Jabarkan Sejarah pemerhatian dari Kelompok globul dalam bahasa melayu

Kelompok globul yang pertama dikenali, sekarang dipanggil M22, ditemui pada tahun 1665 oleh Abraham Ihle, ahli astronomi amatur Jerman. Walau bagaimanapun, memandangkan apertur kecil teleskop ketika itu, bintang-bintang individu dalam kelompok globul tidak dileraikan sehingga Charles Messier mengamati M4 pada 1764. Lapan kelompok pertama yang ditemui ditunjukkan di dalam jadual. Selepas itu, Abbé Lacaille akan menyenaraikan NGC 104, NGC 4833, M55, M69, dan NGC 6397 dalam katalog 1751–52. M sebelum nombor merujuk kepada katalog Charles Messier, sementara NGC adalah dari Katalog Umum Baru (New General Catalogue) oleh John Dreyer

Apabila William Herschel memulakan tinjauan langit secara komprehensif dengan menggunakan teleskop besar pada tahun 1782, terdapat 34 buah kelompok globul yang diketahui. Herschel menemui 36 buah lagi dan merupakan yang pertama untuk meleraikan hampir semuanya menjadi bintang-bintang. Dia mencipta istilah "kelompok globul" dalam Katalog Seribu Kedua Nebula dan Kelompok Bintang (Catalogue of a Second Thousand New Nebulae and Clusters of Stars) yang diterbitkan pada 1789. Jumlah kelompok globul ditemui terus meningkat, mencapai 83 buah pada 1915, 93 buah pada tahun 1930 dan 97 buah pada tahun 1947. Sejumlah 152 buah kelompok globul kini telah ditemui di galaksi Bima Sakti, daripada jumlah keseluruhan 180 ± 20 buah. Kelompok-kelompok globul tambahan yang belum ditemui ini dipercayai tersembunyi di sebalik gas dan habuk Bima Sakti

Bermula pada tahun 1914, Harlow Shapley memulakan satu siri kajian tentang kelompok globul, yang diterbitkan dalam kira-kira 40 kertas saintifik. Dia meneliti bintang RR Lyrae berubah dalam kelompok (yang dianggapkannya Cepheid berubah) dan menggunakan hubungan jangka masa cahaya untuk perkiraan jarak. Kemudian, didapati bahawa RR Lyrae berubah lebih malap daripada Cepheid berubah, yang menyebabkan Shapley terlebih anggar jarak jauh dari kelompok.

Daripada kelompok-kelompok globul dalam Bima Sakti, majoriti ditemui dalam halo di sekitar teras galaksi, dan majoriti besar terletak di langit samawi yang berpusat pada teras. Pada tahun 1918, taburan yang sangat tidak simetri ini digunakan oleh Shapley untuk membuat penentuan dimensi keseluruhan galaksi. Dengan menganggap taburan sfera globul secara di sekeliling pusat galaksi, beliau menggunakan kedudukan kluster untuk menganggarkan kedudukan Matahari berbanding dengan pusat galaksi. Walaupun anggaran jaraknya adalah dalam ralat yang ketara (walaupun dalam darjah magnitud yang sama seperti nilai yang diterima sekarang), ia menunjukkan bahawa dimensi galaksi adalah jauh lebih besar daripada yang difikirkan sebelumnya. Ralatnya disebabkan oleh debu antara bintang dalam Bima Sakti, yang menyerap dan mengurangkan jumlah cahaya dari objek jauh, seperti kelompok globul, yang sampai ke Bumi, sehingga menjadikannya kelihatan lebih jauh berbanding kedudukan sebenar.

Pengukuran Shapley juga menunjukkan bahawa Matahari agak jauh dari pusat galaksi, juga bertentangan dengan apa yang sebelum ini telah disimpulkan daripada taburan bintang biasa yang hampir sekata. Pada kenyataannya, kebanyakan bintang biasa terletak di dalam cakera galaksi dan bintang-bintang yang terletak di arah pusat galaksi dan di luarnya dikaburkan oleh gas dan habuk, manakala kelompok globul berada di luar cakera dan dapat dilihat pada jarak jauh.