行星狀星雲是天體的一種，為低質量恆星（質量介於0.1至1個太陽質量）死亡時的一種狀態，外圍有由電漿構成的發光氣體外殼，中心則為裸露的核心（白矮星）。它們實際上與行星毫無關聯，只是因為通過光學望遠鏡，看起來像木星等巨型氣體行星般有一定的視面積（而不是點狀），因而得名。與恆星上億年的生命相比，行星狀星雲是短暫的現象，現象只能維持數萬年。在銀河系中已經發現的行星狀星雲約有1,500個。

在天文學中，行星狀星雲是很重要的天體。這是因為它們在星系的化學演化中扮演著關鍵的角色，讓在恆星內部核聚變產生的豐富重元素（碳、氮、氧和鈣）和其他產物能夠回復為星際物質。在其他星系中，行星狀星雲或許是目前唯一能夠經由觀測，獲知元素豐度的有用資料的天體。

近年，哈柏太空望遠鏡的影像顯示出行星狀星雲有著各種極端複雜的形態，大約有五分之一是近乎球形的，但大多數都呈非球形對稱的形狀。要瞭解導致這些不同特徵的機制並不容易，但是雙星、恆星風、和磁場可能扮演著特定角色。

觀測史

第一個被發現的行星狀星雲，M27行星狀星雲通常是黯淡的天體，而且沒有一個是裸眼能夠看到的。第一個被發現的行星狀星雲是位於狐狸座的啞鈴星雲，在1764年被查爾斯·梅西耶發現並且被編為其目錄中的第27號（M27）。

早期觀測用的望遠鏡解析度都很低，M27和稍後被發現的行星狀星雲看起來與氣體行星相似，因此，天王星的發現者威廉·赫歇爾就將她們稱為行星狀星雲。

雖然，我們現在已經知道她們與行星完全不同，但這個名稱已經成為專有名詞，因而沿用至今。

直到19世紀使用分光鏡觀測行星狀星雲的光譜之後，它的本質才開始為人所了解。威廉·赫金斯是其中一位最早研究天體光譜的天文學家，他使用稜鏡來觀測光譜。他的觀測顯示天體的光譜在連續光譜中有許多黑暗的吸收線疊加在其中，稍後他又發現了許多看似星雲的天體，例如仙女座大星雲，也有相似的光譜，而現在我們知道有些當時所謂的星雲其實就是星系。

然而，當他觀測貓眼星雲時，他發現貓眼星雲的光譜與別的十分不同。在貓眼星雲和類似天體

的光譜中只有少量發射譜線 。其中最明顯的是波長500.7 奈米的一些譜線，

但卻不能與當時所知的任何元素譜線吻合。

起初他猜想這是一種未知元素的譜線，並將之命名為nebulium─如同

導致在1868年發現太陽光譜中的氦譜線的猜想。

然而，當氦元素從太陽光譜中被發現後不久，就在地球上被尋獲了，

可是假設的nebulium卻沒有。

在20世紀初期，亨利·諾裡斯·羅素提出那不是一種新元素，

500.7奈米的譜線是一種已知的元素處在我們不熟悉的環境下產生的譜線。

1920年代，物理學家顯示氣體在極端低密度下，電子被激發後能停留在原子或離子的亞穩態上，並經由躍遷產生譜線，但在密度較高的環境中，因為碰撞頻繁，這些能階上的電子還來不及躍遷就被撞離了，當電子從氧離子（O2+ 或 OIII）的亞穩態躍遷時可以產生500.7奈米的譜線。像這種只能在非常低密度的氣體中產生的譜線稱為禁線（forbidden lines）。因此，分光鏡觀測到的這種譜線表示星雲是由極端稀薄的氣體組成的。

如下面進一步談論到的，行星狀星雲中心的恆星非常熱，但是亮度卻非常低，暗示它一定很小。恆星只有用盡了核燃料才能崩潰成這麼小的的星體，因此行星狀星雲被認為是恆星演化的最後階段。光譜的觀測顯示所有的行星狀星雲都在膨脹中，因此出現行星狀星雲是由恆星在生命結束前將氣體的外殼投擲入太空中所形成的想法。

在20世紀未，科技的進步令我們進一步了解行星狀星雲。太空望遠鏡允許天文學家研究可見光之外的電磁波。這是因為大氣層只容許無線電波和可見光通過。以紅外線和紫外線 研究行星狀星雲，可以更精確地測量出它們的溫度、密度和豐度 。CCD技術能測量出更暗的、過去測量不到的譜線。從地面觀測到的星雲都是結構簡單且形狀規則。但通過在地球大氣層之上的哈柏太空望遠鏡 ，許多之前所未見的、極端複雜的星雲形態與結構也顯露出來。

