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梅西耶天體（Messier object）（M 90～M 99） 梅西耶天體（英語：Messier object），指由法國天文學家查爾斯·梅西耶所編的《星云星團表》（法語：Catalogue des Nébuleuses
et des Amas d'étoiles）中列出的一組天體。該星表最早出版于1774年，后于1780年和1781年增補。最后一次基于梅西耶的觀察資料的增補則是在1966年。 查爾斯·梅西耶（Charles Messier）（1730年6月26日- 1817年4月12日），是法國天文學家，他曾擔任法國海軍天文學家，后來在經度局工作，被認為是20顆彗星的發現者。此外，他還創造了梅西耶星表目錄，出版了一本名為“梅西耶的天體”的星系目錄，1764年，他成為皇家學會的成員，并于1769年當選為瑞典皇家科學院院士。1770年6月30日，他成為法國科學院院士。后來以他的名字命名了天體物體，如星系，星團和星云。 梅西耶本人只對尋找彗星感興趣，他一直找到一些容易誤認成彗星的固定天體，但卻找不到一顆真正的彗星。梅西耶對此感到很沮喪，于是他與自己的助手皮埃爾·梅尚一起創建了一個非彗星天體的列表以分辨容易與彗星混淆的固定天體，編制成梅西耶目錄。 梅西耶天體列表是天文學中較為常用與重要的天體列表之一，也是第一份較為詳盡而正確的星體目錄，同時亦促使星云和星團總表與NGC星表等其他星表的誕生。 初版發行時，該作列出了45個天體，到了最終版本時，列出的天體增加至103個。但M 102目前仍未能確認對應的實際天體，因此當時的梅西耶目錄中的天體實際上可能只有102個。之后其他天文學家根據梅西耶的文本旁注加上一些由梅西耶或梅尚發現但沒有加上去的天體。 1921年，法國天文學家尼可拉斯·卡米伊·弗拉馬利翁（法語：Nicolas Camille Flammarion，1842年2月26日－1925年6月3日）加入M 104，使目錄列出的天體數增加至104個。 26年后（即1947年），美國天文學家海倫·索耶·霍格（英語：Helen Sawyer Hogg）加入M 105至M 107。 M 108和M 109于1960年被美國天文學家歐文·金格里奇（英語：Owen Gingerich）加入。 最后的M 110則是于1966年被美國天文學家肯尼斯·格林·瓊斯（Kenneth Glyn Jones）加入。此后再沒有其它天體被列入，梅西耶天體總數定格于110個。 M
90，也稱為Arp 76，NGC 4569，IRAS 12343 + 1326，MCG
2-32-155，PGC 42089和UGC 7786，位于室女座和后發座交界處，東次將（太微左垣四）（室女座ε）恒星西部，赤經12時36分49.8秒，赤緯+13°09′46″，是一個明亮螺旋星系，坐落于以M 87為中心的次集團附近。視星等9.4，徑向速度?235 ± 4公里/秒，紅移-0.000784 ± 0.000013，銀心速度?282 ± 4公里/秒，距離地球約6千萬光年（5870± 2800萬光年），視星等10.26，直徑為166,000光年。 于1781年3月18日由法國天文學家查爾斯·梅西耶發現。M90是室女座星團中最大的漩渦星系之一。盡管它是一個大星系，它的恒星密度很低。由于該星系與室女座星團中的星云介質的相互作用，星系已經失去了大部分的星際介質。螺旋臂具有平穩和定義不清的外觀幾乎沒有鮮明的特點，顯示其恒星存在率極低。核心中的多個超新星爆發將星系的星際介質向外吹，并被與室女座的其他星系群內的介質相互作用所擾亂。M 90的光譜表現為藍位移，與大部分星系相異，意謂著該星系正在接近地球。 M 90星系富含球狀星團，大約有1000個，并有一個衛星星系（IC 3583），這是一個不規則的星系。兩個星系都被認為是相互作用的，但是現在人們認為它們距離太遠，根本無法相互作用。         