Messier深空天体

跨越地平线

赤经 20 : 06.1（小时:分）
赤纬 -21 : 55（度:分）
距离 67.5（千光年）
视亮度 8.5（星等）
视大小 6.8（角分）


由Pierre Mechain在1780年发现。

Pierre Mechain有1780年8月27-28日夜晚发现它之后，Charles Messier在1780年10月5日和10月18日对球状星团M75进行了观测，并且在测定位置之后，将它编入了星表。William Herschel在1784年将它分解为恒星，并将它描述为“M3的微缩模型”。

M75位于大约67,500光年的距离上，是距离较远的Messier球状星团之一，远处在银河系中心（距离47,600光年）的背后。一些资料来源甚至给出了更大的距离，达到100,000光年！（例如，Burnham给定为95,000）这会使它成为最遥远的Messier球状星团，以及最遥远的银河系内Messier天体。但是W.E. Harris的数据库给定它的距离为67,500光年，这也是我们采用的数值。

M75是较紧凑、较聚集的球状星团之一，被归类为I型。由于这个原因以及它的距离，需要较大的望远镜才能将它分解为恒星。它6.6'的角直径对应的真实大小将近130光年，它的光度较高，大概约为太阳的180,000倍（-8.55等）。

跨越地平线

赤经 05 : 24.5（小时:分）

赤纬 -24 : 33（度:分）
距离 42.1（千光年）
视亮度 7.7（星等）
视大小 9.6（角分）


由Pierre Mechain在1780年发现。

球状星团M79是由Pierre Mechain在1780年10月26日发现，并且报告给他的朋友兼同事Charles Messier的，后者在1780年12月17日测量了它的位置，并且将其纳入他的星表。大约在1784年前后，William Herschel最早将它分解为恒星，并且辨认出这是一个球状星团。

M79是个美丽的球状星团，位于天空中一个相当不寻常的位置上：大部分球状星团都聚集在银心附近，但这个却是少数位于相反半球的球状星团之一，也就是说，对于处于我们银河系中心核球中的假想观测者来说，它的距离比我们地球还要远。它距离我们40,000光年稍多一些，但是距离银心约有60,000光年。

在这个距离上，M79的9.6角分视直径对应的真实大小约为118光年。这个星团稍显椭圆，在45度的方位角上有些拉长。它只拥有7颗已知变星。它正在以大约200千米/秒的速度远离我们而去。

2003年，人们发现M79也许是我们银河系球状星团系统中的一个相当新的移民：它也许来自于大犬座矮星系的残留球状星团系统，或许仍是它的成员之一。这个矮星系正在经历着一场与我们银河系之间的超亲密接触，正处于逐渐被瓦解的阶段。除了M79以外，还有三个球状星团也被怀疑是从大犬座矮星系中移民过来的，它们是：NGC 1851、NGC 2298和NGC 2808。

M79西南侧大约0.5度处，有一颗5.5等的恒星ADS 3954，还有它的7等伴星，间距为3"。

跨越地平线

赤经 16 : 17.0（小时:分）
赤纬 -22 : 59（度:分）
距离 32.6（千光年）
视亮度 7.3（星等）
视大小 10.0（角分）


由Charles Messier在1781年发现。

M80是一颗精致的8等球状星团。它的10'角直径在它27,400光年的距离上，对应的真实直径大约为95光年。它的外观与一颗彗星非常相似。

这团密集的恒星群包含了几十万颗恒星，在它们相互的引力吸引下聚集成团。它是我们银河系中最密集的球状星团之一。这是由天文学家通过1999年在电磁波频谱的可见光和紫外线部分进行的哈勃太空望远镜观测发现的，M80的核心处包含了大量被称为“蓝色游荡者（Blue Stragglers）”的恒星，大约是哈勃望远镜调查过的其他任何球状星团中此类恒星数量的两倍。这些恒星是蓝而明亮的恒星，出现在赫罗图的主星序附近，因此与球状星团的年龄相比，似乎质量更大，更加年轻。原因很可能是这些恒星在与其他恒星的近距离遭遇中失去了它们较冷的包层。M80中它们庞大的数量表明，这个星团核心的恒星碰撞率是格外高的。

球状星团M80是Charles Messier最先发现的天体之一，他在1781年1月4日找到了它，并且将其记录为一个“不含恒星的星云，…类似小彗星的核心。”William Herschel最先将它分解（在1785年前），并且发现它是“我印象中曾经见过的最富集和最紧密的小星团之一。”

1860年5月21日，一颗新星出现在M80中，完全改变这个球状星团的外貌达数日之久。这颗新星，也被编号为天蝎座T，是由Auwers在柏林发现的，在5月21和22日的亮度为7.0等，到6月16日变暗到10.5等。它也被Pogson独立地看见。有报告说，Pogson在1864年初看见它再次增亮，但这似乎是不可能的，因为没有其他人能够证实这种说法。如果这颗新星是星团成员的话，它的最大亮度对应的绝对星等约为-8.5等。在它最亮的时候，这颗新星比整个星团都要明亮得多！

第二颗新星1938年出现在球状星团M14中，但是只是被摄影观测到，是在新星爆发一年之后才被发现的。另一颗新星是出现在NGC 6553附近的人马座V 1148，但这个例子中的物理联系是不确定的。球状星团中的其他激变变星观测时有所闻：根据Cecilia Payne-Gaposhkin的《恒星与星团》，M5、M30和NGC 6712中都有过矮新星的早期观测记录。

然而，在M80中，利用哈勃太空望远镜所做的调查只检测到了两颗可以产生新星的密近双星，远远低于依据恒星碰撞率推算出来的理论预期。

M80，尽管并不非常显著，但却相当容易寻找，因为它几乎位于心宿二（天蝎座Alpha）和房宿四（天蝎座Beta）的正中间，就位于房宿三（天蝎座Delta）赤纬平行线的下方。它看起来像是一个明亮的小圆球，核心更加明亮；它的面亮度由中心向外侧区域逐渐降低。Messier测得它的直径为2角分，但更好的中等大小业余望远镜可以将它显示为一个3-5角分大小的斑驳星云状天体，几乎处于可被分解的边缘。要更好地将它分解为恒星，需要使用更大口径的望远镜。

在同一个低倍率视场中，还有两颗暗淡的变星，天蝎座R星 和 S星，两者都是在1854年被J. Chacornac发现的：

天蝎座 R；10.4到15.0等，周期223天。
天蝎座 S；10.5到14.6等，周期117天。
M80所处的星场，特别是东侧和南侧，展示了大量黑暗和少许明亮的弥漫星云，星际物质云。

跨越地平线

赤经 00 : 42.7（小时:分）
赤纬 +41 : 16（度:分）
距离 2900（千光年）
视亮度 3.4（星等）
视大小 178x63（角分）


公元905年就已经为Al-Sufi所知。

M31即著名的仙女座大星系，是距我们最近的大星系。它和它的伴星系（包括M32和M110，两个明亮的矮椭圆星系），与我们的银河系及其伴星系，M33，以及其他星系一起，构成了本星系群。

