武仙座球状星团的梅西耶编号是M13，NGC编号为6205。它位于武仙座方向，距地球约2.5万光年，是北半球最容易观测的球状星团之一。球状星团由大量恒星在共同引力束缚下形成近球形系统，通常分布在银河系盘外的银晕和核球周围，与年轻、形状松散的疏散星团不同。
NASA资料估计M13拥有超过10万颗恒星，整体直径约150光年。恒星密度由外围向中心急剧增加，核心区域的恒星间距远小于太阳邻域。档案图把星团中心画得明亮而密集，但真实观测的中心并非一团连续物质，而是大量角距离极小、在普通设备中难以逐颗分辨的恒星。
M13的成员以古老、低质量恒星为主，许多已经演化为红巨星，也包含水平支星、白矮星和少量蓝离散星。蓝离散星看起来比同一星团的主序转折星更蓝、更年轻，通常与双星物质交换或恒星并合有关。它们不代表M13最近经历了大规模恒星形成，而是密集环境中恒星相互作用的结果。
埃德蒙·哈雷在1714年记录了这一天体，夏尔·梅西耶于1764年把它收入自己的彗星状天体目录。梅西耶使用的望远镜无法把星团完全分解为恒星；后来更大口径望远镜确认其由密集恒星组成。现代哈勃观测能够分辨核心附近的大量成员，并借恒星颜色、亮度和运动研究星团演化。
球状星团的恒星大致在同一时期形成，又处在相近距离，因此是检验恒星演化模型的重要样本。研究者可把颜色—星等图中的主序、红巨星支和水平支与理论比较，估算年龄、化学丰度和质量损失。M13并非所有恒星都具有完全相同成分，精密光谱显示球状星团内部也可能存在多重恒星族。
M13在银河系引力场中运行，长期会受到盘面穿越和潮汐作用影响。核心高密度增加了双星相互作用和近距离掠过的机会，但恒星直接碰撞仍远不像示意画面给人的拥挤感那样频繁。星团的总质量、中心结构和外围成员会随动力学模型和观测范围不同而有所变化，不宜把单一估算写成绝对值。
在北半球夏季，M13位于武仙座的‘梯形’星群边缘附近。无光污染的暗空下，它接近肉眼极限；双筒望远镜可见朦胧光斑，小型望远镜能逐渐分辨外围恒星，较大口径才能更充分拆解核心。NASA给出的视星等约5.8。档案主图是AI辅助科学概念插画，不是哈勃原始观测，颜色和恒星数量仅用于表达结构。