M 90星系  M 90星系位置 IC 3583，或PGC 42081，NGC 4569，Arp 76，由英國天文學家艾薩克·羅伯茨（Isaac Roberts）于1892年4月29日發現，位于室女座，一個不規則星系，東次將（太微左垣四）（室女座ε）恒星西部，赤經12時36分43.7秒，赤緯+13°15′26″，視星等12.6級，它的后退速度為1120 公里 /秒，距離地球約為5,000萬光年。IC 3583的直徑約4萬光年。對NGC 4569通過處女座星團移動時產生的氣體進行的一項研究表明，有跡象表明兩個星系正在相互作用，在這種情況下，它們既是物理上的又是表面上的同伴。但由于它們的衰退速度相差近1500公里/秒，因此即使現在是同伴，它們也不會長期陪伴。   IC 3583星系 IC 3583不規則星系中心有一顆恒星 M 91，也被稱為NGC 4548，位于后發座，一個條紋旋渦星系，東上將（太微左垣五）（后發座γ）恒星西部偏南，赤經12時35分26.4秒，赤緯+14°29′47″，視星等10.2級，紅移486±4公里／秒，距離地球約6300萬光年，視星等11.0級，最大直徑34,000光年，發國天文學家查爾斯·梅西耶于1781年3月18日首次發現。德國-英國天文學家威廉·赫歇爾于1784年4月8日也獨立發現它。M 91星系在室女座星系團中，它穿過室女座星系團的速度大約為700公里 /秒，這是一個相當大的奇特速度，而星團的后退速度約為1100公里 /秒，這最終使它的后退速度只能達到約400公里 /秒。被歸類為貧血星系，即它的恒星形成極少和氣體含量低。 后發座M 91螺旋星系 M 91的紅外圖像，并顯示了一個光滑的旋臂，就像一個古老的恒星群體所描繪的那樣。 M 91星系圖像，俄勒岡大學的格雷格·博頓的圖像。它是一個弱條狀星系，從條的末端發出旋臂。 M 91星系圖像，邁克爾·珀塞爾（Michael Purcell）于1998年4月28日22:05從格羅夫克里克天文臺（GCO）拍攝了這張M 91的圖像，曝光時間15分鐘。 M 91星系圖像，照片來自圣安東尼奧附近的得克薩斯山鄉村地區的納爾遜·利伯（Nelson Limber）紀念天文臺0.4米望遠鏡。 得克薩斯山鄉村地區納爾遜·利伯（Nelson Limber）紀念天文臺，成立于1979年夏天，位于圣安東尼奧附近的德克薩斯山鄉村地區，是一處私人天文臺和住宅。
得克薩斯山鄉村地區納爾遜·利伯（Nelson Limber）紀念天文臺的光譜旋光儀望遠鏡 M 91星系圖像，亞利桑那大學天文學俱樂部拍攝的星系M 91 M 91星系 哈勃M91的太空望遠鏡圖像。M 91中的星際塵埃引起的大量暗圖案沿著螺旋臂，可以識別出一些藍色的恒星云，其中包含藍色熾熱的年輕塊狀恒星，以及小的微紅色彌散星云，可能是正在形成恒星的H II區。在此處可見的單個明亮恒星物體中，一些可能是造父變星，其它可能是前景恒星，M 91中的其他明亮巨星或小星團。有一條破碎的小行星路徑橫穿該星系的外部區域。從每次曝光中提取了五個軌跡段（以白色顯示），并將其添加到星系的清潔彩色圖像中。小行星在頂部中心進入圖像，然后向下移動至左下方。由于望遠鏡正在繞地球軌道運行并且無法連續觀測星系，因此在軌跡中會出現較大的間隙。這顆小行星的視覺大小為20.8，直徑為1英里（1.6公里），是在距地球2.54億英里和距太陽2.92億英里的距離看到的。 M 91星系位置 M
92，也稱為梅西耶92或NGC 6341，是在北天武仙座內的一個球狀星團，赤經17時 17分 07.39秒，赤緯+43°08′09.4″。它是1777年12月27日由德國天文學家約翰·波德（Johann Bode）發現，并且在1779年發表在天文年鑒上。這個星團在1781年3月18日被法國天文學家梅西耶重新獨立發現，并且添加在它目錄中的第92項。M 92距離地球約距離地球26,700光年（8,200秒差距）。視星等 +6.3，直徑跨越100光年，質量是太陽質量的200,000倍，估計星團年齡在142 ± 12億年，或大約就是宇宙年齡。 散布在銀河系的球狀星團中，M 92的絕對星等屬于較明亮的一組。它是最古老的星團之一，位置在銀河盤面上方約16,000光年（4,900秒差距），距離銀河中心33,000光年（10,000秒差距。 