这个天体在中等条件下即可被肉眼看到，波斯天文学家Abd-al-Rahman Al-Sufi称其为“小云朵”，公元964年，他在其《恒星之书》中描述，并且描绘了这一天体：早在公元905年，甚至更早的时候，它就已经被来自Isfahan的波斯天文学家们观测到，并且为他们所熟知。R.H. Allen （1899/1963）报告说它也出现在1500年的荷兰星图中。Charles Messier在1764年8月3日将它编入星表，显然他不知道早期的观测，而是将这一天体的发现归功于Simon Marius——他在1612年首次用望远镜进行了观测，但是（根据R.H. Allen的说法）并没有声明这是他的发现。在不知道Al Sufi和Marius的发现的情况下，Giovanni Batista Hodierna在1654年之前独立地重新发现了这个天体。然而Edmond Halley在他1716年有关“星云”的文章中，认为这个“星云”的发现者是法国天文学家Bullialdus（Ismail Bouillaud），他在1661年观测到这一天体；但是Bullialdus提到早在150年以前（16世纪早期）一些不知名的天文学家就已经看见它了。（R.H. Allen, 1899/1963）。

长期以为，“仙女座大星云”都被认为是离地球最近的星云之一。William Herschel相信它的距离“不会超过天狼星距离的2000倍”（17,000光年），这当然是错误的；然而，他认为这是离我们最近的，跟我们的银河系一样的“岛宇宙”，他假设它是一个直径为850倍天狼星距离的盘，厚度是155倍天狼星距离。

1864年，光谱分析学的先驱者William Huggins注意到拥有发射线谱的气体星云和拥有恒星那样的连续光谱的“星云”之间的差别，现在我们知道后者正是星系，他还发现了M31的连续光谱（Huggins and Miller 1864）。

1887年，Isaac Roberts拍摄了第一张仙女座“大星云”的照片，首次展现出其中旋臂结构的基本特征。

1912年，Lowell天文台的V.M. Slipher测量了仙女座“大星云”的径向速度，发现这是他们测过的最快速度，M31以大约300千米/秒的速度向我们接近。这已经指出了这一天体的河外本质。按照Burnham的说法，更精确的速度值是266千米/秒，但R. Brent Tully给出的数值是298千米/秒，NED给出的现代测量数据为300+/-4千米/秒。注意前面所有的速度都是M31相对于我们太阳系的速度，即以太阳为中心的运动，而不是相对于银河系中心的速度。后者可以通过修正太阳系绕银心转动的速度而得到。现代测定的银河转动速度及以太阳为中心的径向速度表明，仙女座星系和银河系正以大约100千米/秒的速度相互靠近。

1923年，Edwin Hubble在仙女座星系中发现了第一颗造父变星，证实了M31的距离远远超过银河的大小，确认了它的星系本质。由于他当时不知道存在着两类造父变星，因此他测出的距离是错误的，与实际距离相差2倍多。直到1953年200英寸的Palomar望远镜建成，并且开始观测后，这个错误才被发现。Hubble在1929年发表了这一划时代的研究结果，仙女座“大星云”是银河系外的恒星系统（星系）（Hubble 1929）。

现在，仙女座大星系自然成了被研究得最多的“河外”星系。它之所以受到如此特殊的关注，是因为它提供了一个从外部研究星系各种特征的机会，这些特征在银河系中也能找到，但我们银河系的大部分都被星系尘埃挡住而无法观测。因此对M31研究一直持续到今天，研究的课题涉及旋臂结构，球状和疏散星团，星际介质，行星状星云，超新星遗迹（参见Jeff Kanipe发表在Astronomy，1995年11月，第46页上的文章），星系中心，伴星系，等等。

上面提到的结构中，有些对天文爱好者来说也相当有趣：Charles Messier甚至发现了它的两个最明亮的伴星系，M32和M110，并且绘制了三者的速描，用双筒望远镜就可以看到它们，在小望远镜中也相当显著。这两个比较明亮，比较接近的伴星系可以在许多M31的照片中看到，包括本页面上的这张照片。它们只是围绕着仙女座大星系的“一大群”较小伴星系中最明亮的两个，这些伴星系组成了本星系群中的一个子群。到撰写本文的时候（2003年9月），已经至少发现了其中11个：除了M32和M110以外，还包括了NGC 185（这是William Herschel发现的）和NGC 147（由d'Arrest发现），以及非常暗淡的矮星系And I，And II，And III，可能还有And IV （然而这也可能是一个星团或是遥远的背景星系），And V，And VI（也被称为飞马座矮星系），And VII（也叫仙后座矮星系），和And VIII。这个子群中是否包含M33，位于三角座的小旋涡星系，和它可能的伴星系LGS 3，是否包含遥远的本星系群成员IC 1613，以及可能的成员候选者UGCA 86和UGCA 92，这些都还不清楚。

仙女座大星系与它的伴星系M32之间，正发生着明显的相互作用，显然这是造成M31旋臂结构中大量扰动的原因。由中性氢组成的旋臂和由恒星组成的旋臂之间偏移了4000光年，并且无法连续地延伸到最接近伴星系的区域中。电脑模拟显示，与一个质量相当于M32的小伴星系的近距离遭遇是可以造成这种扰动的。M32也很有可能在经历这次近距离遭遇之后，损失了其中大量的恒星，这些恒星散布在仙女座大星系的晕中。

仙女座大星系M31中最明亮的球状星团，G1，也是本星系群中最明亮的球状星团；在地球上看，它的视亮度仍然达到了约13.72星等。即使是我们银河系中最明亮的球状星团，半人马座Omega，与它相比仍然相形见绌，在极理想的条件下，用较好的业余设备，10英寸以上的望远镜就可以看见它（参见Leos Ondra发表在Sky & Telescope，1995年11月第68-69页的文章）。Hubble太空望远镜在1994年中期对球状星团G1进行了研究（结果发表于1996年4月）。在M31的球状星团中，尽管G1是最容易观测的一个，但它并不是唯一一个可以被大型业余望远镜观测到的天体：天文爱好者Steve Gottlieb通过44cm的望远镜观测到18个M31中的球状星团。加州Kenwood附近，Ferguson天文台的观测者们利用他们14英寸的牛顿反射镜和CB245 CCD相机拍到了G1和另外四个更暗的M31球状星团。Barmby et.al (1999)已经在M31中找到了435个球状星团候选者，他们估计球状星团的总数为450 +/- 100。

天文摄影观测更有优势，因为摄影能够累积更暗的光线，可以显示出旋臂的细节，就像我们的照片那样：即使使用并不昂贵的器材，爱好者也可以拍到令人吃惊的照片，不论是广角拍摄还是长焦摄影。当然在摄影观测领域，更好的器材也总是物有所值，就像我们的照片所展示的，这是由德克萨斯州的爱好者Jason Ware用6英寸折射镜拍摄（并且提供的）。在这里可以看到更多有关这张照片的信息。

仙女座大星系M31中最明亮的恒星云拥有自己的NGC编号：NGC 206，这是因为William Herschel基于他在1786年10月17日的观测，将这一天体以H V.36的编号编入了他的星表。在我们图片的左上方可以看到这片明亮的恒星云，刚好位于一片明显的暗星云下方（在大幅照片中非常明显）。

