梅西耶天体（M 1～M 9）
梅西耶天体（Messier object）（M 1～M 9）
每当夜空抬头望天空，黑幕中无数光点在闪烁，众多的星星呈现在你的眼里。在这幅黑幕里，只是裸眼能看到的几百颗最亮的星，绝大多数是看不到的。用天文望远镜去观测，黑色天空藏着无尽的各种形态的星星、星团、星云，星系等天体，会以其缤纷彩色的面貌展现其美丽的形状。
在18世纪，随着科学的发展，探索宇宙的奥秘，随着对天文望远镜的改进，欧洲的天文学家，对宇宙的了解进行了大范围的观测，发现了许多天体。
1845年，英国天文学家罗塞勋爵（Lord Rosse）威廉·帕森斯（William Parsons）（1800年6月17日至1867年10月31日）建造了新的1.8米（72英寸）口径的望远镜，能够区分椭圆星云和螺旋星云，他还设法找出了其中一些星云中的单个恒星点源，从而让天空中的微小点子变得生动起来。
到18世纪末，法国天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）编制了一个目录，其中包含109个最亮的星云物体。随后，德国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）（1738年11月15日至1822年8月25日）也编制了有着5,000个星云的目录即后来的NGC天体。
1912年到1922年间，美国天文学家维斯托·梅尔文·斯里弗（Vesto Slipher）（1875年11月11日至1969年11月8日）观测了41个星系的光谱，发现其中的36个星系的光谱发生红移，他认为这种现象意味着这些星系正在远离地球。
1916年，德裔美国理论物理学家阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein，1879年3月14日－1955年4月18日）提出了广义相对论。许多物理学家和数学家利用爱因斯坦重力场方程建立了时间和空间协调一致的理论，产生了一个动态的宇宙概念。
1917年，美国天文学家希伯·柯蒂斯（Heber Curtis）在“仙女座大星云”中观测了11个新星，他认为是属于银河系外的星星，证明旋涡星云实际上是独立的星系。由于遭到反对，当时许多人把新发现的河外星系都认为是我们银河系的成员。
1922年，爱沙尼亚天文学家恩斯特·朱利叶斯·奥皮克（Ernst JuliusÖpik，1893年10月22日–1985年9月10日）对“仙女座大星云”进行了距离测定，确认是银河系外的遥远天体。
1922年至1923年，美国物理学家埃德温·鲍威尔·哈勃（Edwin Powell Hubble）（1889年11月20日至1953年9月28日）使用位于加利福尼亚州威尔逊山天文台（洛杉矶东北部帕萨迪纳附近的圣盖博山脉的1,740米（5,710英尺）山峰上）的100英寸（2.54米）胡克望远镜观测宇宙中的星云，结论性地证明，这些星云太遥远，无法作为银河系的一部分，它们都是银河系外的遥远星系。这个时候，人们才意识到银河系外有许多星系，它与其他星系共同组成一个庞大的宇宙。哈勃把发现的星云认为是银河系外的星系，为未来的天文学说铺平了道路。
1927年比利时天主教神父、天文学家和物理学教授乔治·亨利·约瑟夫·爱德华·勒梅特（Georges Henri Joseph Édouard Lemaître）（1894年7月17日至1966年6月20日）计算出爱因斯坦重力场方程的一个解，发现宇宙在不断地膨胀，首次提出了宇宙膨胀的概念，并解释了银河系外星系的径向速度即红移。
1929年，美国物理学家埃德温·鲍威尔·哈勃（Edwin Powell Hubble，1889年11月20日－1953年9月28日）研究了星系的距离与红移之间的关系，他和维斯托·梅尔文·斯利弗（Vesto Slipher）以及他的助手米尔顿·拉塞尔·休马森（Milton Lasell Humason）（1891年8月19日至1972年6月18日）对星系红移的测量结果，他发现了距离银河系越远的星系退行越快，认为宇宙正在膨胀，发明了哈勃定律。
