Descubierta en 1764 por Charles Messier.

M 3 es uno de los más destacados cúmulos globulares, conteniendo aproximadamente medio millón de estrellas. A una distancia de unos 33 900 años luz, está más lejos que el centro de nuestra Galaxia, la Vía Láctea, pero aun así brilla a una magnitud de 6,2, mientras que su magnitud absoluta es de –8,93, correspondiendo a una luminosidad de unas 300 000 veces la de nuestro sol. M 3 es por tanto visible a simple vista bajo muy buenas condiciones – y un objeto soberbio con ayuda óptica sencilla. Su diámetro aparente de 18,0 minutos de arco corresponde a una extensión lineal de unos 180 años luz; Kenneth Glyn Jones menciona una estimación de incluso 20 minutos de arco a partir de placas fotográficas de gran profundidad, correspondiendo a un diámetro lineal de unos 200 años luz. Aparece algo más pequeño en instrumentos de aficionado, quizá sobre 10 minutos de arco. Pero su radio mareal, pasado el cual las estrellas que lo componen se separarían por la fuerza gravitatoria de marea de la Vía Láctea, es aun mayor: alrededor de 38,19 minutos de arco. Así, este cúmulo domina gravitacionalmente un volumen esférico de 760 años luz de diámetro.

En el otro extremo, M 3 tiene un núcleo comprimido y denso que mide 1,1' de diámetro, o linealmente, 11 años luz, relativamente grande para ser globular. Su radio de masa media es de 1,12', o unos 11,2 años luz, por lo que la mitad de la masa de este cúmulo está contenida en un volumen de sólo 22 años luz de diámetro.

Las estrellas más brillantes del cúmulo son de magnitud 12,7, mientras que las gigantes de la llamada Rama Horizontal son de magnitud 15,7, y las 25 estrellas más brillantes tienen un brillo medio de magnitud 14,23. La edad del cúmulo globular M 3 ha sido estimada a partir de su diagrama de color-magnitud en varias ocasiones; históricamente, los valores más antiguos han sido asignados en 5 000 millones de años (Baade), 11,4 miles de millones de años (Woolf), 20 mil millones (Arp) y 26 mil millones (Sandage). Sandage (1954) contó 44.500 estrellas más brillantes que de magnitud 22,5 en un radio de 8 min. de arco. La masa total ha sido estimada en 245 000 masas solares (Sandage y Jonson). Helen Sawyer Hogg ha dado a M 3 un tipo espectral global F2, y un índice de color de –0,05, bastante azul para un globular, mientras que el Sky Catalogue 2000 le da un tipo espectral F7, y W.E. Harris lo incluye como F6. Su índice de color fue determinado como B-V=0,69. Este enjambre estelar se nos está aproximando a 147,6 km/seg.

El cúmulo globular M 3 es extremadamente rico en estrellas variables: De acuerdo con B. Madore (Cúmulos Globulares Hanes/Madore, 1978) han sido encontradas 212 variables, 186 periodos han sido determinados, más que en cualquier otro cúmulo globular en nuestra Vía Láctea (y por tanto el mayor jamás observado); se descubrieron al menos 170 variables RR Lyrae (a veces llamadas variables de cúmulo). Estas estrellas han servido como 'candelas estándar' para determinar la distancia del cúmulo. La primera estrella variable fue descubierta por E.C. Pickering en 1889, las siguientes 87 fueron encontradas por S.I. Bailey en 1895 (ver Pickering y Bailey 1895).

M 3 contiene un número relativamente grande de las llamadas Paseantes Azules (Blue Stragglers), estrellas de secuencia principal azul que parecen ser bastante jóvenes, mucho más jóvenes de lo que el resto de la población del cúmulo sugeriría. Estas fueron descubiertas primero por Alan Sandage (1953) en placas fotográficas tomadas con el telescopio Hale de 200 pulgadas en Monte Palomar. Un misterio durante largo tiempo, se piensa ahora que estas estrellas han sufrido cambios dramáticos en las interacciones estelares, perdiendo sus capas externas más frías en encuentros cercanos, que ocurren ocasionalmente cuando las estrellas atraviesan las densas regiones centrales de los cúmulos globulares.

 

Este cúmulo fue el primer descubrimiento 'original' de Charles Messier cuando lo registró el 3 de Mayo de 1764. En esa época, era el objeto nº 73 del cielo profundo jamás observado por el ojo humano (y aparatos), aunque por aquella época, era sólo el objeto nebuloso nº 56 conocido, ya que 17 objetos habían sido olvidados de nuevo, de acuerdo a las fuentes y conocimiento actual de este autor. Aparentemente también fue éste el descubrimiento que con el tiempo motivó a Charles Messier a comenzar una búsqueda sistemática de estos objetos parecidos a cometas, y no sólo catalogar hallazgos casuales como en los casos previos de M 1 y M 2, como se demuestra por el hecho de que en 1764, encontró y midió todos los objetos de M 3 a M 40.

Cuando el ultimo objeto del catálogo, M 107, un cúmulo globular en Ophiuchus, fue descubierto por el amigo de Messier Pierre Méchain en 1782, 18 años más tarde, un total de al menos 140 objetos eran conocidos, más del doble del número, y 110 de ellos descritos por Messier (que descubrió 42 o 43) y Méchain (27 o 28) –la duda en la cuenta es resultado de las dudosas circunstancias concernientes al descubrimiento de M 102.

M 3 fue definida en estrellas y reconocida como cúmulo la primera vez por William Herschel alrededor de 1784.

Para encontrar M 3, basta prolongar la línea desde Gamma Comae Berenices, cerca del Cúmulo Comae Berenices hasta Beta Comae unos 2/3 y mirar ligeramente al norte para tener a M 3 en el campo de baja potencia: está a unos 6 grados al nor-noreste de Beta Comae.

Mientras que M 3 es visible a simple vista sólo bajo muy buenas condiciones y permanece justo sobre el límite de visibilidad bajo condiciones más normales, puede verse fácilmente con el más pequeño instrumento. Con binoculares, aparece como una mancha vaporosa, neblinosa. Un telescopio de 10 centímetros muestra su brillante núcleo compacto dentro de un resplandor redondo moteado, granuloso, que se disuelve lenta y uniformemente hacia los bordes exteriores; No define el cúmulo, sino que muestra sólo algunas de las estrellas más brillantes bajo buenas condiciones. Un telescopio de 15 centímetros resuelve sobre los dos tercios de las exteriores en estrellas débiles sobre un resplandor de fondo formado por los miembros más débiles no resueltos del cúmulo. Un telescopio de 20 centímetros muestra estrellas a lo largo del cúmulo menos muy cerca del núcleo, que se define en estrellas con telescopios más grandes (sobre 30 centímetros).