虽然我们对仙女座大星系已经有了相当多的了解，但对它的距离仍然所知不深，尽管这是我们最了解的星系间距。虽然可以很好地证明，M31比大麦哲伦云（LMC）远大约15-16倍，但其绝对数值仍然不确定，目前的资料，通常给出的数值介于240到290万光年之间——这是由LMC距离的不确定性造成的，因而对整个星系间距尺度都有影响。例如，近来根据来自欧洲航天局的天文测量卫星Hipparcos的数据而进行的修正，就使得这一数值提高了超过10个百分点，从约240-250万光年修正到现在的大约290万光年。

在“普通”的条件下，对目视观测来说，仙女座大星系的视大小约为3x1度（精确的数据，就像前面给出的，是178x63角分，而NED的数据是190x60'）。1952-1953年，法国天文学家Robert Jonckhere利用2英寸双筒望远镜，仔细估计了它的角直径，发现其大小为5.2乘1.1度（按照Mallas的说法），在290万光年的距离上，对应的星系盘直径超过250,000光年，即这个星系比我们银河系的两倍还要大！它的质量被估计为3到4千万太阳质量。与最新估计的银河系质量相比，M31的质量明显比我们的银河小，这意味着银河系比M31致密得多。对星系晕总质量的最新估计也证实了这一结果，M31约为1.23万亿太阳质量，而银河系为1.9万亿（Evans and Wilkinson, 2000）。

Hubble太空望远镜发现仙女座大星系M31拥有双重星系核。也许它真的拥有两个明亮的星系核，这可能是因为它将另一个曾经侵入其中心的较小星系“吞吃掉”的结果；也许这只是单个星系核被黑暗物质，很可能是尘埃，遮蔽之后，留下的两个明亮部分。就第一种情况而言，第二个星系核应该是本星系群早期历史中可能出现的剧烈动力学相互作用事件的遗迹。在第二种情况中，仙女座大星系核心的双重性只是一种假象，是由暗尘埃云将M31中心处的单星系核的一部分遮蔽而造成的。

到目前为止，仙女座大星系中只记录到一颗超新星，即超新星1885，又被称为仙女座S。这是在我们的银河系以外，发现的第一颗超新星，是由爱沙尼亚Dorpat天文台的Ernst Hartwig（1851-1923）在1885年8月20日发现的。8月17到20日，超新星的亮度达到6等，数名观测者都各自独立地发现了它。然而，只有Hartwig意识到它的重要意义。1890年2月，超新星变暗到16等。

跨越地平线

赤经 01 : 33.9（小时:分）
赤纬 +30 : 39（度:分）
距离 3000（千光年）
视亮度 5.7（星等）
视大小 73x45（角分）


可能是由Hodierna在1654年以前发现的。1764年被Charles Messier独立地重新发现。

三角座大星系M33是本星系群中又一个重要成员。这个星系与它的大型邻居，仙女座大星系M31，和我们的银河系相比，要小得多，但这才更接近宇宙中漩涡星系的平均大小。本星系群的小型成员星系之一，LGS 3，可能是M33的卫星星系，它本身也可能是仙女座大星系M31遥远，但却有引力相联系的伴星系。

按照R. Brent Tully的数据，M33正以182千米/秒的速度接近我们（太阳系），或者按照NED的数据，速度为179 +/-3千米/秒。修正了我们绕银河系中心的运动之后，它仍以24千米/秒的速度靠近我们的星系。

M33最早可能是由Hodierna在1654年以前发现的（同时被发现的可能还有疏散星团NGC 752）。1764年8月25日，这一天体被Charles Messier独立地重新发现，并被他编入星表。虽然在其他情况下William Herschel总是避免在他的巡天中给Messier天体加上编号，然而他还是基于1784年9月11日的观测，将这一天体编号为H V.17。同样因为Herschel的星表，M33中最明亮，最大的HII区（包含着电离氢的弥漫发射星云）也得到了自己的NGC编号：NGC 604（William Herschel编号为H III.150）；它位于这个星系的东北部；即我们照片中靠近顶部的明显亮斑。这是目前所知最大的H II区之一：它的直径接近1500光年，谱线与猎户座大星云M42相似。Hui Yang（伊利诺斯大学）和Jeff J. Hester（亚历桑那州立大学）利用Hubble太空望远镜拍摄了NGC 604的照片，分辨出超过200颗最近那里形成的年轻高温大质量恒星（约15到60倍太阳质量）。

M33是William Parsons，第三代Rosse爵士辨认出的首批“漩涡星云”中的一个；参见他的素描。它也是首批因为发现了其中的造父变星，而被辨认为星系的“星云”之一；Edwin Hubble在1926年发表了基本的研究结果（Hubble 1926）。

M33旋臂中的其他几个亮斑也被分配了相应的NGC星表编号：分别是NGCs 588，592，595，和NGC 603（RNGC认为后者并不存在，尽管他们提到它也被收录在Zwicky星表中），还有ICs 131，132，133，134，135，136，137，139-40，142，和143（NGC 2000.0将IC 134和139-40列为恒星，然而Webb深空观测者协会手册，第4卷[星系]，第215页上则出现了IC 139-40的照片，这张照片是由德克萨斯大学，McDonald天文台的Ronald J. Buta提供的）。其中一部分也被标注在我们的星图上。Kenneth Glyn Jones指出它们可以用12.5英寸的望远镜观测到。William H. Waller使用HST研究了巨大的发射星云NGC 595（参见Astronomy，1995年6月，第16-18页）；在Hubble的帮助下，他解析了出使星云中的气体受激发光的高温大质量恒星。

我们的照片，是David Malin在La Palma山上，通过安装了摄影平台的Isaac Newton望远镜（INT）拍摄的，显示出了这个美丽的Sc型漩涡星系旋臂中的许多天体（例如NGC 604，即我们照片上半部分，靠近左侧边缘的明显红斑）。感兴趣的读者可以查看有关这张照片的更多信息。利用不同的方法，David Malin从这张INT拍摄的M33照片中处理出不同的图片以突出不同的特征。

Hipparcos卫星的结果导致了宇宙距离尺度的重新修正，因此也影响到M33的距离：目前的观测值约为300万光年。大部分数据给出的距离为230到240万光年，但是Sky Catalogue 2000.0给出的数值略大于290万光年（900kpc）,碰巧与根据1997年Hipparcos卫星的结果，重新修正了造父变星距离之后的数据更为接近。1991年对M33中造父变星的研究（Freedman et.al., 1991）表明，M33到我们的距离比仙女座大星系M31略远一些。按照我们的距离数值，M31到M33之间的距离约为75万光年。利用前面的数据，它在主轴方向73角分的角直径（约是月亮直径的2.5倍）对应的真实尺度约为5万光年，是银河系直径的一半。然而，最暗的外缘似乎延伸得更远，因此实际的直径可能是6万光年以上。三角座大星系的质量被估计为介于100到400亿太阳质量之间。