在1997年的球狀星團變星表中列出了這個星團中的28顆疑似變星，但其中只有20顆得到確認。在2001年，已經知道在M 92有17顆天琴座RR變星。 M 92星團 M 92球狀星團位置 M 92球狀星團中心，哈勃太空望遠鏡拍攝 M 92是銀河系內最明亮的球狀星團之一，在最良好的環境下可以用裸眼看見。 M 92球狀星團，業余小望遠鏡拍攝。 M 92球狀星團，加那利群島拉帕爾瑪島的羅克·德·洛斯·穆恰喬斯天文臺艾薩克·牛頓望遠鏡拍攝。 加那利群島拉帕爾馬島的羅克·德·洛斯·穆沙喬斯天文臺（Part of Roque de los Muchachos Observatory）的一部分，包括艾薩克·牛頓望遠鏡組（Isaac Newton Group）。威廉·赫歇爾望遠鏡（William Herschel Telescope）是左側的大圓頂，艾薩克·牛頓望遠鏡位于右側第二個位置，而雅各布斯·卡普汀（Jacobus Kapteyn）望遠鏡位于最右側。 特殊星系2（Arp 2），或PGC 57678，UGC 10310，位于武仙座，一個漩渦星系，赤經16時16分17.9秒，赤緯+47°02′43″。基于相對于宇宙微波背景的745 公里/ 秒的后退速度，距離地球約3500萬光年，視星等13.3級，直徑約2.5萬至3萬光年。 Arp 2星系 Arp 2星系 Arp 2星系 M 93（NGC 2447），是在船尾座的一個疏散星團，赤經07時 44分30.0秒，赤緯?23°51′24″。于1781年3月20日被法國天文學家查爾斯·梅西耶發現。M 93至地球的距離大約是3,600光年（1,100 秒差距），視星等6.0，其中包含近百個相當明亮的恒星，這些恒星散布在直徑約為20到25光年的區域中，估計年齡是一億年。 M 93星團 M
94，也稱為梅西耶94或NGC 4736，是位于獵犬座的一個旋渦星系，于1781年3月22日被法國天文學家皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）發現，1781年3月24日被法國天文學家梅西耶觀察到并編入其目錄中。赤經12時50分 53.1秒，赤緯+41°07′14″。紅移308 ± 1 公里／秒，以310 公里 / 秒的后退速度，距離1,600±130萬光年（490±40萬秒差距），視星等8.2, 星系中心區域寬約5萬光年，外盤又延伸了3萬光年。星系的核心包含一個7000光年寬的異常熾熱明亮的年輕恒星環，這些恒星在不到一千萬年前的“爆發”中形成。 M 94有一個直徑70″的內環和直徑600″的外環，這兩個環在星系盤內的位置看似在共振的點上。研究發現，這個星系的外盤是活躍的，它包含星系總恒星質量的約23％，并貢獻了星系新恒星的約10％。實際上，外層盤的恒星形成率大約是內層盤的兩倍。M 94的內盤是橢圓形的扭曲，從而導致了該星系外盤的產生。M 94的特征有點像NGC 1512星系。 M 94星系 M 94的紅外和紫外多光譜合成的圖像。紅色，藍色和綠色用于代表各種紅外波長，紫色用于紫外線輻射。中心附近的黃色圓圈表示來自熾熱年輕恒星的紫外線輻射與來自恒星附近的氣體和塵埃云的紅外輻射的組合。 M 94（NGC4736）周圍的外環不是封閉的恒星環，2009年10月10日的《天體物理學雜志》中，一個國際天文學家和天文學家團隊的報告。 M 94星暴星系，哈伯望遠鏡拍攝的星暴星系M 94，美麗的螺旋星系M 94，位在北天的獵戶座里，距離我們約1,600萬光年遠。這個寬約30,000光年，有螺旋臂掃過其寬廣星系盤外圍的正向星系，是地球天文學家經常觀察的標的之一。不過這幅哈勃太空望遠鏡影像，只覆蓋了M94中心約7,000光年的區域。 突顯這個星系致密明亮的星系核，鮮明的內塵埃帶，與年輕大質量恒星聚成的泛藍恒星環。在這個環上，年齡可能全都不到1千萬年的恒星，見證M94是個正經歷狂暴恒星誕生期的星暴星系，而呈遞分形的泛藍恒星，可能是核心棒的重力和轉動所觸發的，擴展傳播的漣漪波前。由于M 94相對鄰近，天文學家得以仔細探索它星暴環的詳細結構。 M