在摩根-肯納光譜分類的系統下，行星狀星雲被歸類在型態-P，但實際上很少會用到這樣的光譜標示。

起源

電腦模擬由一顆恆星和翹曲的盤誕生出的行星狀星雲顯示，只要最初有一點點的不對稱，就會產生結構複雜的結果。行星狀星雲是多數恆星演化至末期的狀態。我們的太陽是一顆很普通的恆星，只有少數的恆星質量比他小。比太陽質量大許多倍的恆星在演化的末期將戲劇化的產生超新星爆炸，但是對於中等質量和低質量的恆星，終將發展成為行星狀星雲。

質量低於兩倍太陽質量的恆星，一生中絕大部分的時間都在核心進行氫融合成氦的核聚變反應，由核聚變釋放出來的能量阻擋住恆星自身重力的崩潰，使恆星保持穩定。

經歷數十億年之後，恆星用盡了氫，從核心釋放出來的能量將不足以產生足夠的壓力去支撐恆星的外層外殼，於是核心將收縮使溫度上升。現在太陽核心的溫度接近1,500萬K，但是當氫用盡時，收縮將使溫度上升至1億K。

恆星的外殼因為核心溫度的升高將劇烈的膨脹，急劇膨脹將導致外殼溫度的下降，恆星成為紅巨星。恆星的核心繼續收縮並使溫度再升高，而當溫度達到1億K 時，核心的氦將開始核聚變成為碳和氧，這一過程是宇宙中金屬的來源。再度點燃的核聚變反應阻止了核心的收縮，燃燒的氦將在內部產生碳和氧的核心，外面則被燃燒中的氦包圍著。.

氦的核聚變反應對溫度極端的敏感，與溫度的40次方(T40)成正比，也就是說溫度祇要上升不到2%，反應的速率就會增加一倍，因此溫度只要略有上升，就會迅速導致反應速率的增加，然後釋放出更多的能量，進一步的提高溫度；從而使外殼向外膨脹的速率增加，外殼的溫度也更為降低。這使得恆星變得很不穩定，於是巨大的脈動組合產生了，恆星的氣體外殼在反覆的收縮、膨脹之中，最後終將被拋入太空中。

拋出的氣體在恆星附近形成彩色的雲層，而在中心剩下裸露的核心。隨著越來越多的氣體外殼被拋離恆星，恆星裸露出來的層次不斷深入核心，露出部分的表面溫度也越來越高。當露出的表面溫度大約達到30,000K時，就會有足夠紫外線光子將大氣層中的原子游離，於是氣體開始產生受激輻射，行星狀星雲便誕生了。

生命期

行星狀星雲中的氣體以每秒數千公里的速度向外漂移，當氣體持續向外膨脹的同時，因為恆星的質量不足以讓核心收縮至溫度能引發碳和氧進行核聚變所需要的溫度，中心的恆星會因為核聚變反應的停止而開始逐漸冷卻。一旦核心的表面溫度低至不足以釋放出足夠的紫外線讓越來越遙遠的氣體發光，雲氣將不再被看見，這顆恆星就成為白矮星，而氣體的雲氣也將重組。一個典型的行星狀星雲從誕生到重組，大約只需要10,000年的時間。

星系內的循環

行星狀星雲在星系的演化中扮演著重要的角色。在早期的宇宙中幾乎全是氫和氦。但是恆星能經由核聚變產生重元素，行星狀星雲的氣體因而包含了極大比例的碳、氮和氧。並且經由擴展與星際物質混合在一起，因而豐富了其中的重原素含量。天文學家稱這種過程為金屬化。

在之後誕生的恆星，一開始就會有比較多的重元素。即使如此，重元素的含量在恆星內所佔的比例依然很低，但對恆星的演化已足以造成重大的影響。在宇宙的早期誕生，重元素含量比較低的恆星被稱為第二星族，而較年輕的含有較多重元素的恆星被稱為第一星族。(參考星族)。

行星狀星雲 M57

物理特性

行星狀星雲典型的大小約為一光年，並包含極端稀薄的氣體，密度約為每立方公分一千顆粒子，僅僅是地球大氣層密度的百億兆（1024）分之一。年輕的行星狀星雲密度會比較高，可以達到每立方公分十萬顆粒子。雲氣成長時，他們的膨脹將導至密度的下降。