1944年，荷兰天文学家和数学家亨德里克·范·德·赫尔斯特（Hendrik van de Hulst）（1918年11月19日至2000年7月31日）预测，从星际原子氢气中可以检测到波长为21厘米（H I线即中性氢电磁辐射谱线）的微波辐射，结果在1951年便观测到来自星际氢原子的辐射线。使用改进的射电望远镜，还可以在其他星系中追踪氢原子气。
在1949年3月，英国天文学家弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）（1915年6月24日至2001年8月20日）首先提出大爆炸一词。1964年美国射电天文学家亚诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）偶然发现了宇宙微波背景（CMB），是支持大爆炸理论的重要证据。之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。
1965年，英国射电天文学家安东尼·休伊什（Antony Hewish）在公元1054年的超新星（天关客星）爆炸后的残骸“蟹状星云”发现一个异于平常的高电波亮度温度源。
1967年，剑桥大学卡文迪许实验室的安东尼·休伊什学生天体物理学家乔丝琳·贝尔（Jocelyn Bell）发现1.337秒有规律的无线电脉冲，人们将这一类新天体称为“脉冲星”，并且确认它们就是30年前朗道预言的中子星，发出的脉冲是中子星快速旋转的结果。
1969年，在公元1054年超新星爆发的残骸蟹状星云中，发现了一颗射电脉冲星（中子星），证明了脉冲星、中子星和超新星之间的关系。
1967年，美国理论物理学家约翰·阿奇博尔德·惠勒（John Archibald Wheeler，1911年7月9日至2008年4月13日）在美国宇航局戈达德空间研究所（GISS）发表的演讲中首先使用了“黑洞”一词。他最有名的是将“黑洞”一词与20世纪初就已经预测过的具有重力塌陷的物体联系在一起，他创造了“量子泡沫”，“中子减速器”，“虫洞”和“从零开始”的术语，并假设“单电子宇宙”。
1976年，美国女天文学家维拉·库珀·鲁宾（Vera Cooper Rubin，1928年7月23日至2016年12月25日）观测到的星系自转速度与可见的恒星和气体质量所预测的速度之间存在差异，首次独立发表认为星系中有“暗物质”的存在，为暗物质理论做出了贡献。如今，人们认为星系自转问题是由于存在大量看不见的暗物质而引起的。
2016年，一项由英国“诺丁汉大学”的美国天体物理学教授克里斯托弗·康塞尔斯（Christopher Conselice）领导的研究在《天体物理学》上发表，使用哈勃太空望远镜20多年来收集图像的3D模型得出结论，宇宙中可观测的星系超过2万亿个。
以上大致介绍一下星系及天体的发现过程，以下就把宇宙中的梅西耶天体的全目录让人们有所了解。
梅西耶天体（Messierobject），指由法国天文学家查尔斯·梅西耶所编的《星云星团表》（法语：Catalogue des Nébuleuseset des Amas d'Étoiles）中列出的一组天体。该星表最早出版于1774年，后于1780年和1781年增补。最后一次基于梅西耶的观察资料的增补则是在1966年。
查尔斯·梅西耶（Charles Messier）（1730年6月26日- 1817年4月12日），是法国天文学家，他曾担任法国海军天文学家，后来在经度局工作，被认为是20颗彗星的发现者。此外，他还创造了梅西耶星表目录，出版了一本名为“梅西耶的天体”的星系目录，1764年，他成为皇家学会的成员，并于1769年当选为瑞典皇家科学院院士。1770年6月30日，他成为法国科学院院士。后来以他的名字命名了天体物体，如星系，星团和星云。