三角座大星系M33是Sc型星系，甚至是这一类星系中偏“晚”型的，因此Tully（在邻近星系星表中）将其归类为Scd。明显的旋臂中点缀着偏红色的HII区（包括NGC 604），还有由年轻恒星组成的偏蓝色的云块。Baade也发现了其中的星族II型恒星，球状星团也被发现。尽管三角座大星系中还没有发现超新星，但一些超新星遗迹已被发现，并且被射电天文学家高精度定位。M33中至少发现了112颗变星，包括4颗新星和大约25颗造父变星。还有一个强X射线源也位于这个星系中。

对观测者来说，在极其良好的条件下可以用肉眼瞥到这个星系；对大多数人来说，这是肉眼可见的最远天体（还有极少目光锐利的观星者报告说在极好条件下成功看到了M81，但这只是极其例外的情况）它在优质双筒望远镜中比较明显，但由于它相当大的总亮度非常均匀地分布在接近四倍月亮面积的区域内，其表面亮度极低。因此很难，甚至不可能用高倍率的望远镜观测到它——对这个天体来说，最低的放大倍率最好！笔者曾用6英寸望远镜在25倍时获得了观测M33的最佳效果。对天体摄影家来说，M33也是最有价值的目标，用相当便宜的器材就可以捕捉到它的旋臂和较明亮的星云。

拥有大型望远镜（超过40厘米口径）的野心更大的观测者可以尝试寻找M33的球状星团；Rich Jakiel用50厘米望远镜观测到了5个M33中的球状星团。

跨越地平线

赤经 13 : 29.9（小时:分）
赤纬 +47 : 12（度:分）
距离 37000（千光年）
视亮度 8.4（星等）
视大小 11x7（角分）


由Charles Messier在1773年发现。

著名的旋涡星系M51是由Charles Messier首先发现的天体之一：1773年10月13日，他在观测一颗彗星时，发现了它，并且将它形容为一个“非常暗的星云，不含恒星”，很难观测到。它的伴星系，NGC 5195，在1781年被他的朋友——Pierre Mechain发现，因此也在1784年版的Messier星表中被提到：“这是个双星云，每部分都有个明亮核心，两者相距4'35"。两者的‘大气’相互连接，其中一个比另一个更暗。”William Herschel也给NGC 5195分配了自己的名字：H I.186。

M51的真实含义，偶而还会有些混乱：究竟是指这一对星系（就像Messier提到的两个“星云”那样）还是仅仅指那个较大的星系，NGC 5194。如果是指这一对星系，那NGC 5194就会被称为“M51A”，而NGC 5195就是“M51B”。

M51是一个小星系群的主要成员。它在3千7百万光年的距离上仍然如此显著，可见实际上这是一个明亮的大型星系。M51（以及整个星系群）的距离仍然非常不清楚。我们所用的3千7百万光年的数据，是基于光度测量的结果，Kenneth Glyn Jones也给出了同样的数值。有些作者给出了小得多的数值（小于2千万光年），但最近（2001年）STScI公布的结果为3千1百万光年。

1845年春，Rosse爵士发现了其中的旋臂结构，这样的结构是首次被人发现，他还绘制了一幅非常仔细和精确的素描。因此，M51有时也会被引用为Rosse星系或者Rosse爵士的“问号”——他就是这么形容M51的（参考NED）。

按照我们现在的理解，这样显著的旋臂结构是M51与它的近邻——NGC 5195（Messier描述中较暗的那个）近期遭遇的结果。由于这样的相互作用，星系中某些区域的气体受到扰动而压缩，结果形成了新的年轻恒星。这在星系遭遇过程中是普遍现象，旋臂结构更容易出现在较重的星系中。Halton Arp将M51作为第85号天体编入了他的不规则星系表中，描述为“漩涡星系，拥有巨大的高表面亮度伴星系”。

对于爱好者来说，如果天空足够黑暗，M51会是一个容易观测的美丽目标，但它对光污染相当敏感，很容易淹没在天光背景之中。在极好的条件下，甚至用4英寸以上的望远镜就可以瞥见其中旋臂的踪迹。观察这一星系对时，低放大率最为合适。

Hubble太空望远镜着重研究了M51的中心区域。它的致密核心现在被归类为Seyfert 2.5型。最近HST的研究（发表于2001年）关注于内部的旋臂以及尘埃云，这里是大质量的明亮恒星形成的地方。欧洲航天局的ISO（红外太空天文台）卫星在红外波段对旋涡星系进行了研究。

跨越地平线

赤经 12 : 37.7（小时:分）
赤纬 +11 : 49（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 9.7（星等）
视大小 5.5x4.5（角分）


由Charles Messier在1779年发现。

M58是Messier星表中四个棒旋星系之一（其他三个分别是M91，M95，以及M109），不过有时它也被归类为漩涡星系和棒旋星系的中间类型（比如在R. Brent Tully的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》一书中）。这是室女星系团中最明亮的星系之一。

Charles Messier在追踪1779年的彗星时，发现了M58，同时还发现了邻近明显的椭圆星系M59和M60，他在1779年4月15日将其记录在案。M58是最早被辨认出来的漩涡星系之一，是Rosse爵士在1850年之前列出的14个“漩涡星云”之一。

较小的望远镜只能显示出它的明亮核心，使它看上去与室女座的椭圆星系非常相似。在良好的条件下，4英寸以上的镜子可以显示出一个亮度不均匀的光晕，其中密集的部分似乎刚好与明亮的旋臂区域重合。8英寸以上的望远镜可以开始看出M58中棒状结构的影子，就像是“中心核心向东西方向的延伸部分”（Kenneth Glyn Jones）。

M58中曾经出现过两颗超新星：由Ikeya在1988年1月18日发现的II型超新星1988A，位于核心以南40"，亮度13.5等；以及由Kimeridze在1989年6月28日发现的I型超新星1989M，亮度12.2等，位于中心以北33"，以西44"。

跨越地平线

赤经 12 : 21.9（小时:分）
赤纬 +04 : 28（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 9.7（星等）
视大小 6x5.5（角分）


由Barnabus Oriani在1779年发现。

M61是由Barnabus Oriani在1779年5月5日发现的，当时他正在追踪那年出现的彗星，这比Charles Messier的发现早了6天，他和Oriani在同一天看见了这个星系，但却将它误认为是彗星了。Messier连续几晚都将它误认为彗星，直到他意识到它完全没有移动。与其他少数Messier天体一起，这个天体也被William Herschel赋予了自己的编号，H I.139。William Herschel在1786年4月17日观测并且记录了这个星系，通常他会很小心地避免将Messier天体编入自己的星表之中。

M61是室女星系团中较大的星系之一；它6角分的视直径对应的真实大小约为100,000光年，与银河系的直径相当。它10等的视亮度对应的绝对亮度为-21.2等。

M61中曾经出现过4颗超新星：Wolf和Reinmuth发现的1926A（12.8等）、1961I（13等，Humason）、1964F（12等，Rosino），以及1999gn（13.4等，Dimai）。NED给出的超新星类型和（不同的）极亮值为：SN 1926A，类型IIL，14pv；SN 1961I，类型II，13.0；SN 1964F，类型I，14.0。超新星1961I出现在旋臂中，距离中心约82"，被Lick天文台拍摄下来，曾经Burnham引用（你也可以向他们定购这张图片的幻灯片或者照片）。