來自恆星中心的輻射能將雲氣加熱至10,000K。與直觀不同的是，離中心越遠的雲氣溫度越高，這是因為能量越高的光子越不易被吸收。所以，能量較低的光子會先被吸收，而能抵達外圍的幾乎都是能量較高的光子，而能量越高的光子，能讓氣體的溫度越高。

星雲也可以用物質邊界或輻射邊界來描述，依據這種違反直觀的術語，前者在雲氣中沒有足夠的物質來吸收來自恆星輻射的紫外線光子，而能看見的都是充滿離子的部份；後者則是沒有足夠的來自中心恆星的紫外線光子，讓包圍著恆星擴散的前緣被游離，於是在其外的氣體便成為中性的原子。

因為在行星狀星雲中的氣體都是游離的電漿，磁場的作用便影響重大，會使電漿和纖維結構變得不穩定。

數量和分佈

在我們銀河系二千億顆的恆星中，已知大約有1,500個行星狀星雲存在其間。由於生命期與恆星的壽命相比是非常的短暫，因此非常稀有。被發現的行星狀星雲都分佈在銀河的平面上，並大量集中在銀河中心的附近。在星團中被發現的數量很少，只有一、兩個被知道的例子。

在現代天文學中，CCD幾乎已經完全取代了攝影底片，在最後一次使用柯達TP 2415底片的巡天觀測中，配合高品質的濾色片，用幾乎在所有的行星狀星雲中都是最明顯的輻射線，也就是以氫最明亮的發射譜線來篩檢，發現了許多的行星狀星雲[3]。

形態

一般而言，行星狀星雲是對稱且幾乎是球形的，但是還是存在著各種各樣的形狀和非常複雜的形式。大約有10%的行星狀星雲有強大的偶極性，和少數的有不對稱性，甚至有一個是長方形的。各種不同形狀的成因還沒有被完全了解，但有可能是中心恆星是雙星所造成的重力交互作用。另一種可能則是行星擾亂了恆星形成星雲時的物質噴流。在2005年1月，天文學家宣佈在二個行星狀星雲中心的恆星探測到了磁場，並且假設這些磁場能部份或完全的解釋她們特殊的形狀。

目前的研究M27啞鈴星雲的細節在許多行星狀星雲的研究中，長久以來的老問題就是他們的距離非常難測量，只有少數鄰近的行星狀星雲能測量到膨脹視差 來測出距離：經由多年高解析度的觀測，測量出垂直視線方向的膨脹值，並由分光鏡觀察在視線方向上的都卜勒位移，計算出在視線方向的膨脹速度。比較膨脹擴大的角度和擴張的速度就能算出行星狀星雲的距離。

各種不同形狀的行星狀星雲是如何產生的，是一個仍有爭議的問題。明顯的，以不同速度離開

中心恆星的物質間的交互作用，能說明被觀察到的星雲的不同形狀。然而有些天文學家相信

在星雲中心的雙星至少能對比較複雜和獨特的星雲形狀有所解釋[5]。一項最近的研究發現有

幾個行星狀星雲有強大的磁場，而長久以來這只是一個假設，而至少在這些行星狀星雲中，

磁場和游離氣體雲氣的交互作用能對星雲的形狀負責。

兩種不同的方法可以測量星雲中金屬的豐度，因為依據不同的譜線，有時這兩種方法所得到的結果會有很大的差異。有些天文學家將少量的溫度變化擾動加入星雲內，並且假設有少量的氫構成溫度較低的團塊來解釋觀測上的差異；但也有些天文學家認為誤差太大，溫度的擾動效應不足以解釋，而且在觀測中並未觀測到這樣的團塊。

(資料來源：維基百科)

煤袋星雲（簡稱煤炭袋）在南十字座，是最顯著的暗星雲，用肉眼就可以很容易的在南半球的銀河中看見這個補釘的輪廓，在1499年Vincente Yanez Pinzon觀測之前的史前時代就已經知道它的存在。煤炭袋位於南半球的南十字座，與地球的距離大約是600光年。

煤袋星雲大約長7°寬5°，並且跨入了鄰近的半人馬座和蒼蠅座。雖然南半球的人們在史前時代的就已經知道這個星雲，在1499年才由Vincente Yanez Pinzon首次觀測到，並由亞美利哥·維斯普奇命名為「il Canopo fosco」，也稱為「黑斑麥哲倫」（麥哲倫的黑斑），或「黑色麥哲倫」與麥哲倫雲相呼應。