梅西耶本人只对寻找彗星感兴趣，他一直找到一些容易误认成彗星的固定天体，但却找不到一颗真正的彗星。梅西耶对此感到很沮丧，于是他与自己的助手皮埃尔·梅尚一起创建了一个非彗星天体的列表以分辨容易与彗星混淆的固定天体，编制成梅西耶目录。
梅西耶天体列表是天文学中较为常用与重要的天体列表之一，也是第一份较为详尽而正确的星体目录，同时亦促使星云和星团总表与NGC星表等其他星表的诞生。
初版发行时，该作列出了45个天体，到了最终版本时，列出的天体增加至103个。但M 102目前仍未能确认对应的实际天体，因此当时的梅西耶目录中的天体实际上可能只有102个。之后其他天文学家根据梅西耶的文本旁注加上一些由梅西耶或梅尚发现但没有加上去的天体。
1921年，法国天文学家尼可拉斯·卡米伊·弗拉马利翁（法语：Nicolas Camille Flammarion，1842年2月26日－1925年6月3日）加入M 104，使目录列出的天体数增加至104个。
26年后（即1947年），美国天文学家海伦·索耶·霍格（英语：Helen Sawyer Hogg）加入M 105至M 107。
M 108和M 109于1960年被美国天文学家欧文·金格里奇（英语：Owen Gingerich）加入。
最后的M 110则是于1966年被美国天文学家肯尼斯·格林·琼斯（Kenneth Glyn Jones）加入。此后再没有其它天体被列入，梅西耶天体总数定格于110个。
梅西耶天体（M 1～M 9）
蟹状星云，也称为M 1，NGC 1952，金牛座A，是位于金牛座东北的超新星遗迹，天关星（金牛座ζ）西北侧，坐标：5小时34分31.97秒，赤纬+22°0′52.1″。1731年由英国天文学家约翰·贝维斯（John Bevis）（1695年11月10日- 1771年11月6日）首次发现。1758年由法国天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）独立重新发现。现在的名字来自爱尔兰天文学家威廉·帕森斯（William Parsons）在1840年使用36英寸望远镜观察了这个物体，并制作了一幅看起来有点像螃蟹的图画。1928年，美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Powell Hubble）（1889年11月20日- 1953年9月28日）提议将云与1054年由中国观察并记载到的白天一颗明亮的“客串明星”的爆炸联系在一起，而后美国天文学家尼古拉斯·乌尔里希·梅奥尔（Nicholas Ulrich Mayall）（1906年5月9日- 1993年1月5日）则表示1054年的恒星毫无疑问是爆炸产生蟹状星云的超新星。蟹状星云成为历史上第一个被认为与超新星爆炸有关的天文物体。视星等为8.4，肉眼看不见。距离地球约6,500光年，直径11光年。蟹状星云的形状像长椭球体。星云的总质量估计为4.6±1.8倍的太阳质量。1968年发现在星云中心位置有一颗直径28-30公里（17-19英里）的蟹状星云脉冲星（Crab Pulsar），也称为中子星。
蟹状星云在可见光区中有大量椭圆形的丝状结构围绕着弥散的蓝色核心区域，长达6角分，宽达4角分（相比而言，满月的直径为30角分），是视直径最大的天体之一。从三维的角度看，该星云的形状是一个长椭球体。这些丝状结构是前身星大气层的残余成分，主要由离子化的氦和氢组成，也含有碳、氧、氮、铁、氖和硫。这些丝状结构的温度通常处于11,000–18,000K之间，而它们的密度大约为每立方厘米1,300个粒子。
2008年得到的共识是它离地球的距离为2.0±0.5千秒差距（6.5±1.6千光年）。蟹状星云正以大约1,500公里/秒的速度膨胀。对间隔数年的星云照片进行分析，结果是它正在缓慢膨胀，比较这种角膨胀和谱线红移可以测定膨胀速度，此方法也能估测该星云到地球的距离。
蟹状星云，来自利物浦氢激发红外线望远镜的图像
蟹状星云
蟹状星云
蟹状星云位置
