M3是一座位于猎犬座方向的球状星团，距离地球约3.4万光年。Charles Messier于1764年发现它，这是他本人首次发现并收入目录的天体；当时望远镜未能分辨单颗恒星，他把它记作无星的星云。William Herschel在1784年分辨出成员星，确认其本质是高度密集的恒星系统。
NASA资料估计M3包含超过50万颗恒星，是银河系较大、较明亮的球状星团之一，视星等约6.2。哈勃图像所见的致密核心只是整个系统的一部分；从明亮中心向外，恒星密度逐渐下降，并没有一条像固体表面那样清晰的边界。成员数量和总质量因此取决于观测范围及动力学模型。
M3位于银河系银晕，成员恒星总体古老。NASA页面采用约80亿年的年龄表述，但球状星团年龄的估计依赖恒星演化模型、距离和化学丰度，文献中可能出现不同数值。星团中的红巨星、水平支星和蓝离散星代表不同演化阶段，不能把图像中颜色差异简单理解为距离远近。
M3最突出的研究特点是变星数量丰富，已知至少有274颗。许多属于RR Lyrae型变星，其脉动周期与本征亮度之间存在可利用的关系。比较本征亮度与观测亮度，可以估算星团距离，并校准银河系较老恒星族的尺度。成员判定、拥挤星场测光和星际消光仍会给结果带来误差。
蓝离散星也是M3的重要成员。它们在星团颜色—星等图上看起来比同龄主序转折点更蓝、更亮，像是比周围恒星年轻。主流解释涉及双星质量交换或恒星碰撞，使恒星获得额外质量；“返老还童”只是对观测表现的形象说法，并不表示恒星真正逆转了时间。
在春末至初夏的北半球夜空，M3是较合适的球状星团目标。双筒望远镜可见小而圆的朦胧光斑，中等口径望远镜在暗夜下能分辨外围成员，但核心仍密集发亮。它位于大角星与常陈一附近的天空区域，实际搜寻应配合星图。页面主图为AI辅助概念图，不是哈勃实拍。
M3把恒星演化、变星测距和星团动力学集中在一个可长期重复观测的目标上。现代巡天能够持续更新变星周期和成员表，哈勃等高分辨率设备则减少核心拥挤造成的混淆。档案采用NASA的代表性距离和数量；具体年龄、总质量及成员数仍会随数据和模型改进而调整。