊的中心，在過去天文家們甚至懷疑它不是一個球狀星團。

倘若我們的太陽是M53球狀星團中的一員的話，那麼天空將會是以個珠寶盒，充滿了像珠寶一樣的繁星。M53星團，也被稱作NGC 5024，是銀河系中250多個球狀星團中的一員。其中的大多數恆星比我們的太陽更老，更紅。但是也有一些什麼的恆星卻比太陽年輕，呈現出藍色。存在這樣的年輕恆星也許能反駁M53星團中的恆星都形成於同一時間這一假設。人們稱這些不尋常的恆星為藍離散星，他們在M53星團中極其相似。經過一番討論，科學家們認為藍色離散星的形成和恆星的更新有關，雙星系統拋出物質，使得恆心更生。通過分析由哈勃望遠鏡拍攝的如上圖那樣的球狀星團圖片，天文學家使用大量的藍離散星來確定球狀星團的年齡，並因此來推斷宇宙年齡的範圍。M53星團，用雙目鏡對準後發星座能夠觀測到。包含約25萬顆恆星，它是距離銀河系中心最遠的球狀星團之一。