Der Kugelsternhaufen Messier 53 (M53, NGC 5024) ist einer der am weitesten vom galaktischen Zentrum entfernten Kugelsternhaufen. Er befindet sich etwa 60000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum und fast die gleiche Entfernung (etwa 58000 Lichtjahre) von unserem Sonnensystem entfernt. Bei dieser Entfernung entspricht sein scheinbarer Winkeldurchmesser von 13 Bogenminuten einem linearen Durchmesser von etwa 220 Lichtjahren. Er nähert sich uns mit einer Geschwindigkeit von 112 Kilometern pro Sekunde (Mallas) oder 79 Kilometern pro Sekunde (Harris). Messier 53 besitzt einen hellen, kompakten Kern mit einem Durchmesser von etwa zwei Bogenminuten. Im Vergleich zu anderen Kugelsternhaufen sind seine Sterne jedoch nicht sehr stark im Zentrum konzentriert, und ihre Dichte nimmt zu den Rändern hin allmählich ab. Harlow Shapley ordnete den Sternhaufen der Dichteklasse V zu. Während die NGC (National Gloucestershire Council) nach John Herschel die hellsten Roten Riesensterne auf etwa 12 mag schätzte, gibt der Deep Sky Field Guide sie mit 13,8 mag und den Horizontalast mit etwa 16,9 mag an. Der Spektraltyp des gesamten Sternhaufens wird als F6 angegeben. Sein Entdecker Johann Elert Bode, der ihn am 3. Februar 1775 fand, beschrieb ihn als einen „ziemlich lebhaften und runden“ Nebel. Charles Messier, der ihn zwei Jahre später, am 26. Februar 1777, unabhängig davon wiederentdeckte und katalogisierte, fand ihn „rund und auffällig“ und verglich ihn mit M79. William Herschel war der Erste, der ihn in einzelne Sterne auflöste und Ähnlichkeiten mit M10 feststellte. Wie in allen Kugelsternhaufen sind die Sterne von M53 offenbar metallarm, das heißt, sie enthalten nur geringe Mengen an Elementen schwerer als Helium (hauptsächlich Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff). Die Metallizität der Sterne von M53 liegt sogar unter der durchschnittlicher Kugelsternhaufen. Der Sternhaufen enthält die beachtliche Anzahl von 47 bekannten RR-Lyrae-Sternen, von denen einige Berichten zufolge ihre Perioden im Laufe der Zeit irreversibel verändert haben (Kenneth Glyn-Jones). In kleinen Amateurteleskopen erscheint M53 als leicht ovaler Nebel mit einem großen, hellen Zentrum, dessen Flächenhelligkeit relativ gleichmäßig ist und zu den Rändern hin gleichmäßig abnimmt. Mallas berichtet, dass er unter optimalen Beobachtungsbedingungen in einem 10-cm-Refraktor viele Sterne gesehen hat, wobei der zentrale Bereich etwas körnig wirkte. In etwas größeren Teleskopen mit etwa 20 cm Öffnung erscheinen die äußeren Ränder als einzelne Sterne aufgelöst, während der zentrale Bereich weiterhin unaufgelöst und körnig ist, wobei ein Stern hervorsticht. Mit großen Instrumenten ab etwa 30 cm Öffnung lässt sich M53 gut auflösen. Der Kern ist mäßig zentriert, die Sterne erstrecken sich über einen Durchmesser von etwa 12 Bogenminuten. M53 ist leicht zu finden, nur ein Grad nordöstlich des Sterns 4. Größenklasse 42 Alpha Comae Berenices, einem visuellen Doppelstern (α: 5,05, B: 5,08, beide Spektraltyp F5V). Alpha Comae selbst kann entweder durch Verfolgen der Linie von Arktur über Eta Bootis weitere 11 Grad nach Westen oder durch Verfolgen der Linie Gamma-Delta-Epsilon Virginis weitere 7 Grad nach Nordnordost lokalisiert werden. Nur etwa 1 Grad östlich davon befindet sich der lichtschwache und recht lockere Kugelsternhaufen NGC 5053 im Sichtfeld. Er ist etwa gleich weit von M53 entfernt (53.500 Lichtjahre), was darauf hindeutet, dass diese Sternhaufen ebenfalls relativ nahe beieinander liegen. NGC 5053 enthält deutlich weniger Sterne als M53, insbesondere besitzt er kein so dicht besiedeltes, kompaktes helles Zentrum, sodass seine Klassifizierung als Kugelsternhaufen in der Vergangenheit bezweifelt wurde.

Daten zum Bild