蟹状星云脉冲星（Crab Pulsar），或PSR B0531 + 21，位于金牛座，是一颗相对年轻的中子星，这颗恒星是蟹状星云的中心恒星，它是超新星SN 1054的残余物，于1054年在地球上被广泛观测到。1968年11月10日美国西弗吉尼亚州绿色天文台发现在星云中心位置有一颗脉冲星，也称为中子星，脉冲星“波束”每33毫秒旋转一次，或每秒旋转30.2次。直径约为20公里（12英里），又认为直径在28-30公里（17-19英里）之间。其总光度是太阳光度的约75,000倍，估计中子星质量在1.4到2倍的太阳质量之间。
蟹状星云脉冲星
蟹状星云的脉冲星，结合来自哈勃望远镜的光学数据（红色）和来自钱德拉X射线天文台的X射线的图像（蓝色）。
斯皮策空间望远镜拍摄的蟹状星云红外线图像
2003年土卫六掩蟹状星云，天文学家运用钱德拉X射线天文台在土星掩星云时观测它的卫星土卫六，并发现土卫六的X射线暗斑比它的固体表面更大，因为它的大气层也能吸收X射线。这些观测表明土卫六的大气层厚度大约是880千米。
M2（NGC7089），是一个很耀眼的球状星团。它呈现为一个圆形的星云状的光，明亮但不透明，越向中心越明亮。赤经21时33分27.2秒，赤纬-00°49′22″。直径约为6.8弧分，距地球4万光年。M2位于银河南极下方的宝瓶座，距地球约37,500光年，星团横跨约150光年，视星等6.6级。由超过10万颗恒星组成的球状星团。在1746年9月11日首先被法国天文学家尼古拉斯·路易·德·拉卡耶（Nicolas-Louis de Lacaille）Maraldi发现，于1760年9月11日法国天文学家梅西耶也发现了它，随后将它列入自己的星体目录编号。其亮度约为6.5等，需用双筒望远镜才能看见它。M 2和其他200个球状星团都是绕着银河系中心运行，且皆为银河系诞生时遗留下来的天体。研究像M 2这种球状星团的距离和年龄，可以为宇宙的大小和年龄找出上限。
M 2球状星团
M 2球状星团
M 2球状星团
M 2球状星团位置
M3，也称为M3梅西耶3 或 NGC 5272，是位在猎犬座的一个球状星团，赤经13时42分11.62秒，赤纬28°22′38.2″。在1764年被法国天文学家查尔斯·梅西耶发现，并在1784年左右被德国天文学家威廉·赫歇尔确认是由恒星组成的。这是一个巨大且明亮的星团，大约拥有50万颗恒星，距离地球大约33,900光年（10.4秒差距）。它的视星等为6.2等，因此在完全黑暗的环境下可以用裸眼直接看见，使用一架大小适当的望远镜，可以确实的观测整个星团。质量4.87×1035公斤，为245,000个太阳质量，半径90 光年，估计年龄80亿年。
M 3球状星团
M 3球状星团，罗伯特·范德贝（Robert J. Vanderbei）拍摄。
M 3球状星团
M 3球状星团位置
M4星团，又称球状星团M 4或NGC 6121，是位于天蝎座的一个结构松散的球状星团。赤经16时23分35.2秒，赤纬-26°31′33″。心宿二（天蝎座α）西边1.3度的地方，用小望远镜能看见，中型望远镜则能分辨出单个恒星。最亮的一颗视星等为10.8，整个星团则为5.6等。M4是距离太阳最近的球状星团，距离地球约6,000光年。半径35光年，星团的年龄120亿到130亿年，几乎与宇宙一样大，包含至少43颗变星。1746年被瑞士天文学家吉恩·菲利普·洛伊斯·德·塞索（Jean Philippe Loys deChéseaux）（1718年5月4日至1751年11月30日）发现。意大利天文学家尼科洛·卡卡蒂亚托（Niccolò Cacciatore）在1752年4月13日又独立发现，1764年5月8日由查尔斯·梅西耶（Charles Messier）再次独立发现，并记录为M4。是最先被分辨出单个恒星的星团。1987年，天文学家在该星团内发现了一颗周期为3.0毫秒的脉冲星。1995年，哈勃太空望远镜拍下的白矮星是已知最古老的天体。其中之一PSR B1620-26有一颗脉冲星伴星和一个质量为木星2.5倍的行星。
M 4星团
M 4星团