在1970年，K. Mattila證明煤炭袋並非全黑，他只是非常的暗淡（亮度僅有相鄰銀河的一成），光亮則來自被他遮蔽的星光反射。

煤炭袋並未登錄在NGC內，也沒有可供辨識的編號。它在拉里·尼薇和傑瑞·普內爾的科幻小說中被突顯為上帝眼中的塵粒。

在澳大利亞原始的的星座中，將這個暗星雲，不是星星，描述為「在天空中的鶴」。在歐洲的星座中，鶴的頭是煤炭袋，南十字座在右邊，天蠍座在左邊。

礁湖星雲（M8、NGC 6523）是一個位於人馬座的發射星雲，明亮的氣體雲被一條遮掩物質形成的暗帶切開。利用雙筒望遠鏡觀測，它是一個有明顯核心的橢圓型雲狀物。這個星雲中包含了一個稀疏的疏散星團NGC 6530。

礁湖星雲距離地球約五千二百光年，其目視大小有90×40角分，即實際大小大約為140×60光年。

鷹星雲，M16也即NGC 6611，是編號第16的梅西耶天體，位於巨蛇座的尾端，

形狀如一隻展翅的老鷹。

鷹星雲距離地球約6000光年，佔據長寬約20光年的空間，

內部包含了年輕的疏散星團和發射星雲。

雲氣堆積的內部被認為是有大量恆星誕生的集中地。

1995年，哈伯太空望遠鏡對鷹星雲中央進行觀測，取得了鷹星雲內部氣體柱的壯觀影像。 

天鵝星雲  M17(NGC 6618)是天空中最明亮的發射星雲之一，

它也叫天鵝星雲或Ω星雲。

這是因為其中最明亮的一部分讓人想起在湖面游動的一隻天鵝的身體。

用一架8英寸(20厘米)或更大的望遠鏡裝上星雲濾光器

可以去除幾乎充滿這個區域的較暗的星雲狀物質。

用雙筒望遠鏡卡一很容易看見它。它位於人馬座。

三葉星雲   

 M20(NGC6514)也叫三葉星雲或三裂星雲, 是發散和發射混和型星雲,

它的彩色照片非常美麗, 可以看見它桃紅色和亮藍色的部分.

用小型望遠鏡看, 它更加難以琢磨-由遮掩物質形成的暗溝把這個星雲分為三個區域,

所以它被稱為三葉星雲. 在星雲的中心還有一顆耀眼的三合星. M20相距地球五千光年,

其中熾熱年輕的恆星被塵埃和氣體所包圍. 它位於人馬座.

玫瑰星雲（NGC 2237）是一個的巨大氫Ⅱ區，位於麒麟座一個龐大分子雲的末端。

這個分子雲集團包括NGC 2237、NGC 2238、NGC 2239、NGC 2244、NGC 2246五個NGC天體。疏散星團NGC 2244與玫瑰星雲關係相當密切，NGC 2244內的恆星是由玫瑰星雲的物質所形成的。該星團與星雲距離地球大約5200光年，直徑大約為130光年。星雲的質量估計約有10,000倍太陽質量。

一般認為在恆星形成之後，O型與B型恆星的恆星風造成的壓力壓縮了星際雲團。

錢德拉X射線天文臺在2001年的觀測證實玫瑰星雲的中心擁有非常炙熱且年輕的恆星。

馬頭星雲（亦稱巴納德33、IC 434'、NGC 1434）位於獵戶座的暗星雲，

從地球看它位於獵戶座ζ星下方，視星等8.3等，肉眼不能見。

因形狀 十分像馬頭的剪影，故早有馬頭星雲的稱號。

馬頭星雲離地球1300光年，是暗星塵和氣體的一部分。

1888年哈佛大學天文臺拍下的照片首次發現這個不同尋常形狀的星雲。

該星雲後正在增長的紅色部分是由被附近獵戶座σ電離的氫氣所產生。

馬頭星雲黑暗部分由厚厚的暗星雲造成，頭頸部下方對左邊撒下陰影。

離開星雲的氣流因為磁場原因而呈現出漏斗狀。馬頭星雲基部的亮點是正在生成的新恆星。

(資料來源：維基百科)

蟹狀星雲（M1，或NGC 1952）位於金牛座ζ星東北面，距地球約6500光年。

它是個超新星殘骸，源於一次超新星（天關客星，SN 1054）爆炸。

氣體總質量約為太陽的十分之一，直徑六光年，現正以每秒一千公里速度膨漲。

星雲中心有一顆直徑約十公里的脈衝星。這超新星爆發後剩下的中子星是在1969年被發現。其自轉週期為33毫秒（即每秒自轉30次）。

三角座星系(也稱為M 33或NGC 598)是位於三角座的一個螺旋星系，距離大約314萬光年。

三角座星系在本星系群中是第三大的星系，比鄰近的仙女座星系和我們的銀河系略小一些，並可能受到仙女座星系的重力約束，但在宇宙中仍可算是一個大的螺旋星系。雙魚座矮星系 (LGS 3)，是本地群中的成員之一，可能是三角座星系的衛星星系。