跨越地平线

赤经 13 : 15.8（小时:分）
赤纬 +42 : 02（度:分）
距离 37000（千光年）
视亮度 8.6（星等）
视大小 10x6（角分）


由Pierre Mechain在1779年发现。

M63是最早的一个由Messier的朋友，Pierre Mechain发现的深空天体，他在1779年6月14日发现了它。同一天，Charles Messier将其编入了他的星表。

向日葵星系M63是早期被认证的旋涡星系之一，是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。它的Hubble形态被归类为Sb或者Sc型，其中斑驳的旋臂图案可以一直追溯到6角分大小、纹理平滑的中心区域。

尽管M63位于M51以南6度，它还是和M51以及几个较小星系一起，构成了明显的物理结构，即M51星系群，距离我们大约3700万光年。

目视外观与这张照片很相似：旋臂就像是斑驳的背景，从外向内逐渐增亮，然后急剧增亮到核心区域，但纹理仍然是颗粒状的。恒星形成区沿着旋臂分布，可以在彩色照片中看到。

I型超新星1971I出现在1971年5月25日，亮度达到11.8等。

跨越地平线

赤经 12 : 56.7（小时:分）
赤纬 +21 : 41（度:分）
距离 19000（千光年）
视亮度 8.5（星等）
视大小 9.3x5.4（角分）


由Edward Pigott在1779年发现。

M64就是著名的黑眼星系，有时也被称为“睡美人星系”。明显的黑暗结构是由一片显著的尘埃带遮挡了后侧的星光而形成的。这一结构也让人可以判断，至少是估计，星系的哪一侧离我们更近，哪一侧更远；就M64这个星系而言，似乎南侧更靠近我们一些。

J.D. Wray在他的《星系彩图集（Color Atlas of Galaxies）》一书中指出，M64也许是一类被称为“ESWAG”的星系的原型，即“第二波恒星形成中的活动星系（Evolved Second Wave (star forming) Activity Galaxy）”。这在彩色照片中显得相当明显，主要的旋臂结构是由年龄中等的星族组成的。恒星最初是在星系外侧沿着密度梯度而形成的，哪里有足够多的星际介质，哪里就会形成恒星。随着气体逐渐消耗，恒星形成也逐渐停滞下来。而当恒星演化到末期时，它们会通过星风、超新星、和行星状星云的活动将物质重新释放到星际空间，越来越多的星际介质被重新聚集起来，最终将出现足够多的物质，再次引发新的年轻恒星的形成。第二波恒星的形成目前正波及到黑暗尘埃带所在的区域之中。

即使在较小的望远镜中，尘埃结构也能清楚看见。人们最近发现，M64的星系盘中存在着两套旋转方向相反的恒星和气体系统：半径约3,000光年的内侧部分和至少延伸到40,000光年以外的外侧部分旋转方向相反，两者以大约每秒300公里的速度在边缘处相互摩擦。星系中被观测到的剧烈恒星形成过程很可能就是这种摩擦过程所造成的，这种恒星形成过程仍在持续，这可以从核心一侧奇特的黑暗尘埃带中隐藏着的蓝色亮斑上看出来。如此奇特的星系盘和尘埃带被推测是由一个被吞并的前伴星系所造成的，它还没来得及与星系盘的旋转平面融为一体。

M64是由Edward Pigott在1779年3月23日发现的。仅仅12天之后，Johann Elert Bode也在1779年4月4日独立地发现了它。将近一年之后，Charles Messier才在1780年3月1日独立地再次发现了这个星系，并且将它编号为M64。不过，Pigott的发现直到1781年1月11日经过伦敦皇家科学院审读之后才得以发表，而Bode的发现在1779年就被发表了，Messier的发现也在1780年夏末被发表。Pigott的发现权或多或少地被忽略了，直到2002年4月才由Bryn Jones为其正名！

另外，M64很早就被认证为一个射电源，其编号为PKS 1254+21。尽管Sandage把它简单地归类为Sb型漩涡星系，按照De Vaucouleurs分类法被归类为(R)SA(rs)ab型，但它的核心仍然有些活跃，显示出相当微弱的塞佛特2型发射线。

这个星系的距离似乎还没有得到很好地测定。Kenneth Glyn Jones和Mallas/Kreimer认为大约为1200万光年，Tully的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》给出的是1400万光年，而Burnham则认为是“2000-2500”万光年，Holmberg提出的则是4400光年（奇怪的是，最后一个数值也曾出现在Kenneth Glyn Jones著作的简介中，第二版第7页）。Kepple和Sanner的《夜空观测者指南（Night Sky Observer's Guide）》给出的距离为2400万光年。每秒377公里的径向速度表明距离大约为1600万光年（取哈勃常数H0=75），不过这当然是非常不准确的，因为这个星系靠近室女座星系团的方向，因此它与哈勃定律之间相当大的偏差也必须被考虑在内。太空望远镜科学研究所最近的一篇新闻稿（STScI PRC 99-10）中提供的M64距离为1900万光年，这也是我们所采用的数据。

距离的如此不确定是有点奇怪，因为这个星系中的造父变星应该在现有望远镜的观测能力之内，也许用最大的地基望远镜就能看到。

按照这一距离，这个星系9.3角分的视大小对应的真实直径大约为51,000光年,它8.6等的视星等对应的绝对星等为-20.3（没有考虑星际吸收，因为在高银纬天区，星际吸收较少）。

M64和不规则小星系UGC 8024（也被称为NGC 4789 A或者DDO 154）一起，组成了一个小星系群。De Vaucouleurs (1975)曾将这两个星系，连同M94和一些较暗的星系一起，看成为一个邻近星系群——猎犬座I（CVn I）星系云或M94星系群的成员星系。这样的分法也被Schmidt和Boller (1992)提到过。不过R. Brent Tully在他的《邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）》一书并没有采用这一观点，而是将M64和UGC 8024列为一个单独的小星系群，标号为14+3+3。

这个星系中至今未观测到超新星爆发。

M64用优良的双筒望远镜就能瞥见，对中小口径的业余望远镜来说是个值得观测的目标。目视观测时，它展示出不规则的外形，表面带有纹理，亮度极不均匀，总体来说是个东南偏东-西北偏西方向排列的明亮卵形光斑，拥有明亮巨大的核心。黑眼星系M64的特征结构，黑暗尘埃带，位于核心的西南偏南方向，用口径4英寸以上的望远镜可以瞥见，在6英寸的望远镜中可以完全分辨出来。John Mallas甚至发现黑眼结构在2.4英寸的镜子中就能瞥见，在4英寸镜中很容易看见，不过在8英寸镜中却有些困难。

