M 3

球状星团 M3 (NGC 5272)，类型VI，位于猎犬座

赤经 13 : 42.2（小时:分）

赤纬 +28 : 23（度:分）

距离 33.9（千光年）
视亮度 6.2（星等）

视大小 18.0（角分）

赤经	13 : 42.2（小时:分）
赤纬	+28 : 23（度:分）
距离	33.9（千光年）
视亮度	6.2（星等）
视大小	18.0（角分）

由Charles Messier在1764年发现。

M3是最显著的球状星团之一，包含的恒星估计达到500,000颗。它的距离约为33,900光年，远大于我们的星系——银河系中心到我们的距离，但是亮度仍然有6.2等，其绝对星等大约为-8.93等，相当于我们太阳光度的约300,000倍。因此，在极好的条件下，M3可以用肉眼直接看到——在最小的光学仪器中也是个壮丽的天体。它的视直径为18.0角分，对应的尺度约为180光年；Kenneth Glyn Jones提到在深度暴光的照片上，视直径甚至可以到20角分，对应的直径为200光年。在业余的仪器，它中显得更小一些，大概在10角分左右。但是它的潮汐半径相当大：大约为38.19角分。只有超过这个半径，银河系的潮汐引力才足以将其中的成员星从星团中拖出来。因此，这个星团的引力控制着直径760光年以内的所有天体。

另一方面，M3有一个致密的直径1.1'的核心，尺度为11光年，对球关星团来说相当大。它的半质量半径为1.12'，即大约11.2光年，也就是说，这个星团中一半的质量都包含在直径仅22光年的球内。

这个星团中最明亮的恒星为12.7等，而所谓的水平分支巨星的亮度为15.7等，最明亮的25颗恒星的平均亮度是14.23等。球状星团M3的年龄可以根据它的颜色-星等图估计出来，不同场合下得到的值也不同；历史上，早期曾经给出的年龄包括50亿年（Baade），114亿年（woolf），200亿年（Arp）和260亿年（Sandage）。Sandage（1954）统计了半径8角分以内亮度超过22.5等的44,500颗恒星；总质量被估计为245,000个太阳质量（Sandage和Johnson）。Helen Sawyer Hogg给出M3的整体光谱型为F2，色指数为-0.05，对球状星团来说相当蓝，而《Sky Catalogue 2000.0》中给出的光谱型则是F7，W.E. Harris则将其列为F6。它的色指数由B-V = 0.69确定。这个天体以每秒钟147.6km的速度向我们接近。

球状星团M3中含有非常多的变星：按照B. Madore的说法（Hanes/Madore著，球状星团（Globular Clusters），1978），共发现变星212颗，其中确定的有186颗，比我们银河系中其他任何一个球状星团中的变星都多（因此也是被观测得最多的）；至少发现了170颗天琴座RR型变星（有时被称为“星团变星”）。这些变星被当做“标准烛光”，用来测量星团的距离。第一颗变星是由E.C. Pickering在1889年发现的，接下来的87颗是由S.I. Bailey在1895年发现的（参见Pickering和Bailey 1895）。

M3包含了相当大数量的所谓蓝色掉队星（Blue Stragglers），即显得相当年轻的蓝色主序星，比球状星团中其余的主要成员星族年轻得多。这最早是由Alan Sandage(1953)在Palomar山200英寸的Hale望远镜拍摄的照片中发现的。这在很长一段时间内一直是个谜，现在认为这些恒星在天体的相互作用中经历了戏剧性变化——在近距离遭遇恒星时，它们较冷的外层物质被剥离，这在恒星穿越球状星团致密的中心区域时会偶而发生。

这个星团是第一个由Charles Messier首先发现的天体，他于1764年5月3日将其列入星表。按照现代作者的资料来源和现在的理解，这是第73个被人类的肉眼（和仪器）观测到的深空天体，尽管当时这只是第53个已知的云雾状天体，另外17个天体又一次被遗忘了（参见深空天体发表列表）。显然也正是因为这个天体的发现，使得Charles Messier开始系统地寻找这些类似彗星的天体，而不只是像之前的M1和M2那样，是碰巧发现后才标记的，这被历史事实所证明——1764年，他发现并测量了M3-M40的全部天体。

18年后，当星表中的最后一个天体，M107，蛇夫座的球状星团在1782年被Messier的朋友Pierre Méchain发现时，人类所知道的天体总数至少达到了140个，数量上翻了一番还多，其中的110个天体被Messier（发现了42或43个）和Méchain（27或28个）记述下来——计数中的不确定是由与M102有关的争议所引起的。

M3在1784年左右被William Herschel首次分解成恒星，并且认证为星团。

寻找M3，可以将后发星团附近的后发座Gamma星向后发座Beta星的连线延长大约2/3，稍向北侧看，M3就会出现在低倍的视场中：它就在后发座Beta星北偏东北方向大约6度的位置。（译注：原文如此，实际上M3应位于后发座Beta星正东方约6度的地方）

虽然M3只有在极好的条件下才能被肉眼看到，大多数条件下它刚好位于可见范围以下，但在最小的仪器中，它也很容易被看见。在双筒镜中，它就像一个朦胧的、云雾状的斑点。4英寸的镜子可以显示出它明亮的致密核心，周围被一个圆形的、斑驳的、颗粒状的光晕所包围，向外缓慢均匀地变暗；无法分解出恒星，但是在良好的条件下可以显示出一些最明亮的恒星。6英寸的镜子可以将其外侧约三分之二的部分的暗星分辨出来，由其余未能分辨的更暗恒星形成的背景光晕笼罩在周围。8英寸的镜子能分辨出几乎全部的恒星，只极核心的区域无法分辨；这一部分需要更大的望远镜（大约12英寸）才能分解。

Marco Castellani的M3数据

SIMBAD的M3数据

NED的M3数据

M3的观测报告（IAAC 网络天文列表）

参考文献：