在良好的觀測環境下，三角座星系能以肉眼直接看見，這使它成為無需裝備協助或支援就能看見的星系，但是很容易與鄰近的NGC752混淆。 

在2005年，使用VLBA(超長基線陣列)的觀測發現在三角座星系相對的兩處各有一個水微波激射，這是第一次能對三角座星系進行角自轉和自行的估計。測得的數據為相對於銀河系以190 ± 60 公里/秒向仙女座星系接近。

一般資訊

三角座星系可能在1654年之前就被Giovanni Batista Hodierna發現了，並將他與疏散星團NGC 752列在同一個集團中。在1764年梅西爾又獨自的發現他，並在8月25日編為目錄中的M33。在1784年9月11日，威廉·赫協爾又獨自將他編入星表中，編號為H V.17。他也是被羅斯3世伯爵(羅斯勳爵)確認的第一批"旋渦星雲"之一。

在三角座內的NGC 604是一個被游離氫包圍的大質量疏散星團。赫協爾也將三角座最明亮和最巨大的游離氫區(包含游離的氫在內，擴散的發射星雲)單獨的編入目錄中，編號為H III.150，而現在也還將他編為NGC 604。 由地球上觀察NGC 604位於三角座星系核心的最北端，是已知最大的游離氫區域，直徑約1,500光年，有著和獵戶座大星雲相似的光譜。赫協爾還另外標示了三個較小的游離氫區域(NGC 588, 592 and 595)。

距離

至少有兩種技術曾用來測量M 33的距離。在2004年使用造父變星的方法，測得的距離是277 ± 13萬光年( 850 ± 40 kpc)。

在2006年，一組天文學家宣稱在三角座星系中發現了食雙星。在對這組食雙星進行研究之後，測量出這對食雙星的大小。知道了大小和溫度之後，就可以推算出絕對星等。當絕對星等和視星等都知道之後，就可以計算出距離了。這樣算出的距離是310±20萬光年(940± 70千秒差距)。

將這兩個數值平均，得到的距離是292 ±13萬光年(895 ± 40 千秒差距)。

渦狀星系（Whirlpool Galaxy），又叫做M51或是NGC5194，位在天空北方的獵犬座（Canes Venaciti），長度約有六萬五千光年，

距離地球二千三百萬光年。

發現渦狀星系是由查爾斯·梅西耶於1773年10月13日發現的。其伴星系NGC 5159則由皮埃爾·梅香於1781年發現。

直至1845年之前，它是第一個發現為漩渦狀的星系，而發現它是漩渦狀的是威廉·帕森思，他透過一座建於愛爾蘭比爾城堡

的72吋反射望遠鏡而得出此觀察結果。

在2005年，人們觀察到渦狀星系內的一顆超新星SN 2005cs，其最高亮度達14等。

有時候，M51是指渦狀星系及其伴星系，如果要作出區分的話，則會將渦M51分為M51A（NGC 5194）及M51B（NGC 5195）。

環狀星雲

M57（M57, NGC 6720）又稱為天琴座環狀星雲，是最著名的行星狀星雲之一；1779年由Antonie Darquier de Pellepoix發現，中心15等之白矮星在1800年由德國天文學家Friedrich von Hahn（1742-1805）發現，1784年被編入梅西爾星表。

特徵

主環大小約一光年，視星等8.8等（照相星等9.7等），距地球約2300光年。因形象美麗的圓環，故又被稱為「戒指星雲」。以現時膨脹的速度測定，M57是在6000年至8000年前的一次恆星（中心星）爆發而形成的。

M57由於較小，所以較難辨認出來；需要借助放大100倍以上的倍率才能把橢圓環顯現，在大口徑望遠鏡中和十分好的大氣條件下，可在星雲背景中看見幾顆非常暗淡的前景星或背景星；用分階段曝光手法，更能拍到其物質暈，首先以電腦合成的照片是日本的「昴」望遠鏡（Subaru）（於1999年2月底），然而現在天文愛好者亦能通過濾鏡拍到這十分暗弱的外環，而哈伯望遠鏡在1998年10月亦拍下了最清晰的M 57照片。