M 4星团，显示了M 4的部分图像，并在方框的左下方指示了群集图像的位置。该图像中的方框表示在右下角更详细地显示的区域，在该区域中圈出了用于确定星团年龄的白矮星。 白矮星的极端昏暗使得即使在右下方的图像中也很难看到大多数白矮星。
M 4星团位置
蛇夫座心宿增四（ρOph ）星云复合体（Rho Ophiuchi cloud complex），或IC4604，位于蛇夫座西南端，靠近天蝎座，是在银河系的一个星云复合体，一个黑暗气体和尘埃星云，坐标：16小时28分6.0秒，赤纬-24°32′30″。距离太阳系遥远的395光年，是太阳系最接近恒星形成区域之一。由两个主要的致密气体和尘埃区域组成。星云的温度范围为仅13-22 K，总的质量约为太阳质量的3,000倍，估计年龄从10万到100万年不等。星云最亮的是心宿增四（ρ Oph ），视星等+4.63，一个完全黑暗和晴朗的天空，肉眼就能看到它，在蛇夫座的西南地区，几乎在天蝎座的边界。心宿增四（ρ Oph ）是一个双星系统，坐标：16小时25分35.1秒，赤纬-23°26′49.8″。彼此相距约400天文单位，其轨道周期超过2000年。主星为蓝色，比太阳亮4900倍，质量比太阳大9倍；伴星，比太阳亮2100倍，质量比太阳大8倍。在恒星形成区域还发现的第一颗褐矮星是Rho Oph J162349.8-242601，它的直径为300天文单位，位于圆盘中心的百万年前的恒星的温度为3,000 K，发射的光度是太阳的0.4倍。于2011年第一次发现。
蛇夫座ρ（心宿增四）附近的五彩星云，蛇夫座ρ星云的斑斓颜色反映出在其中发生的不同物理过程。蓝色区域的光亮来自于反射。相对于红光，此区域的星云对蛇夫座ρ恒星系统及附近恒星发出的蓝光的反射更强。这和地球上的天空在白天呈现为蓝色是一个道理。而红色和黄色区域之所以发光，则主要是因为星云内原子和分子气体的发射。附近的蓝色恒星，比明亮的心宿二能量更高，它们发出的光线将气体内的电子击出；当这些电子与气体重新结合时，气体就会发光。暗褐色的区域则是由尘埃造成的。这些尘埃产生于年轻恒星的大气中，能够有效阻挡后面的光线透过。右上侧是球状星团M 4，蛇夫座ρ星云位于其前面。这个星云的色彩远较人类所能感知的丰富，在从射电波到伽马射线的每一个波段，都有光线发出。
蛇夫座ρ（心宿增四）星云复合体（右）
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星云复合体
蛇夫座心宿增四星和IC 4604星云
蛇夫座IC 4604星云位置
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星云
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星云
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星，年轻的明星2MASS J16281370-2431391，被一团气体和尘埃所包围
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星云
蛇夫座心宿增四（ρ Oph ）星云
天蝎座心宿二（α Sco）
心宿增四（ρ Oph ）
心宿增四（ρ Oph ）是靠近图像中心的蓝色星云中，心宿二（α Sco）是明亮的黄色恒星，心宿一（σSco）是红色恒星和M 4球状星团。
M5（也称为NGC 5904），是位于巨蛇座的一个球状星团，赤经15时18分33.75秒，赤纬+02°04′57.7″，视星等+6.65，质量是太阳质量的80.57万倍。在1702年5月5日被德国天文学家戈特弗里德·基尔希（Gottfried Kirch）发现。在极端良好的条件下，M5是可以用肉眼直接看见的一颗微弱的“恒星”，它的位置靠近巨蛇座 5（帕罗马 5球状星团）。双筒望远镜或小望远镜就可以看出他不是一颗恒星，大望远镜则能看见一些视星等约为12.2等的单独恒星。