为了寻找M64，首先就要先找到5等双星——后发座35号星（ADS 8695，Struve 1687；子星A：5.1等，光谱型K0；子星B：7.2等，光谱型F6；角距1"，方位角182度，历元2000）。有几种方法可以找到这颗双星。一种方法是，关注后发座Alpha到Gamma星连线的1/3处；35号星就位于Alpha星以北3度，以西3处的位置上。另一种方法是找到由后发座35号星和39、40号星组成的直角三角形，后两颗星位于后发座Alpha和Beta星连线以西将近1度的地方，它们的连线与前者平行，几乎成南北排列，只是要短了许多；35号星几乎就在39号星正西方大约3度的位置上。最后，你也可以通过后发星团，Mel 111最南侧的5等星——后发座20、23和26号星来寻找，它们组成了一个明显的等边三角形，其中一条边（20-26）按东西方向排列。将这条边向东延长3度，就能找到35号星。一旦找到了后发座35号星，M64就在其东北偏东方向，大约3/4度的位置上。

跨越地平线

赤经 11 : 18.9（小时:分）
赤纬 +13 : 05（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 9.3（星等）
视大小 8x1.5（角分）


由Charles Messier在1780年发现。

M65，和它的邻居M66以及NGC 3628一起，组成了最著名的三重星系，狮子座三重星系或者M66星系群，位于大约3500万光年的距离上。

尽管它跟它的邻居之间靠得很近，因此处于它们的引力影响之中，但M65看起来就像一个非常“正常”的Sa型漩涡星系，似乎没有受到什么影响。它拥有透镜状的明显中心和紧密缠绕着的旋臂，还有一条明显的尘埃带，标明了朝向我们的一侧。明亮的盘面主要是由均匀的老年星族组成的。在尘埃带附近，可以看见一些亮斑，按照J.D. Wray的说法，它们可能与恒星形成区有关。漩涡星系中的这些结构通常都与恒星形成区联系在一起，M65中恒星形成区也许被其中的尘埃带给掩盖了。

我们的M65图片是由David Malin利用英澳望远镜拍摄的；我们为感兴趣的读者提供了更多有关这张照片的详细信息。

M65，和它的邻居M66一样，都是被Charles Messier发现的，他在1780年3月1日将它记录在案，将其形容为“非常暗淡，不含恒星的星云。”因为某种错误，Admiral Smyth将M65和M66（还有M68）的发现桂冠都戴在了Pierre Mechain的头上，这个观点后来在20世纪60年代被Kenneth Glyn Jones采用，从而出现在后来的许多资料之中。事实上，在描述由Mechain发现的天体时，Messier都表示了感谢，但这三个并非如此。

Halton Arp将狮子座三重星系编入了他的不规则星系表之中，编号为317，其中就包含了M65。

跨越地平线

赤经 11 : 20.2（小时:分）
赤纬 +12 : 59（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 8.9（星等）
视大小 8x2.5（角分）


由Charles Messier在1780年发现。

M66，和它的邻居M65以及NGC 3628一起，组成了最著名的三重星系，狮子座三重星系或者M66星系群，位于大约3500万光年的距离上。

M66比它的邻居，M65，要大得多，拥有一个发育良好但却轮廓模糊的中心核球，因此它被归类为Sb型。它的旋臂存在着明显的形变，很可能是它与邻居之间引力相互作用的结果。它们似乎被扭曲，并且重新安置在了星系平面之上。注意其中一条旋臂是如何穿越到中心核球左侧的。星系中可以看到大量尘埃，在其中一条旋臂的末端还能看见一些粉红色星云，这是恒星形成区的标志。

这张图片是由David Malin使用3.9米的英澳望远镜拍摄的；我们为感兴趣的读者提供了更多有关这张图片的详细信息。

和它的邻居M65一样，M66也是被Charles Messier发现的，他在1780年3月1日将其记录在案，他注释道，在1773年11月1-2日，有一颗彗星从这两个天体之间穿过，但他当时没有发现它们，很可能是受到了彗星光亮的干扰。因为某种错误，Admiral Smyth将M65和M66（还有M68）的发现桂冠都戴在了Pierre Mechain的头上，这个观点后来在20世纪60年代被Kenneth Glyn Jones采用，从而出现在后来的许多资料之中。事实上，在描述由Mechain发现的天体时，Messier都表示了感谢，但这三个并非如此。

这个星系已经出现过三颗超新星：

1973R 发现于1973年12月12日，II型超新星，亮度达到了15等。
1989B 发现于1989年1月31日，1989年2月1日达到了12.2等的亮度。
1997bs 1997年4月15日由Lick天文台超新星搜索小组发现，位于星系中心以西13"，以南67"的位置上，亮度达到17.0等；这是颗奇特的IIn型超新星。
Halton Arp将M66编入了他的不规则星系表中，编号为16。此外，他还将编号317授予了狮子座三重星系（M66，以及M65和NGC3628）。

跨越地平线

赤经 01 : 36.7（小时:分）
赤纬 +15 : 47（度:分）
距离 35000（千光年）
视亮度 9.4（星等）
视大小 10.2x9.5（角分）


由Pierre Mechain在1780年发现。

Pierre Mechain在1780年9月末发现了M74。他将这个发现报告给他的朋友——Charles Messier，后者在1780年10月18日测定了它的位置，并且将它编入了他的星表。这是首批被辨认出来的“漩涡星云”之一；是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。

这个显著的漩涡星系是主要类别Sc型星系的原型。按照De Vaucouleur更为详细的分类法，它被归类为SA(s)c型，即一个没有棒状结构（因此是“SA”）、没有环状结果（“s”）的Sc型漩涡星系。它的距离也许约为3到4千万光年（R. Brent Tully《邻近星系星表（Nearby Galaxies Catalog）》上的数值是3200万光年），因为它以793千米/秒的速度远离我们。因而，它的旋臂宽约1000光年。在彩色照片上，旋臂被蓝色年轻恒星组成的星团和粉红色弥漫气体星云（H II区）描绘出来，向外延伸覆盖了直径超过10角分的区域，对应的真实大小约为95,000光年，大约与我们自己的银河系同样大小。Webb天文协会深空观测者手册给出的已知H II区的数量为193个。Sc型漩涡星系M74的核心是小而明亮的。

大量的H II区和明显的旋臂图案表明，恒星形成过程目前正在M74的星系盘中活跃地发生着。这些区域还在光谱的紫外部分展示为明显的光块；参见ASTRO-1航天飞机任务中，UIT望远镜拍摄的图片。

整个星系显著的对称外貌可能是由席卷M74整个气体盘的整体密度波现象引起的，这可能是由附近星系的引力相互作用引发的。当盘中运行的气体云遭遇到这样的密度波时，它们会被加速推入漩涡状的波峰之中，然后再减慢下来，因此它们都会向旋臂聚集，使密度波增强。此外，邻近气体云的碰撞和并合也会发生，这一过程被认为引发了观测到的、沿着旋臂分布的恒星形成活动。

M74可能是一个非常小的物理星系群的主要成员，其他成员包括奇特的SBa型棒旋星系NGC 660，奇异的Sm型星系UGC 891（介于漩涡和不规则星系之间的混合类型），以及不规则星系UGC 1176、UGC 1195、和UGCA 20。