95，也稱為NGC 3351，位于獅子座，是一個棒狀旋渦星系，赤經10時43分 57.7秒，赤緯+11° 42′ 14″。紅移778公里／秒，距離地球3,260萬光年（1,000萬秒差距），視星等9.7。星系的中心包含一個環形核形成區域，其直徑約為2000 光年（600秒差距）。由法國天文學家皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）于1781年3月20日所發現，查爾斯·梅西耶于發現4天后將它登記為梅西耶天體。 M 95也是獅子座I星系群（即M 96星系群）中的一個星系，此星系群中還包括M 96與M 105兩個梅西耶天體。2012年3月16日在M 95發現了一顆名為SN 2012aw的II型超新星，估計是質量為太陽質量12.5倍的紅超巨星爆炸后形成的。 M 95星系中的恒星形成發生在至少五個直徑在326光年（100秒差距）到500光年（150秒差距）之間的區域，這些區域由大小在6光年（1.7秒差距）到約16光年（4.9秒差距）之間的幾個星團組成。這些單獨的星團包含180萬–870萬個太陽質量的恒星，并且可能正在形成球狀星團。 M 95星系 M 95星系，斯皮策太空望遠鏡紅外陣列相機（IRAC）拍攝。 M 95星系 M 95星系 M 95星系，顯示了將能量重新分配到恒星形成星系中的星際介質中的過程。 M 95星系 M 95星系 IC
559，或PGC 27910，位于獅子座，是一個不規則的矮星系，赤經9時44分43.9秒，赤緯+09°36′55″。視星等14.0。星系的中心包含一個環形核形成區域，其直徑約為2000 光年（600秒差距）。由法國天文學家斯蒂芬·哈維爾（Stephane Javelle）（1864年11月16日-1917年8月3日）于1893年4月13日所發現。 由于其不規則的形狀和明亮的藍色星光散布，看起來像稀疏的云，但實際上充滿了氣體和塵土，正在孕育新的恒星。 IC 559星系，哈勃太空望遠鏡圖像。 IC 559星系 NGC
3115，也稱為紡錘星系（Spindle Galaxy）和主軸銀河（Spindle Galaxy）或科德韋爾53（Caldwell 53），位于六分儀座，一個野狀雙凸透鏡狀星系。它包含一個圓盤和一個中心核凸起，但沒有可檢測到的螺旋形。有人猜測，NGC 3115在其青年時期是類星體。NGC 3115已消耗掉了其年輕吸積盤的大部分氣體。它幾乎沒有氣體和塵土，不會觸發新恒星的形成。它的大部分組成恒星都非常老。這個星系是德國天文學家威廉·赫歇爾在1787年2月22日發現的。 張宿二（長蛇座λ）恒星北面，赤經10時05分14.0秒，赤緯-7°43′07″，紅移663 ± 4公里/秒，與地球的距離大約是3,200萬光年，視星等9.9，星系橫跨約8萬光年。 在1992年，夏威夷大學的約翰·科門迪（John Kormendy）和密歇根大學的道格拉斯·里奇斯通（Douglas Richstone）宣稱在這個星系觀測到超大質量黑洞，它是當時發現最大質量的黑洞，是太陽質量的10億倍。該星系似乎主要是古老的恒星，幾乎沒有活動。黑洞的增長也已停止。2011年7月，為了探測黑洞，美國國家航空航天局（NASA）的錢德拉X射線天文臺檢查了星系中心的黑洞，發現黑洞正在吞噬周圍的物質。天文學家從星系中心的熱氣體中減去了雙星的X射線信號。然后，通過研究距黑洞不同距離的熱氣體，天文學家觀察到一個臨界值：氣體的運動首先由超大質量黑洞的引力控制，然后向內下落。發生黑洞的距離稱為“邦迪半徑（Bondi radius）”，當氣體流向黑洞時，它會被擠壓，變得更熱，更亮，這是X射線觀察所證實的特征。研究人員還發現，星際氣體的溫度上升的距離大約是位于這個黑洞700光年處，這個位置即邦迪半徑，通過這個數據，研究人員計算出了在NGC 3115中心超大質量黑洞具有20億倍的太陽質量。 NGC 3115星系，在這里是來自錢德拉X射線天文臺和歐洲南方天文臺的超大望遠鏡（VLT）的數據合成圖像。使用錢德拉（Chandra）圖像，成像的熱氣體流向該星系中心的超大質量黑洞的過程。這是首次在黑洞中觀察到明顯證據表明存在這種流動。錢德拉數據以藍色顯示，來自歐洲南方天文臺超大望遠鏡（VLT）的光學數據為金色。