Ezzel szemben Edmund Halley fedezte fel az északi égbolt legfényesebb gömbhalmazát, amelyről azonban manapság már alig-alig tudják, hogy az angol tudós pillantotta meg először távcsövön át. Általában csak "Herkules-gömbhalmaz"-nak, vagy egyszerűen "Herkules-halmaz"-nak nevezik, mivel a Hercules csillagképben látható, az éta és a zéta Herculis között, nagyjából egyharmad távolságra az előbbihez közelebb. Érdekes módon az angolszász csillagászok, akik előszeretettel adnak egyéni neveket a jellegzetes égi objektumoknak ("Rák-köd", "Észak-Amerika-köd", stb.), a fényes gömbhalmaznak nem adtak külön elnevezést. Talán nevezhetnénk a "Herkules kokárdájának", mivel az ember-alaknak képzelt csillagképben a félisten szíve fölött foglal helyet.
Meglepőbb azonban, hogy bár a kézikönyvek, égbolt leírások szerint a Hercules-halmaz puszta szemmel is látható, a távcső használata előtti korszakban soha sem említették. Ennek magyarázatát éppen Halley adta meg, amikor feljegyezte, hogy "bár ez egy kicsi folt, de puszta szemmel látható, ha az ég tiszta és nincsen Hold". Valójában ennek a gömbhalmaznak az összfénye 5,9 magnitúdó, vagyis a szabadszemes láthatóság határán van, és csak nagyon tiszta, sötét éjszakákon pillantható meg biztosan. Látszó szögátmérője 16,6 ívpercnyi (a holdkorong fele), de kis távcsővel csak a középső, fényes, kb. 10 ívperc kiterjedésű belső része látható (egyharmad holdkorongnyi).
Halley a 18. század egyszerű lencséjű távcsöveivel csak fénykorongnak látta 1714-ben. Ötven évvel később az "üstökös-vadász" Charles Messier (1730-1817), az első terjedelmesebb "köd-katalógus" összeállítója, még nagyobb távcsővel sem tudta csillagaira bontani, és "csillag nélküli ködösség"-ként írta le. Csak a 18. század végétől, de főleg a 19. század közepétől, az akkor nagy méretűnek számító tükrös távcsövek használói (pl. a két Herschel, majd 1850-től Lord Rosse) állapította meg biztosan, hogy az M 13 (a Messier katalógus 13. számú objektuma) csillagok sokaságából áll, amelyek a gömbhalmaz közepe táján olyan sűrűn helyezkednek el, hogy fényük összeolvad. Voltaképpeni természetét azonban csak a fényképek mutatták meg, a 19. század utolsó éveitől kezdve.
Herschel, Rosse és más, nagyobb távcsővel dolgozó észlelők rajzain feltűnik, hogy a gömb alakú csillaghalmaz közepén három, Y alakban elhelyezkedő sötétebb sáv (a régi észlelők elnevezése szerint "csatorna") szeli át. Ezek a sötétebb vonulatok a mai amatőrök egyik-másik rajzán is felbukkannak, de a modern óriástávcsövekkel készített fényképeken nem láthatók. A modern fotókon viszont több kis kiterjedésű, szabálytalan sötét folt – fényelnyelő felhő – látható, amelyeket az amatőrök rajzai nem mutatnak. Ezek a sötét szabálytalan felhők valószínűleg az előtérben, a halmaz és a Naprendszer közti látóvonalba esnek, és nem tartoznak a gömbhalmazhoz.
A régi rajzok és a modern fotók egyaránt megmutatják, hogy a gömbhalmaz pereméből "polip-csápok"-hoz hasonlóan halvány, de jól elkülöníthető csillagok sora indul ki, ívelt vonalakat alkotva. Ezek a görbült csillag-vonulatok valószínűleg nem tartoznak az M 13-hoz, hanem az előtér és háttér csillagokból, véletlenszerűen alakultak ki.
Thomas W. Webb az 1800-as évek közepén úgy jellemezte, hogy "az egész halmazt egy 5 és 1 hüvelykes (kb. 14 cm-es) akromátban sziporkázó pontok fedik, és egy nagyszerű égitest nagyobb távcsőben." Úgy tapasztaltam, hogy 10 cm-es távcsővel már észrevehető, hogy parányi csillagok sziporkázó felhőjéből áll, de ezt a jelleget csak azok ismerik fel biztosan, akik tudják, hogy az M 13 csillaghalmaz (és főként már látták fényképen). Egy jó 15-20 cm-es műszerben azonban már a külső övezet apró csillagai jól felismerhetők, laikusok számára is.
