星系簡介
球狀星團 m3 (ngc 5272)，類型vi，位於獵犬座赤經 13 : 42.2（小時:分）
赤緯 +28 : 23（度:分）
距離 33.9（千光年）
視亮度 6.2（星等）
視大小 18.0（角分）
詳細信息
由梅西耶在1764年發現。m3是最顯著的球狀星團之一，包含的恆星估計達到500,000顆。它的距離約為33,900光年，遠大於我們的星系——銀河系中心到我們的距離，但是亮度仍然有6.2等，其絕對星等大約為-8.93等，相當於我們太陽光度的約300,000倍。因此，在極好的條件下，m3可以用肉眼直接看到——在最小的光學儀器中也是個壯麗的天體。 它的視直徑為18.0角分，對應的尺度約為180光年；kenneth glyn jones提到在深度暴光的照片上，視直徑甚至可以到20角分，對應的直徑為200光年。在業餘的儀器，它中顯得更小一些，大概在10角分左右。但是它的潮汐半徑相當大：大約為38.19角分。只有超過這個半徑，銀河系的潮汐引力才足以將其中的成員星從星團中拖出來。因此，這個星團的引力控制著直徑760光年以內的所有天體。
另一方面，m3有一個緻密的直徑1.1'的核心，尺度為11光年，對球關星團來說相當大。它的半質量半徑為1.12'，即大約11.2光年，也就是說，這個星團中一半的質量都包含在直徑僅22光年的球內。
這個星團中最明亮的恆星為12.7等，而所謂的水平分支巨星的亮度為15.7等，最明亮的25顆恆星的平均亮度是14.23等。球狀星團m3的年齡可以根據它的顏色-星等圖估計出來，不同場合下得到的值也不同；歷史上，早期曾經給出的年齡包括50億年（baade），114億年（woolf），200億年（arp）和260億年（sandage）。sandage（1954）統計了半徑8角分以內亮度超過22.5等的44,500顆恆星；總質量被估計為245,000個太陽質量（sandage和johnson）。helen sawyer hogg給出m3的整體光譜型為f2，色指數為-0.05，對球狀星團來說相當藍，而《sky catalogue 2000.0》中給出的光譜型則是f7，w.e. harris則將其列為f6。它的色指數由b-v = 0.69確定。這個天體以每秒鐘147.6km的速度向我們接近。
球狀星團m3中含有非常多的變星：按照b. madore的說法（hanes/madore著，球狀星團（globular clusters），1978），共發現變星212顆，其中確定的有186顆，比我們銀河系中其他任何一個球狀星團中的變星都多（因此也是被觀測得最多的）； 至少發現了170顆天琴座rr型變星（有時被稱為“星團變星”）。這些變星被當做“標準燭光”，用來測量星團的距離。第一顆變星是由e.c. pickering在1889年發現的，接下來的87顆是由s.i. bailey在1895年發現的（參見pickering和bailey 1895）。
m3包含了相當大數量的所謂藍色掉隊星（blue stragglers），即顯得相當年輕的藍色主序星，比球狀星團中其餘的主要成員星族年輕得多。這最早是由alan sandage(1953)在palomar山200英寸的hale望遠鏡拍攝的照片中發現的。這在很長一段時間內一直是個謎，現在認為這些恆星在天體的相互作用中經歷了戲劇性變化——在近距離遭遇恆星時，它們較冷的外層物質被剝離，這在恆星穿越球狀星團緻密的中心區域時會偶而發生。
這個星團是第一個由梅西耶首先發現的天體，他於1764年5月3日深空天體發表列表）。顯然也正是因為這個天體的發現，使得charles messier開始系統地尋找這些類似彗星的天體，而不只是像之前的m1和m2那樣，是碰巧發現後才標記的，這被歷史事實所證明——1764年，他發現並測量了m3-m40的全部天體。
18年後，當星表中的最後一個天體，m107，蛇夫座的球狀星團在1782年被messier的朋友pierre méchain發現時，人類所知道的天體總數至少達到了140個，數量上翻了一番還多，其中的110個天體被messier（發現了42或43個）和méchain（27或28個）記述下來——計數中的不確定是由與m102有關的爭議所引起的。
m3在1784年左右被william herschel首次分解成恆星，並且認證為星團。
尋找m3，可以將後發星團附近的后髮座gamma星向后髮座beta星的連線延長大約2/3，稍向北側看，m3就會出現在低倍的視場中：它就在后髮座beta星北偏東北方向大約6度的位置。（譯註：原文如此，實際上m3應位於后髮座beta星正東方約6度的地方）
雖然m3隻有在極好的條件下才能被肉眼看到，大多數條件下它剛好位於可見範圍以下，但在最小的儀器中，它也很容易被看見。在雙筒鏡中，它就像一個朦朧的、雲霧狀的斑點。4英寸的鏡子可以顯示出它明亮的緻密核心，周圍被一個圓形的、斑駁的、顆粒狀的光暈所包圍，向外緩慢均勻地變暗；無法分解出恆星，但是在良好的條件下可以顯示出一些最明亮的恆星。6英寸的鏡子可以將其外側約三分之二的部分的暗星分辨出來，由其餘未能分辨的更暗恆星形成的背景光暈籠罩在周圍。8英寸的鏡子能分辨出幾乎全部的恆星，只極核心的區域無法分辨；這一部分需要更大的望遠鏡（大約12英寸）才能分解。