对爱好者而言，要看到核心以外的部分需要极好的观测条件。不过如果条件具备，一架4英寸以上的望远镜就能够明显显示出壮观旋臂的痕迹。在这样的望远镜中，核心部分显得相当局促、边缘锐利，周围弥漫的光晕和斑驳的星系盘可以追踪到直径6'到8'以外。一些暗淡的前景恒星可以在星系周围的视场中看见。更大的望远镜可以将暗淡的旋臂显示得越来越清楚，并且在大型业余设备（16英寸以上）中，旋臂之中和之间的斑块会变得可以辨认，这些是前景恒星，以及M74星系盘中的星团和星云。

已经有2颗超新星在M74中被发现：

超新星2002ap，2002年1月29日由日本人Yoji Hirose发现，当时的亮度为13.7等。这颗Ib/c型超新星在2002年2月5日到12日曾经增亮到12.3等，被归类为“极超新星（Hypernova）”，即爆炸恒星的质量至少是太阳的40倍。
超新星2003gd，世界时6月12.82日，在澳大利亚的黎明晨光中，由Bob Evans目视发现，当时的亮度为13.2等，并且已经开始变暗。这颗超新星是II型超新星。
M74可以容易地通过娄宿三（白羊座Alpha）来寻找；从这颗恒星开始，沿着经过白羊座Beta到双鱼座Eta（3.5等）的连线；M74就在双鱼座Eta以北约0.5度、以东1.5度处；这条路线也非常适合用在Messier马拉松之中。

在最轻微的光污染或者其他不完美的观测条件之下，M74也许会非常难找，因为它的核心几乎呈恒星状，并且星系盘和旋臂的表面亮度又相当低。找到一对恒星——-双鱼座103和105也许会有所帮助，它们位于M74东北方大约1度，寻找一对相距约3'、呈南北方向排列的10等恒星（译注：按照GSC星表，这两颗恒星的亮度应该为12等）；M74就在这对恒星以西约6'的地方。

附近的双鱼座Eta星是一对双星：子星A，3.7等；子星B,11.0等；方位角（PA）19度，角距1.0"。

Messier马拉松经常会在傍晚时错过这个星系，因为它就位于天空中“Messier真空地带”的边界附近。只有球状星团M30才比这个星系更容易被漏掉。

几乎呈恒星状的星系核在1860年错误地被F.W. Argelander当作一颗恒星编入了“邦纳星表（Bonner Durchmusterung）”之中，编号为BD +15deg 238。

跨越地平线

赤经 02 : 42.7（小时:分）
赤经 -00 : 01（度:分）
距离 60000（千光年）
视亮度 8.9（星等）
视大小 7x6（角分）


由Pierre Mechain在1780年发现。

当Pierre Mechain在1780年10月29日发现这个天体的时候，他将其描述为一个星云。Charles Messier在1780年12月17日将它收编成他星表的第77号天体，并且错误地将其归类为一个带有星云物质的星团，这也许是因为前景恒星，也可能是错将其中的亮块当成暗淡恒星了。M77是首批被辨认出来的旋涡星系之一，是Rosse爵士在1850年前发现的14个“漩涡星云”之一。

这个壮观的星系是Messier星表中最大的星系之一，它的明亮部分被测量为大约120,000光年，但它暗淡的延伸部分（可以清楚地在DSSM图片之类的照片中看见）可能向外伸展达将近170,000光年。它的外观是一个拥有宽阔旋臂结构的壮观漩涡星系，内侧区域展示了一个相当年轻的恒星族群，而距离中心更远的地方，则由一片平滑的偏黄色老年恒星族群所主导。

M77大约距离6千万光年，与另一个方向的室女星系团的距离大致相同，正以大约每秒1100公里的速度远离我们，这个速度最早是由Lowell天文台的Vesto M. Slipher在1914年测定的；它是继草帽星系M104之后，第二个被测出拥有大红移值的星系（R. Brent Tully 的“邻近星系表（Nearby Galaxies Catalog）”给出了一个有点偏小的数值——4700万光年，其他资料来源给出的数值都散布在室女星系团距离值的上下；最大的数值会使M77成为距离最远的Messier天体）。

通过对内侧星系盘旋转速度所做的研究，E.M. Burbidge，G.R. Burbidge和K.H. Prendergast (1959)发现，M77的内侧星系盘与视线方向倾斜了51度。它们估计内侧星系盘的质量为270亿倍太阳质量，而这个星系的总质量肯定是1万亿太阳质量的量级了。

有几个原因使得这个星系是罕见和独特的。首先，它的光谱在宽发射线谱的形态中展示了奇特的特征，暗示巨大的气体云正在迅速逃离星系核心，速度为每秒几百公里。这个特征是由Lick天文台的Edward A. Fath 在1908年首先发现的（Fath 1909），他辨认出六条“行星状星云型”发射谱线（H Beta，[O II] 3727，[N III] 3869，[O III] 4363，4959，5007）；1917年，Lowell天文台的Vesto M. Slipher取得了好得多的光谱，证实了这一发现（Slipher 1917）；并且，在1926年Edwin P. Hubble关于“银河系外星云”的历史性论文中，这一特征还被他特别提及（Hubble, 1926）。M77被归类为赛弗特II型星系（I型赛弗特星系展示出更大的膨胀速度，约为每秒几千公里）；它是这类活动星系中最邻近和最明亮的代表。这类非同寻常的星系是以它的发现者Carl K. Seyfert的名字来命名的，他在1943年首先描述了它们（Seyfert 1943）。

需要一个巨大的能量来源才能产生这种速度，它必须处于星系的核心或者中心。这个核心是一个强烈的射电源，是由Berbard Yarnton Mills在1952年发现的，编号为鲸鱼座A（Cetus A），在剑桥射电源第三星表（the Third Cambridge Catalogue of Radio Sources）中被列为3C 71。哈勃太空望远镜曾经在光学波段研究过它。加州理工的天文学家们利用10米凯克望远镜所做的红外研究已经揭示出一个强烈的点源，直径不到12光年，被一个延伸达100光年的拉长结构（恒星或者星际物质的聚合体）所包围；这些结果在哈勃的可见光照片中并不明显。与其他赛弗特星系一样，M77是人们早已熟知的明亮红外辐射源。

根据Burnham的说法，是Donald E. Osterbrook和R.A.R. Parker在1965年提出了假说，认为赛弗特星系的活动核心应该被认为是微缩型的类星体。这个观点现在已经被几十年来的研究所证实：也许所有类型的活动星系核（AGN），包括赛弗特核心、射电星系、类星体、蝎虎座BL天体等等，都是同样的物理原因所产生的，即一个中央超大质量天体正在从它周围的邻域中聚集气体物质。观测到的不同现象只不过是不同视角和落向中心天体的物质的不同供应率的结果。

具体到M77，通过加州理工大学的红外观测，产生赛弗特活动的中央天体已被发现拥有大约1千万倍太阳质量。美国国家射电天文台（NRAO）的射电天文学家和德国Effelsberg市马普射电天文研究所的100米射电望远镜，发现了一个大约5光年直径的巨盘围绕着这个天体旋转，其中包含着水分子（NRAO PR of January 15, 2000）。