M 5 是在1702年被德国天文学家戈特弗里德·基尔希在搜寻彗星时发现的，梅西尔在1764年再发现时，认为他是没有恒星的星云。威廉·赫协尔在1791年分解出其中的恒星，大约计数出200颗左右。虽然在天空中的位置和巨蛇座 5（帕罗马 5球状星团）（帕罗马 5位于赤经15时16分05.3秒，赤纬-00°06′41″，视星等+11.75，距离地球75.7光年，半径76光年，估计年龄110.5 亿年。在1950年被德国天文学家沃尔特·巴德发现； 1955年，美国天文学家艾伯特·乔治·威尔逊再次独立发现它。）很接近，但 M 5不会和光度暗淡且遥远的帕罗马 5混淆不清。
M 5是已知的球状星团中体积最大的，直径达到165光年，但重力可以影响到的半径达到200光年。（这是说在半径200光年以内的球状空间中，恒星就不会被银河系的引力剥离。）
在银河系内，M 5估计年龄100.62 亿年，也是最老的球状星团之一，与地球的距离约为24,500光年，拥有10万或者多达50万颗的恒星。
在M5内，已经发现105颗明亮的变星，其中97颗是天琴座RR型变星，以光度和周期之间的关连性而著名。这种变星有时也称为“星团变星”，有许多性质与造父变星相似，也可以作为在太空中测量距离的工具。在M 5中最亮、最容易观测的变星是光度在10.6～12.1等之间，变化周期25.6天的一颗。也曾经有一颗矮新星在星团内被观测过。
2微米全天巡天拍摄的球状星团M 5
M 5球状星团
M 5球状星团
蝴蝶星团（也称为M 6或NGC 6405），是在天蝎座的一个疏散星团。赤经17时40分20.0秒，赤纬−32°15′30″。在视觉上，是相当接近（角距离）在银河系中心方向的人马座的梅西耶天体。在这个星团中明亮的恒星大多是年龄在一亿年的B型蓝色恒星，但是最亮的成员却是被称为天蝎BM的橙色K型巨星。天蝎BM 是半规则变星，光度从在可见的5.5等至7.0等之间变化。在彩色的相片中，这棵橙色的星与星团中其他蓝色的星形成明显的对比。
对这个星团的距离有不同的测量结果，估计这个星团的平均距离是1,600光年（491秒差距），在空间中的直径大约是12光年。现代的测量显示它的总光度是4.2等（视星等4.2）。
在1654年之前由意大利天文学家乔瓦尼·霍迪纳（Giovanni Hodierna）发现，是第一位确实记录这个星团的天文学家。梅西耶在1764年将他收入梅西耶天体中，但直到20世纪才对他的距离、星数和其他的性质进行测量。
M 6或蝴蝶星团
M 6或蝴蝶星团
托勒密星团（也称为M 7或NGC 6475），是位于天蝎座的一个疏散星团。在中国古代天文学中，称之为“鱼”星官。赤经17时53分50.0秒，赤纬−34°47′36″。半径20 光年，估计年龄2.2亿年。
托勒密在公元130年就已经观测过这个星团，但将它记录为星云；在1654年之前，意大利天文学家乔瓦尼·霍迪纳（Giovanni Hodierna）也观测过这个星团，并计算出他拥有30颗恒星。梅西耶在1764年将他收录为疑似彗星的梅西耶星表内的M 7。视星等3.3，这个星团位在天蝎尾端的“尖螫”上，很容易就能以肉眼看见。
以望远镜观赏这个星团约可看见80颗的恒星横亘在1. 3°的直径上，估计这个星团的距离地球在800至1,000光年，因此真实的直径相当于18至25光年。星团的年龄约再二亿二千万年，最亮星的视星等是5.6等。
M 7托勒密星团
M 7托勒密星团
泻湖星云（礁湖星云LagoonNebula），或M8、NGC 6523，又称为Sharpless 25，RCW 146和Gum 72，是一个弥漫星云，赤经18时03分37秒，赤纬−24° 23′ 12″。位于人马座的发射星云，明亮的气体云被一条遮掩物质形成的暗带切开。利用双筒望远镜观测，它是一个有明显核心的椭圆型云状物。这个星云中包含了一个稀疏的疏散星团NGC 6530。
礁湖星云距离地球约5,200光年，半径55 × 20 光年，是由巨大的氢气和尘埃云，被一个蓝色超巨星点燃。视星等 6.0，其目视大小有90×40角分，即实际大小大约为140×60光年。1654年之前由意大利天文学家乔瓦尼·霍迪纳（Giovanni Hodierna）发现。法国天文学家查尔斯·梅西耶于1764年5月23日录制为M 8