另外，M 57也跟漸台二這顆變星頗接近。

向日葵星系（也稱為M63、NGC 5055）是位於獵犬座，屬於M51星系群的一個螺旋星系。這個星系群還有M51。

歷史

向日葵星系是在1779年6月14日被梅香發現的，並被梅西爾收錄為梅西爾天體，編號是M63。

在19世紀中葉，羅素爵士確認這是一個有螺旋構造的星系，使它成為第一個結構被確認的星系。

小啞鈴星雲(也稱為M 76、NGC 650/651、觸鬚星雲或軟木塞星雲) 是一個位於英仙座的行星狀星雲，1780年被皮埃爾·梅香發現，並且列入被梅西爾登錄在他的似彗星天體目錄中的第76個天體。在1918年才被天文學家 希伯 Doust 柯蒂斯確認是行星狀星雲。

M76的距離尚未確認，估計在1,700到15,000光年之間，因此他的實際大小也不能確定。這個星雲的視星等為10.1等。中心恆星的光度為16.6等，被認為是噴發出現在所見到星雲的恆星，表面的溫度約為60,000k。

這個星雲是梅西爾天體中最暗和最難觀測的天體之一，至少要使用3英寸(8厘米)的望遠鏡放大120倍才能看見它。因為與狐狸座的啞鈴星雲(M27)相似而被稱為小啞鈴星雲。起初他被認為是兩個星雲，因此在NGC天體列表中有650和651兩個編號。他位於NGC 869和NGC 884雙星團西南8度地方，是梅西耶天體列表中僅有的4個行星狀星雲之一。

南風車星系（M83） 星系

梅西爾83（也稱為南風車星系或NGC 5236）位於長蛇座，是一個距離大約一千五百萬光年遠的棒旋星系。

在天空中，這算是很近的距離，加上它明亮的光度，所以只要使用雙筒望遠鏡就能夠看見，在這個星系中已經發現6顆超新星：

 SN 1923A、SN 1945B、SN 1950B、SN 1957D、SN 1968L和SN 1983N。

歷史

Nicolas Louis de Lacaille 於1752年在好望角發現南風車星系。梅西爾在1781年3月將它編入梅西爾天體目錄的第83個天體。

鄰近的星系和星系團資料

梅西爾83位於鄰近的星系集團 半人馬座A/M83群的兩個子星系群之一的中心，一個子集團的中心是半人馬A；這兩個子集團經常被結合成一個星系集團，但有時也被當作二個獨立的集團。無論如何，圍繞著梅西爾83和圍繞著半人馬A的星系在物理上是在互相靠近的，但是兩個集團間卻沒有相對的運動發生。

貓頭鷹星雲 行星狀星雲 星雲列表 其他名稱 M97, NGC 3587 M97也叫夜梟星雲，貓頭鷹星雲或NGC 3587，它的名字來自於它的盤上的兩個暗區。它是一個行星狀星雲，面積為3.4' x 3.3'，亮度為+9.9等，用12英寸（30厘米）望遠鏡可見。

M97是法國天文學家皮埃爾·梅香（Pierre Méchain）1781年發現的。它是一個比較複雜的行星狀星雲，它的中心星約16等亮，其質量為太陽的0.7倍，星雲本身約為0.15太陽質量。它大約是6000年前形成的。 

風車星系 (也稱為M101或NGC 5457)是正面朝向我們的螺旋星系，位於大熊座，距離大約2,700萬光年。

他在1781年3月27日被Pierre Méchain發現，隨後他將此一發現轉達給梅西爾，梅西爾在核對了位置之後將之登錄於梅西爾目錄中，並作為終結的記錄。

在2006年2月28日NASA和ESA釋放出一張風車星系非常詳細的照片，在當時，那張照片是哈柏太空望遠鏡所拍最大和最詳細的星系照片。這張照片是經由51次獨立的曝光，再加上一些在地面上拍攝的照片。

發現

Pierre Méchain，M101的發現者，描述他是"沒有恆星的星雲，非常黑暗和巨大，直徑約6'到7'，位置在牧夫座的左手和大熊的尾部之間。當光柵格線被照亮時，他是難以辨識的。"

威廉·赫協爾在1784年補充如下："M101在我的7、10、和20-英呎的反射鏡下是一個顏色斑駁的雲狀物，我可以解析開來；所以我可以預期我的望遠鏡是良好的，或者，render the stars visible of which I suppose them to be composed."