在包围着活动核心的M77内侧星盘上，靠近活动中心的地方，M.F. Walker已经发现了拥有巨大膨胀速度的发射星云。内侧棒状结构中的剧烈恒星形成过程也被执行Astro-1航天飞机任务的紫外成像望远镜所发现。这是已知最明亮的恒星形成区之一，也许是我们周围方圆1亿光年以内最明亮的一个。

Halton Arp将M77作为第37号天体，编入了他的奇异星系表，归类为“旋臂上拥有低表面亮度同伴的旋涡星系”。

M77是一个有物理联系的小星系群的主要成员，其他星系成员包括NGCs 1055（Sb型）和1073（SABc型），还有UGCs 2161（DDO 27，Im型）、2275（DDO 28，Sm型，即介于旋涡和不规则星系之间的类型）和2302（DDO 29，Sm型），以及不规则星系UGCA 44和SBc棒旋星系Markarian 600。NGCs 1087（Sc）、1090（S-）和1094（SABb-）则是邻近的背景星系，它们的红移要高得多（资料来自于Burnham、Tully以及Sky Catalogue 2000.0）。

M77可以容易地在四等的鲸鱼座Delta星东南偏东侧0.7度的地方被找到。在业余望远镜中，2角分大小的中心区域是这个几乎正对着我们的旋涡星系中最主要的特征，更大的设备和更高的放大率可以显示出非凡的细节。NGC 1055位于M77西北偏北方大约0.5度的位置上，看起来像一个侧对着我们的3'长的纺锤，沿着东西向分布，亮度约为10.6等。11等的NGC 1073在M77的东北偏北侧大约1度处，正对着我们的盘面直径为5'，它拥有一个显著的2x1'的拉长的棒状结构，方位角大约是60度。

跨越地平线

赤经 00 : 42.7（小时:分）
赤纬 +40 : 52（度:分）
距离 2900（千光年）
视亮度 8.1（星等）
视大小 8x6（角分）


由Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaziere（Le Gentil）在1749年发现。

M32是仙女座大星系M31的伴星系，小且明亮，因此也是本星系群的成员。观测仙女座大星系的同时，可以被容易地找到，因为它就在M31的中心区域正南方22角分处，与旋臂的外沿重合在一起。它看起来就像一个明显的圆形亮斑，在方位角150-330度的方向上略微伸长，可以容易地用小望远镜看到。它的椭率约为E2，也就是说它较短的直径，即短轴，即它椭圆形状的图像，沿我们视线方向的投影，约比它的长轴短0.2倍，即百分之20。

M32是个质量仅为约30亿太阳质量的矮椭圆星系，真实直径约为8,000光年，与它那巨型旋涡状的邻居比起来简直微不足道。然而，值得惊奇的是，这样一个小星系，它的星系核居然与M31的核心不相上下：大约1亿个太阳质量，每立方秒差距500个太阳，绕着中心超大质量天体迅速运动着。正因如此，M32有时候也被归类为cE2型，而不是简单的E2型，例如NED数据库就是这样归类的。

在这个星系的中心附近，天空会被这个天体完全控制，到处充斥着这个星系里的成员星，而在边缘，只有一半天空被他们占据，另一半是极少数边远的恒星和大片星系际空间。面对M31，这个星系会在夜空中，给站在M32边缘的虚拟宇航员展现一幅令人如痴如醉的美景。

M32在我们看来，刚好重叠在更大的M31的旋臂之上。因此，它究竟是位于大星系盘的前面还是后面，引起了大家的兴趣。光谱分析没有发现任何吸收线的迹象，如果光线穿过M31星系盘的话，这些吸收线是应该出现的，这意味着M32比M31的相应部分更接近我们。

M32的径向速度被测定为203千米/秒（R. Brent Tully）或者205 +/- 8千米/秒（NED），正在接近日心系统，即向我们的太阳系靠近；修正了银河的转动之后，M32与我们的银河中心保持着相对静止的状态（即相对速度为0）。与M31相比，它接近我们的速度慢了100千米/秒，考虑到它们之间如此靠近，它正以这一速度沿径向方向接近M31。

M32和另一个M31的明亮伴星系，M110，是离我们最近的明亮椭圆星系，因此也是被研究得最多的椭圆星系。1944年，Walter Baade用Wilson山上的100英寸Hooker望远镜首次解析出它们内部的恒星，同时他还分辨出M31核心处的恒星（Baade 1944）。Baade辨认出它们的恒星大部分都是老年的星族II型恒星，与M31中的一样亮（因此它们的距离也一样），由此证实它们相当接近大旋涡星系。这两个矮星系之间也有明显不同：M32是一个典型的普通椭圆星系，致密，表面亮度高，而M110则更松散，表面亮度更低，而且展示出奇特的结构；现在，M110通常被划分为矮球状星系，而不是椭圆星系。不寻常的是，M32中没有球状星团（这又跟M110不同，它有8个球状星团）。

M32与典型的椭圆星系一样，主要由老年恒星构成，其中只有质量较小，本身亮度较暗的恒星才能存活至今；通常在这样的老年星族中（例如，在球状星团中），更大质量的的恒星在很久以前就应该结束了它们的活动，即核燃烧状态——现在已经变成了白矮星或是中子星。然而，这个星系的光谱和颜色（M32的整体光谱型为G3，色指数B-V = +0.75）表明，其中的恒星化学丰度与老年球状星团不同，后者通常缺少重元素。相反，似乎有一族富含重元素的恒星就像微量的污染一样，混杂在老年恒星之中，它们显然年轻得多，年龄只有20到30亿年。

在M32的恒星之间，只找到了一些行星状星云，没有星际介质团，没有气体云块，没有尘埃带，没有中性氢，也不存在任何疏散星团。显然，M32没有再形成新恒星的能力，但却是由老年恒星，混杂着一些中年恒星而组成的。根据对多色观测数据的研究，M32的恒星组成成份不像典型的矮星系，而是与大型的椭圆星系更相似，而它的大小则是典型的矮球状星系的大小。

M32中偶而会出现新星。最近一颗M32中的新星是1998年8月31日，在Lick天文台超新星搜索计划中被发现的，这项计划是由来自加州大学，由E. Halderson领导的天文学家小组主持的（参见IAU第7004号通告）。这颗新星出现在星系中心以西28.5角秒，以南44.7"处，亮度达到16.5等。这个星系中还没有发现过超新星。

按照它的恒星成份，星系核大小以及致密指数，M32看起来更像是一个大型椭圆星系。因此，很可能M32曾经比现在大得多，但在一次或数次与仙女座大星系M31的近距离遭遇过程中，丢失了它外层的恒星，同时失去了它可能拥有的全部球状星团。这些恒星和球状星团被M31吸收，或吞并，现在成了其星系晕的一部分。M32在最近经历过与它的大型近邻之间的近距离遭遇，这一想法的提出是因为它在大星系的旋涡结构中造成，并且留下了明显的扰动。

M32是最早被发现的椭圆星系，Le Gentil在1749年10月29日发现了它。Charles Messier在他的描述中提到他在1757年首次看到这个天体（这是他对“他的”天体的首次观测记录），1764年8月3日将它编入星表。在他绘制的仙女座“大星云”上，画出了M32，以及M110。Halton Arp将这个天体编入了他的奇异星系表中，编号为168。