X射線圖像中的點源主要是包含氣體的雙星，該氣體把恒星拉到黑洞中。 插圖為錢德拉圖像的中央部分，這個黑洞就位于星系中央，之前的觀測數據已經表明，在這個黑洞周圍存在大量的物質濺落現象，黑洞正在吞噬周圍的物質，但是像這張這么清晰的關于“黑洞進食炙”熱氣體的圖像還是首次被拍攝到。在黑洞的位置看不到任何點源，而是發現了來自熱氣的X射線發射和來自未解析雙星的合并X射線發射的平穩狀態。 NGC 3115星系 NGC 3169，PGC 29855，是一個位于六分儀座的螺旋星系。赤經10時14分14.7秒，赤緯+03°28′01″，紅移+0.00418公里/秒，基于1240公里/秒的后退速度，距離地球6000萬光年。星系寬度約為12.5萬光年，視星等10.3。該星系的形狀受到鄰近星系NGC 3166的重力擾動而變形。2003年在該星系內發現超新星SN 2003cg。1783年12月19日被德國-英國天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）發現。 NGC 3169星系 NGC 3169星系 NGC 3166，或PGC 29814，PGC 1251971，是一個位于六分儀座的透鏡狀螺旋星系。赤經10時13分45.7秒，赤緯+03°25′29″，基于1345公里/秒的后退速度，距離地球6500萬光年。星系寬度約為8.5萬光年，視星等10.4。該星系的形狀受到鄰近星系NGC 3169的重力擾動而變形。1783年12月19日被德國-英國天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）發現。 NGC 3166星系 NGC 3166星系 NGC 3165，或PGC 29798，是一個位于六分儀座的旋渦星系。赤經10時13分31.3秒，赤緯+03°22′30″，基于1340公里/秒的后退速度，距離地球6500萬光年。星系寬度約為2.5萬光年，視星等13.9。該星系的形狀受到鄰近星系NGC 3169的重力擾動而變形。1856年1月30日由愛爾蘭天文學家威廉·帕森斯（William Parsons）的助手米切爾（Mitchell）發現。 NGC 3165星系 NGC 3339，或PGC 5067648，位于六分儀座，是一顆恒星。赤經10時42分10.1秒，赤緯-00°22′09″，視星等15.1。德國天文學家阿爾伯特·馬特（Albert Marth）在1865年1月30日發現。 NGC 3339恒星 NGC 3340，或PGC 31892，位于六分儀座，是一個旋渦星系。赤經10時42分18.0秒，赤緯-00°22′37″，視星等13.0。德國天文學家阿爾伯特·馬特（Albert Marth）在1865年1月30日發現。 NGC 3340星系 NGC 3341，或PGC 31915，位于六分儀座，是一個旋渦星系。赤經10時42分31.5秒，赤緯+05°02′38″，視星等14.0。德國天文學家阿爾伯特·馬特（Albert Marth）在1865年3月22日發現。由三個星系合并形成，一個巨大的旋渦形和兩個更小的矮橢圓形物體，在整個結構的北部和東北部輪廓中可見。較小的星系的質量估計比較大的星系小25到50倍。多光譜研究表明，東部矮星實際上是一個“偏心類星體”，這意味著它是一個帶有黑洞的星系，可能正在吸收大量氣體，這可能是由于正在進行的合并所致，并且正在散發數量驚人的X射線。 NGC 3341星系 M
96，也稱為NGC 3368，位于獅子座，是一個旋渦星系，赤經10時46分45.7秒，赤緯+11°49′12″。紅移897 ± 4 公里／秒，距離3400萬光年（1040萬秒差距），視星等9.3。由法國天文學家皮埃爾·梅香于1781年3月20日所發現。查爾斯·梅西耶于1781年3月24日觀測到并記錄為M 96。 其明亮的內部直徑約達66,000光年。它有一個較弱的外圈，可將直徑擴大到約100,000光年。內盤由老的黃色恒星組成。星系包含大量的塵埃和恒星形成區域的藍色結。 