羅斯勳爵在19世紀後期使用他的72吋牛頓反射鏡觀察M101，他是第一個詳細說明螺旋的結構並且描繪素描圖的人。

以現代的儀器要觀察螺旋的結構，還是要有足夠大的口徑，配合非常黑暗的天空，使用低倍率的目鏡。

結構和組成

與銀河系比較，M101真的是一個大星系，直徑17萬光年，就幾乎是銀河系的兩倍。對質量所知不多，最常被引用的數值是160億太陽質量，但這個數值毫無疑問是偏低的，因為M101的低亮度會導致這樣的低估。對氫游離區(HⅡ)和自轉速度的新認知，認為質量應該在壹仟億至一兆個太陽質量。

另一個值得關注的是這個星系巨大且極端明亮的氫游離區，在相片上大約總共有3,000處之多。氫游離區是在星系之中，因自身的引力下而收縮的高密度氫雲氣區，到最後，當局部地區的氫原子密度足以因發氫融合反應時，新的恆星就將誕生。理所當然的，氫游離區經常有許多非常明亮和高溫的年輕恆星，促使雲氣呈現藍色。

在M101的圖片上可以看見其中的一邊是不對稱的，這被認為是在過去曾經和另一個星系發生碰撞所造成的，伴隨著重力的潮汐力導致了不對稱。另一方面，這次遭遇也增強了M101螺旋臂的密度波，被增強的密度波發揮的作用導致星系間的氫氣體被壓縮，觸發了強烈的恆星形成活動。

可疑的超新星

在太空中的錢卓X-射線天文臺最近的探測在M101找到了幾個可能是超新星爆炸後的殘骸，但還需要進一步的調查。因為在光學對應源和錢卓X-射線天文臺所找到的X射線源的比對上還有些問題。但是，錢卓X-射線天文臺在溫度在100∼400萬度℃之間的軟X射源圖像，被建議是新類型的中等質量黑洞。

伴星系

M101有五個明顯的伴星系：NGC 5204、NGC 5474、NGC 5477、NGC 5585、和Holmberg IV。如上所述，M101和他的衛星星系之間引力的交互作用，可能引發了M101如此龐大的模樣，M101也可能造成了他的伴星系NGC 5474的變形。M101和他的伴星系以及其他多個可能的星系組成M101星系群。

闊邊帽星系（梅西爾編號：M104，NGC 4594，又稱草帽星系、墨西哥帽星系）位於室女座，為一個Sa-Sb型之旋渦星系，光度+8.7等，距離地球2,800萬光年。

它具有明亮且巨大的星系核，尤其在赤道方向有一條由暗物質所形成的暗帶。

由於它形態美麗，也是不少天文臺，甚至是擁有專業天文攝影設備的天文愛好者

必定拍攝的對象之一。

發現經過

它是在梅西耶在1781年5月11日的觀測中首次紀錄得，

梅西耶在第二次編寫其星雲星團表中把它加到表中。 

它也是首個被發現的較大紅移天體，由洛韋爾天文臺台長斯里弗（V.M. Slipher）

在1912年測量之結果，顯示它以每秒1000公里速度離開。

核心

闊邊帽星系的核心被劃分為低離子化核發射區(LINER).核心區域可見離子化氣體，但是只是弱離子化(例如原子只是丟失了少數電子)。導致氣體離子化的能量源仍有較大爭議。有些這一類型的星系能量來自恆星形成區高熱的年輕恆星,有一些則由放射星系核提供。(包含特大質量黑洞的高能區)。紅外線光譜觀測證實，在闊邊帽星系中心並沒有顯著的恆星形成活動。然而，有一個超大質量黑洞已經得到確認(參看下面部分), 它可能為闊邊帽星系氣體弱離子化提供能量。

中心超大質量黑洞

1990年代, 由John Kormendy領導的研究小組觀測到行系中由超大質量黑洞。利用來自CFH望遠鏡和哈伯太空望遠鏡光譜數據,這個小組發現，位於星系中心的恆星轉速除非是太陽質量的10億倍或者109Mʘ,才能留在那裡。這已接近附近星系超大質量黑洞的質量。

同步放射

無線電和X光波長區, 星系核心是一個很強的同步放射(synchrotron emission).同步輻射一般由當高速電子通過強磁場區域引發振蕩產生。這一現象在放射性星系核相當普遍。儘管某些星核的無線電同步輻射隨著時間推移會發生改變，闊邊帽星系的無線電輻射強度質改變了10-20%。

未經確認的亞毫米放射

2006年,2個小組發表觀測到該星系核心發出的亞毫米輻射，波長850 微米。這一亞毫米波輻射並不是來源於塵埃(一般見於紅外線和亞毫米波段), 同步放射(一般見於無線電波段), 炙熱氣體的韌致輻射(常見於毫米波段), 或分子氣體(可觀測到亞毫米波段譜線)。亞毫米輻射源不明。

