M10位于蛇夫座方向，编号NGC 6254，距离地球约1.5万光年。Charles Messier于1764年发现它。NASA给出的视星等约6.4，在黑暗天空下可用双筒望远镜找到，是较适合公众观测的银河系球状星团之一。
球状星团由大量老年恒星在共同引力作用下组成，通常分布在银河系银晕。M10的恒星向核心高度集中，外层密度逐渐下降。我们看到的圆形边缘由观测亮度阈值决定，并非实体外壳；成员总数和星团半径也会随成员识别方法而变化。
哈勃紫外观测显示，M10拥有较多蓝离散星。它们在颜色—星等图上位于正常老年恒星序列之外，看起来更蓝、更亮。常见形成机制包括双星之间的质量转移和密集环境中的恒星碰撞，两种途径可能同时存在，单颗蓝离散星的来源并不总能唯一判断。
紫外波段能突出高温蓝星，红外与可见光则更适合描绘较冷恒星和整体结构。将多个滤镜合成为彩色图，有助于区分恒星族群，却不等同于肉眼颜色。页面主图为AI辅助概念图，不是哈勃数据，也不代表每颗恒星的真实位置。
M10中的恒星运动可用于估算质量分布，并研究两体弛豫如何让较重恒星逐渐向核心集中。星团在银河系引力场中运行时，还会受到潮汐剥离。恒星逐个逃逸的时间尺度很长，不能把球状星团理解为静止不变的球体。
北半球夏季是观测M10的合适时段。双筒望远镜只能看到朦胧光斑，中等口径在透明、无月的天空下可以分辨外围恒星，核心仍然紧密。蛇夫座方向接近银河亮区，使用可靠星图有助于同附近球状星团区分。
M10的邻近、明亮和蓝离散星群使它适合研究密集恒星环境中的相互作用。档案采用NASA公布的距离和视星等；成员数量、动力学质量和精确年龄依赖观测范围、星际消光与恒星演化模型，相关数值不宜写成无误差常数。后续自行运动和多波段巡天还会继续更新成员清单，并改善外围潮汐结构及质量分布的测量。