M 96具有兩個環形結構，一個圍繞星系的內半部，這可能是外螺旋臂朝著條形的末端纏繞時的奇怪排列，還有在中心附近的一個小得多的區域，其中包含由氣體和塵埃云包裹的幾個明亮區域，并暗示最近發生了強烈的恒星形成。 M 96核心的紫外線發射變化表明存在超大質量黑洞，質量的估計范圍是太陽質量的150萬至4800萬之間。 1998年5月9日，在該星系中觀測到超新星事件，被定為SN 1998bu，它在5月21日達到最大光照度，然后其幅度穩定下降。一年后再進行觀察表明，爆炸創造了是太陽系鐵質量的0.4倍。 M 96也是獅子座I星系群（即M 96星系群）中的一個星系，此星系群中還包括M 95與M 105兩個梅西耶天體。 M 95（右）與M 96（右） M 96星系 M 96星系 M 96星系 M 96星系 M 96星系 M 96星系位置 M 96星系，哈勃太空望遠鏡2015年9月4日拍攝。 NGC 3310，也被稱為Arp217，IRAS 10356 + 5345，MCG 9-18-8，PGC 31650和UGC 5786，位于大熊座，一個漩渦星系。天璇星（大熊座β）西南，天璇增一星（大熊座36）東南，坐標：10小時38分45.86秒，赤緯+53°30′12″。紅移993公里/ 秒，距太陽系約4200萬光年（13萬秒差距），最大直徑約41,000光年，視星等10.8。直徑約32,000光年，寬約22,000光年。它是一個星爆星系，據估計該天體在大約1億年前與其中一個伴星星系碰撞并合并，這種碰撞造成非常強烈的恒星形成原因。NGC 3310中有數百顆星團，這些星團中的每一個恒星都在不到10萬年的過程中形成，多達一百萬顆恒星。此外，整個星系都可以發現數百顆非常明亮的年輕孤星。至少在過去的4000萬年中，NGC 3310的環狀星團一直在進行爆發活動。于1789年4月12日由德裔英國天文學家威廉·赫歇爾發現。 NGC 3310星系 貓頭鷹星云（Owl
Nebula），或夜梟星云，M 97，NGC
3587，是位于大熊座的行星狀星云，赤經11時14分48秒，赤緯+55°01′10″。距離地球2600光年，視星等9.9，直徑為150角秒，它延伸了大約2光年的距離，年齡估計為6,000年。是由法國天文學家皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）于1781年2月16日發現的。愛爾蘭天文學家威廉·帕森斯在1848年觀察到這個星云時，他的手繪插圖就像一只貓頭鷹的腦袋，從那時起它就被稱為貓頭鷹星云 星云大約有8,000年的歷史。它的橫截面約為圓形，內部結構很少可見。它是由沿著恒星的巨大分支演化的中心恒星的恒星風的物質流出形成的。星云分布在三個同心的殼中，最外層的殼比內層大20–30％。星云的貓頭鷹狀外觀是由于內殼不是圓形對稱的結果，而是形成了與視線成45°角對齊的桶狀結構。 它的外半徑約為0.91 光年（0.28秒差距），并且以27-39 公里 / 秒的速度向周圍的星際介質擴展。 星云擁有約0.13個太陽質量的物質，包括氫，氦，氮，氧和硫，密度都小于每立方厘米100個粒子。它的中央恒星（白矮星）的視星等約16級，其質量為太陽的55-60％，亮度是太陽亮度的41-148倍，其有效溫度約為123,000開爾文（絕對溫度K）。 貓頭鷹星云 貓頭鷹星云位置 M
98，也被稱為NGC 4192，位于后發座，一個螺旋星系，也是室女座星系團（距離銀河系最近的一個星系團）的成員之一，東上將（太微左垣五）（后發座γ）恒星西部偏南，赤經12時13分 48.3秒，赤緯+14°54′01″，紅移-142 ± 4 公里／秒的速度接近我們。距離地球5500萬光年，視星等11.0，直徑約15萬光年。這個星系中恒星的總質量估計是太陽質量的760億倍（7.6 × 1010）倍。它包含約43億個太陽質量的中性氫和8500萬個太陽質量的塵埃。 NGC 4192大約7.5億年前，可能已經與大型旋渦星系M 99（NGC 4254）發生了相互作用。兩者之間的距離現在為1,300,000光年（400,000 秒差距）。 1781年3月15日被法國天文學家皮埃爾·弗朗索瓦·安德烈·梅香（Pierre Francois Andre Mechain）（1744年8月16日 - 1804年9月20日）第一個發現。