麥哲倫雲（包括大麥哲倫雲與小麥哲倫雲）皆為不規則的矮星系，可能都環繞著我們的銀河系，

因此是屬於本星系群的伴星系。

歷史

她們應該早在遠古時代就為古老的南方民族所熟知，大麥哲倫雲最早的記載出現在波斯天文

學家Al Sufi於西元964年的著作恆星之書（Book of Fixed Stars）中被稱為Al Bakr，在阿拉伯語

中的意思是在南方阿拉伯的白牛，這也指出在巴格達和阿拉伯的北方是看不見的，這個天體

只能在北緯12°15'的曼達布海峽以南看見。

在歐洲，他是斐迪南·麥哲倫於1515年─1522年環遊世界的遠征中首度被看見，當時被稱為

安東尼奧Pigafetta (Antonio Pigafetta)。但是麥哲倫所取的名字並未獲得普遍的認同，在拜耳的Uranometria稱之為"Nubecula Maior" and "Nubecula Minor"；即使在1715年，

 法國出版的佛蘭斯蒂德的星圖中，仍標示為"Le Grand Nuage"和"Le Petit Nuage"。（在這兩個例子中，拉丁文和法文的意思都是"大雲"和"小雲"。）

特徵

大麥哲倫雲和他的鄰居與親戚小麥哲倫雲，在南半球是很顯眼的對象，肉眼看似銀河被分離的兩個片段，在天空中大約相隔了21度，實際的距離則大約是75,000光年。直到1994年發現人馬座矮橢球星系之前，她們是最靠近我們的星系。

觀測，以及理論的證據都建議大小麥哲倫都在環繞銀河的軌道上，因為潮汐力的交互作用有很大的變形。中性氫的噴流連接著銀河與彼此之間，而且兩者都像遭到破壞的棒渦星系 (Zeilik)。不管怎樣，她們的重力也影響到我們銀河的部份盤面。(Chaisson和麥克米倫)

麥哲倫雲的徑向速度和自行已經由哈佛大學的史密松寧天文物理部門製造的立體速度測量儀，從哈柏太空望遠鏡的數據測出她們穿越銀河的速度分別是每秒378公里和302公里，這個數值比之前所知的運動速度大了將近2倍。如果正確的話，大小麥哲倫雲將只是銀河系旁的過客，因為銀河系的質量必須是現在已知質量的兩倍才能抓住她們。

撇開她們不同的結構和低質量，她們與我們的銀河有兩項很大的不同。首先，她們有豐富的氣體，她們的氫和氦的比例相對於銀河是偏高的。 她們的金屬含量也比銀河少，在大小麥哲倫雲中最年輕恆星的金屬量相對於太陽只有0.25到0.5 。倆者的星雲和星族也都被注意到，但是在我們銀河中的恆星從最年輕到年老的都有，表明恆星形成的歷史是漫長的。(Chaisson 和麥克米倫)

1987年在大麥哲倫雲中發現的超新星（SN 1987A），是過去3個世紀中最明亮的超新星。

大麥哲倫星系（簡寫為LMC）是一個環繞著我們的星系-銀河系運轉的矮星系，距離約為5,000秒差距（∼16,000光年），直徑大約是銀河系的1/20，恆星數量約為1/10（大約是100億顆恆星）。在型態的分類上屬於不規則星系，但似乎有一些螺旋結構的痕跡。在NASA銀河系外資料庫中依據哈柏星系分類為Irr/SB(s)m。

有些推測認為LMC以前是棒旋星系，受到銀河系的重力擾動才成為不規則星系，因此在中央仍保有短棒的結構。LMC是本星系群中第四大的星系，其餘三個依序為仙女座星系（M31）、銀河系及三角座大星系（M33）。

在南半球的夜空中，LMC是一個昏暗的天體，跨立在蒼蠅座和劍魚座兩個星座的邊界之間。他的名稱來自航海家斐迪南·麥哲倫，在他繞行地球一週的遠航中觀察了他與小麥哲倫星系（SMC）。(其實早在約西元964年，'Abd Al-Rahman Al Sufi就已經在恆星之書（Book of Fixed Stars）中記錄了這兩個星系)。

距離

跟所有的星系一樣，確認LMC正確的距離是一項挑戰，多年來測量所得的數值變化極大。主要的困難肇因於作為銀河系外測量距離標準燭光的造父變星和天琴座RR變星，在銀河系內的視差還未能正確的校準；另一個原因則是LMC的金屬含量偏低對發光效率的影響尚不確知。在過去的十年，已經將距離確認在155,000∼165,000光年的範圍內，以一個最近的距離模數估計的值是18.56，大約是51.5千秒差距。

(資料來源：維基百科)