A Mt. Wilson Obszervatórium 2,5 méteres távcsövével készített fényképeken 21 fényrendig mintegy 30 000 csillagot számláltak meg (a külső övezetben), valójában a halmazt alkotó csillagok száma ennek tízszeresénél is több lehet. Az újabb vizsgálatok szerint a kb. 26 ívperc átmérőjű körön belüli csillagok még a halmazhoz tartoznak. A javított távolság adatok alapján számítva ez azt jelenti, hogy a Herkules-gömbhalmaz átmérője mintegy 170 fényév. Átlagos csillagsűrűsége köbfényévenként 1-2 csillag, ez kb. ötszázszor nagyobb sűrűséget jelent a Nap környezeténél! Ha az M13 belsejében élnénk, az égboltot sűrűn borítanák az Esthajnalcsillagnál fényesebb csillagok!
Jelenleg mintegy 150 gömbhalmazt sorolnak fel a különleges célú katalógusok; tényleges számuk a Tejútrendszerben ennél jóval több lehet, amint ezt az újabb megfigyelési technikák is tanúsítják. (Ismerünk olyan távoli csillagrendszert, amely ezernél több gömbhalmazt tartalmaz.) Az általunk megfigyelhető két legfényesebb gömbhalmaz – amelyek sajnos a déli éggömbön láthatók – puszta szemmel is jól szembe tűnnek, mint korong alakú ködös "csillagok" (az omega Centauri és az epszilon Tucanae pontos helyzetét azonban szintén Halley határozta meg, Szent Ilona szigetén). Az északi égbolton az M 13 a legfényesebb gömbhalmaz, bár egyes mérések szerint a Vízikígyó Fejében (Serpens cauda) helyet foglaló M 5 vetekszik, a Nyilazóban (Sagittarius) fellelhető M 22 pedig összfényességében nagyobb nála. Ez a két halmaz azonban – bár tőlünk is láthatók – az égi Egyenlítőtől délre foglal helyet.
A Herkules-halmaz fontosabb adatai; koordináták 2000-re: RA = 16:41,7; deklináció = +36:28. Látszó szögátmérője: 16,6′. Újabb adatok azonban 26′-re teszik. Összfényessége vizuálisan: 5,9m. Színképtípusa: F5 (a Napnál világosabb sárga), abszolút fényessége -8,5m (ilyen fényesnek látnánk, ha távolsága 32, fényév lenne). A látóirányba eső mozgási sebessége -248 km/mp (ekkora sebességgel közeledik a Naprendszerhez). A központi sűrűsödés mértéke a 12 fokozatú Shapley-Sawyer skálában: 5, vagyis közepesen erős a sűrűsödés. Ebben a skálában az 1-es fokozat erős központi sűrűsödést jelent, míg a perem felé a csillagok száma rohamosan gyérül, míg a 12-es fokozatnál a csillagok a központban is aránylag lazán helyezkednek el, de a perem felé nem ritkulnak erős mértékben.
Az M 13 (NGC 6205) távolságát régebben a legfényesebb csillagai alapján
32 000 fényévre becsülték. Utóbb a rövid periódusú RR Lyrae változócsillagok megfigyeléséből, a csillagközi por- és gázfelhők fényelnyelését is figyelembe véve ezt a távolságot 22 000 fényévre csökkentették, jelenleg a 23 000 fényévnyi távolság a leginkább elfogadott.
A gömbhalmazok kutatásában fontos mérföldkő volt az 1889. év amikor az amerikai Edward Pickering először fedezett fel változócsillagot az M 3 jelű gömbhalmazban. Utóbb fotografikus úton számos további halmaz változócsillagait észlelték. A 20. század elején az Aerequipa-obszervatóriumban (Dél-Amerikában) már 23 gömbhalmazt tanulmányoztak behatóan, ezeknek együttesen 19 050 csillagát vizsgálták át, közülük 509 bizonyult változó fényességűnek. Különösen gazdagnak bizonyult (a déli félgömbön) az omega Centauri, amelynek már 1902-ben 95 csillagáról állapították meg változó fényű jellegét.
A gömbhalmazok változócsillagai fele részben a nagyon rövid periódusú, igen szabályosan ingadozó RR Lyrae típushoz tartoznak. Ez a tény nagyon megkönnyítette a gömbhalmazok távolságának megállapítását, mivel az RR Lyrae-k abszolút fényessége ismert, látszó fénye lemérhető, így a két érték aránya megadja a távolságot. Az M 13-ban viszonylag kevés, mintegy kéttucat változócsillag ismert, ez a hiány hozzájárult a távolság mérésének bizonytalanságához. Ma már azonban eléggé jól ismerjük ennek a szép halmaznak a távolságát is.