查爾斯·梅西耶于1781年4月13日觀察并記錄為M 98。 M 98星系 M 98星系 M 98星系，哈勃太空望遠鏡拍攝。 M 98星系，哈勃太空望遠鏡拍攝。 M 99，也被稱為NGC 4254，PGC 39578，位于后發座，一個旋渦星系，也是室女座星系團（距離銀河系最近的一個星系團）的成員之一，東上將（太微左垣五）（后發座α）恒星西部偏南，赤經12時18分49.6秒，赤緯+14°24′59″，紅移2407 ± 3公里／秒，距離地球約1.11億光年，視星等9.9，最大直徑17.1萬光年，1781年3月15日，法國天文學家皮埃爾·弗朗索瓦·安德烈·梅香（Pierre Francois Andre Mechain）第一個發現，查爾斯·梅西耶于1781年4月13日觀察并記錄為M 99，將它放入《星云星團表》中。 該星系具有正常外觀的臂和較不緊繃的伸展臂。中性氫氣的橋梁將NGC 4254與暗星系VIRGOHI21，氫云區域和可能的暗星系連接起來。后者的引力可能使M 99扭曲并拉出了氣橋，因為兩個星系大小的物體可能在各自分開的路徑之前就已經相遇了（但是不清楚VIRGOHI21的存在，而另一個候選者是雙凸透鏡NGC 4262星系，這一事件發生在2.8億年前）。 在這個星系中已經觀測到四個超新星：1967年6月的II型超新星1967H，視星等14。1972年12月16日的II型超新星1972Q，視星等15.6。1986年5月17日的I型超新星，視星等14。2014年1月26日的Ic型超新星2014L，視星等15.4。 VIRGOHI21，是一個迄今為止最為奇特的星系，其中不包括任何恒星或是行星。 VIRGOHI21星系位于室女座星系群中，2007年6月18日美國康奈爾大學科學家領導的國際天文學研究小組宣布，最終證實該天體構造其實是一個暗星系，其尺寸與普通的星系差不多，但卻完全由暗物質組成。 設在荷蘭的“威斯特博爾克綜合射電天文望遠鏡”（Westerbork Synthesis Radio Telescope），精確測定了該星系的大小。通過哈伯太空望遠鏡的進一步觀測，發現該星系中不存在一顆恒星，甚至連構成普通恒星和行星的物質也找不到。 荷蘭韋斯特博克綜合射電望遠鏡（WSRT）和波多黎各阿雷西博天文臺獲得的覆蓋更廣范圍的敏感圖譜顯示，VIRGOHI21嵌入了NGC 4254產生更寬廣的尾巴。 在研究超級星系M 99（NGC 4254）時意外發現VIRGOHI21星系，在M 99星系周圍觀測到典型的氣體發光現象，后來的重力測量結果顯示，M 99星系旁邊肯定存在著一個巨大的重力源，但是卻觀測不到任何可見的星系。 M 99星系 M 99星系，哈勃太空望遠鏡拍攝的影像。 M 99的近紅外圖像 M 99星系 荷蘭東北部韋斯特博克綜合射電天文望遠鏡 NGC 4262，室女座星系團的成員之一，位于后發座，一個旋渦星系，東上將（太微左垣五）（后發座α）恒星西部偏南，赤經12時19分30.6秒，赤緯+14°52′40″，視星等12。1784年4月8日被德裔英國天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）發現。 NGC 4262星系 NGC 4710，位于后發座，一個雙凸透鏡狀旋渦星系，也是室女座星系團（距離銀河系最近的一個星系團）的成員之一，東上將（太微左垣五）（后發座α）恒星西部偏南，赤經12時49分38.9秒，赤緯+15°09′56″，紅移1125±10公里／秒，視星等11.9。1784年3月21日由德裔英國天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）發現。 NGC 4710星系，哈勃太空望遠鏡圖像。注視星系中心時，可以探測到微弱的，空靈的“X”形結構。天文學家稱這種特征為“四角形”或“花生形”凸起，是由于星系條中恒星的垂直運動所致，當星系邊緣可見時才明顯。 NGC 4710星系，哈勃太空望遠鏡圖像。 |
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