人马座的梅西耶天体除礁湖星云外，还包括奥米加星云、三裂星云、小人马恒星云、M18、M21、M22、M23等。
泻湖星云
泻湖星云
泻湖星云
泻湖星云内的疏散星团
泻湖星云内的疏散星团NGC 6530
泻湖星云（M 8，NGC 6523）（右）和叶裂星云（M 20，NGC 6514）（左）
泻湖星云内的NGC 6523图像
泻湖星云内的图像
泻湖星云内的图像，最亮的部分“沙漏”附近区域的图像（显示在图像的左上角）。沙漏附近的微红色恒星实际上是一颗非常热的蓝白色恒星，通过遮盖尘埃的云层可以看到。恒星正在加热周围的气体，将其蒸发并吹走，并且显然将其扭曲成“扭曲”（在最左上方）。但是，旋流器中的气体实际上是像地球上的龙卷风一样旋流，还是仅仅以看似扭曲的形状蒸发，这仍由下一代望远镜来确定。
泻湖星云内的图像，最亮的部分“沙漏”附近区域的图像。
泻湖星云内的图像，由热驱动气流引起的复杂结构
泻湖星云，夏秋季节，正适合用望远镜观察人马座天区。这里是银河系中心的方向，也是著名的深空天体聚集区。这幅百花争艳图局部，包含三个明亮的星云：左上角的礁湖星云M 8、下方明媚精致的三叶星云M 20、右上方的发射星云NGC 6559，它们都是孕育新生恒星的温床。
泻湖星云位置
泻湖星云位置
NGC6530，M 8泻湖星云的一部分，人马座的一个疏散星团。1654年之前由意大利天文学家乔瓦尼·霍迪耶纳（Giovanni Hodierna）发现，赤经18时04分30.0秒，赤纬−24°21′30″。它的直径为10弧分，视星等5级。
泻湖星云和NGC 6530（在右侧）
NGC 6530疏散星团
NGC6526，M 8泻湖星云的一部分，人马座的一个弥漫发射星云。1784年5月22日由德国天文学家威廉·赫歇尔（1784年5月22日）发现。赤经18时04分06.0秒，赤纬−24°26′30″。NGC 6526是介于NGC 6523（星云最亮的部分）和NGC 6530（最近由周围的气体和尘埃形成的疏散星团）之间的。
NGC 6526弥漫星云
M 8的部分图像，其右下角为NGC 6526，左上角为NGC 6530。
NGC6533，M 8泻湖星云的一部分，人马座的一个发射星云和疏散星团，赤经18时03分42.0秒，赤纬−24°22′48″。1654年之前由意大利天文学家乔瓦尼·霍迪耶纳（Giovanni Hodierna）发现，视星等5.8级。距离地球约5000光年，它的视觉外观是一团幽灵般的灰色云团。
NGC 6533影像
NGC 6533影像，下面是对上面可见光图像的一部分与同一区域的红外图的比较，显示了隐藏在礁湖内部和后面的恒星以及通常在发射星云的辉光中丢失的深色尘埃物质云。
NGC 6533和包含泻湖星云区域的图像
NGC6559，是在人马座的一个弥漫发射星云。赤经18时09分56.7秒，赤纬-24°06′24.0″。视星等为6.6等，距离地球约5000光年，跨度15光年。1826年7月1日由英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）发现。
NGC 6559星云
NGC 6559星云，NGC6559星云和泻湖星云（Lagoon Nebulae）及三叶星云（Trifid Nebulae）
NGC 6559星云
M9（NGC6333），蛇夫座的一个结构松散的球状星团，赤经17时19分11.8秒，赤纬−18°30′57″。圆形，M 9跨越长度约70光年，看起来比较小，因为它位于银河系中心附近，距我们约25000光年。最亮的星也在+14等左右，需要使用10英寸（25厘米）的望远镜才能看到一部分，视星等为+7.9。它在蛇夫座。由法国天文学家查尔斯·梅西耶于1764年5月28日发现并记录为M 9。
M 9球状星团
M 9球状星团
M 9球状星团
M 9球状星团位置