A halmazok csillagai aránylag jól felhasználhatók a csillagfejlődés menetének kidolgozására. Mivel a halmazok átmérője a távolságukhoz viszonyítva elhanyagolhatóan kicsi, feltételezhetjük, hogy a halmazcsillagok egymáshoz viszonyított látszólagos fényessége arányos azok abszolút fényességének viszonyával. Vagyis a halmazon belül azok a csillagok, amelyeket halványabbnak látunk, ténylegesen gyengébbek a fényesnek látszó csillagoknál. Ilyen megfontolásból kiindulva megszerkeszthetjük a halmaz ún. szín-fényesség diagramját, vagyis megállapítható, hogy milyen összefüggés van a halmaz-csillagok színe (színképe), illetve hőmérséklete és a fényerősségük között. (Mivel a halmazok egyes csillagait nagyon halványnak látjuk, teljes színképüket nehéz vizsgálni, ehelyett a kék színben és a vizuális – sárga – tartományban mért fényességek különbségével jellemezhetjük a csillagszínt.)
Az itt bemutatott grafikon az M 13 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja. Vízszintes tengelyén a kék (B) és sárga (V) színben mért fényességek különbségét, függőlegesen a látszólagos fényességet (V) látjuk. A vízszintes tengely bal oldalán a kék színű forró, közepén a közepes hőmérsékletű, jobb szélén a sárga, alacsony hőfokú csillagok találhatók. Feltűnik, hogy a csillagok nagy része a felső jobb sarokból, a vörös óriások tartományától balra lefelé – sárga és fehér óriásokig – tartó vonulatot alkot. A 18,5 fényrend (V) táján ez a vonulat megtörik, és jobbra lefelé, a sárga törpék irányába fordul. Bal oldalon fent még a fehér óriás csillagok egy elkülönült ágát is megkülönböztethetjük. Itt foglalnak helyet az RR Lyrae változócsillagok.
Ez a diagram a csillagok fejlődését szemlélteti. A törési ponttól (kb. 19 magnitúdónál) jobb felé vonuló rövid sorozat az ún. fősorozat, ahol a csillagok energiatermelését a hidrogén atommagok hélium magokká történő egyesülése biztosítja. Amikor a hidrogén kifogyóban van, a hélium magok egyesülnek nehezebb elemekké. A hélium felépülés során azonban a csillag "felfúvódik", sárga vagy vörös óriássá válik, és átlép a diagram jobbra felfelé vonuló, ún. óriás ágába. Mint látható, az M 13 szín fényesség diagramjának főága (len) aránylag rövid, óriás ága viszont hosszú, sok csillagot tartalmaz. Ebből azt a tanulságot vonhatjuk le, hogy az M 13 gömbhalmaz csillagai aránylag öregek, régóta világítanak és felélték hidrogénkészletüket; most már hélium átalakulás folyik belsejükben. A csillagfejlődés elmélete alapján az M 13 korát mintegy 13-13,5 milliárd évre (13 000 – 13 500 millió év) becsülik. Ez a kor nagyjából megfelel a más módszerekkel végzett számításoknak. A szín-fényesség diagram ily módon tájékoztat a gömbhalmazok koráról. Mennél hosszabb az alsó főág, illetve mennél rövidebb a felső óriás ág, annál fiatalabb a halmaz.
A gömbhalmazok általában magas korúak. Ezt támasztja alá az is, hogy csillagaik többsége kevés fémet tartalmaz. A Tejútrendszer legősibb, "első csillagnemzedéke" még a kezdeti hidrogén felhőkből alakult ki, amely nem tartalmazott fémeket. A csillagok élete során, a hidrogén-hélium átalakulás, majd a hélium további reakciói alakították ki a nehezebb elemeket, a "fémeket". A kihűlő, elpusztuló csillagok fémekben feldúsult anyaga azután a második csillagnemzedék ősanyagába keveredve most már fémben gazdagabb égitesteket hozott létre.
A távolságmérés lehetőségével mód nyílt arra, hogy megszerkesszék a gömbhalmazok térbeli elhelyezkedésének térképét. Az 1910-es évek végén Harlow Shapley figyelt fel arra, hogy a gömbhalmazok nagyjából gömb alakú térben elrendeződve mintegy körbeveszik a Tejútrendszer lapos korongját. Utóbb az óriástávcsövekkel készül felvételeken kitűnt, hogy számos más, távoli csillagrendszert hasonlóan gömb alakú térben elhelyezkedő halmazok felhője övezi. Minden jel arra utal, hogy a csillagrendszerek kialakulása során az ősi gázfelhőben először a gömbhalmazok születtek meg. Újabban kitűnt, hogy a gömbhalmazoknak is van egy "fiatalabb", a Tejútrendszerhez közelebbi "fémgazdag" csoportja is. A Herkules kokárdája azonban jellegét tekintve a csillagrendszerünk legősibb tagjaihoz tartozik.
A Betelgeuse 2001. július-augusztusi számában megjelent cikk másodközlése
