梅西耶天体（M 90～M 99）
梅西耶天体（Messier object）（M 90～M99）
梅西耶天体（英语：Messier object），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。
M90，也称为Arp 76，NGC 4569，IRAS 12343 + 1326，MCG2-32-155，PGC 42089和UGC 7786，位于室女座和后发座交界处，东次将（太微左垣四）（室女座ε）恒星西部，赤经12时36分49.8秒，赤纬+13°09′46″，是一个明亮螺旋星系，坐落于以M 87为中心的次集团附近。视星等9.4，径向速度−235 ± 4公里/秒，红移-0.000784 ± 0.000013，银心速度−282 ± 4公里/秒，距离地球约6千万光年（5870± 2800万光年），视星等10.26，直径为166,000光年。
于1781年3月18日由法国天文学家查尔斯·梅西耶发现。M90是室女座星团中最大的漩涡星系之一。尽管它是一个大星系，它的恒星密度很低。由于该星系与室女座星团中的星云介质的相互作用，星系已经失去了大部分的星际介质。螺旋臂具有平稳和定义不清的外观几乎没有鲜明的特点，显示其恒星存在率极低。核心中的多个超新星爆发将星系的星际介质向外吹，并被与室女座的其他星系群内的介质相互作用所扰乱。M 90的光谱表现为蓝位移，与大部分星系相异，意谓着该星系正在接近地球。
M 90星系富含球状星团，大约有1000个，并有一个卫星星系（IC 3583），这是一个不规则的星系。两个星系都被认为是相互作用的，但是现在人们认为它们距离太远，根本无法相互作用。
M 90星系
M 90星系位置
IC3583，或PGC 42081，NGC 4569，Arp 76，由英国天文学家艾萨克·罗伯茨（Isaac Roberts）于1892年4月29日发现，位于室女座，一个不规则星系，东次将（太微左垣四）（室女座ε）恒星西部，赤经12时36分43.7秒，赤纬+13°15′26″，视星等12.6级，它的后退速度为1120 公里 /秒，距离地球约为5,000万光年。IC 3583的直径约4万光年。对NGC 4569通过处女座星团移动时产生的气体进行的一项研究表明，有迹象表明两个星系正在相互作用，在这种情况下，它们既是物理上的又是表面上的同伴。但由于它们的衰退速度相差近1500公里/秒，因此即使现在是同伴，它们也不会长期陪伴。
IC 3583星系
IC 3583不规则星系中心有一颗恒星
M91，也被称为NGC 4548，位于后发座，一个条纹旋涡星系，东上将（太微左垣五）（后发座γ）恒星西部偏南，赤经12时35分26.4秒，赤纬+14°29′47″，视星等10.2级，红移486±4公里／秒，距离地球约6300万光年，视星等11.0级，最大直径34,000光年，发国天文学家查尔斯·梅西耶于1781年3月18日首次发现。德国-英国天文学家威廉·赫歇尔于1784年4月8日也独立发现它。M 91星系在室女座星系团中，它穿过室女座星系团的速度大约为700公里 /秒，这是一个相当大的奇特速度，而星团的后退速度约为1100公里 /秒，这最终使它的后退速度只能达到约400公里 /秒。被归类为贫血星系，即它的恒星形成极少和气体含量低。
后发座M 91螺旋星系
M 91的红外图像，并显示了一个光滑的旋臂，就像一个古老的恒星群体所描绘的那样。
M 91星系图像，俄勒冈大学的格雷格·博顿的图像。它是一个弱条状星系，从条的末端发出旋臂。
M 91星系图像，迈克尔·珀塞尔（Michael Purcell）于1998年4月28日22:05从格罗夫克里克天文台（GCO）拍摄了这张M 91的图像，曝光时间15分钟。
M 91星系图像，照片来自圣安东尼奥附近的得克萨斯山乡村地区的纳尔逊·利伯（Nelson Limber）纪念天文台0.4米望远镜。
得克萨斯山乡村地区纳尔逊·利伯（Nelson Limber）纪念天文台，成立于1979年夏天，位于圣安东尼奥附近的德克萨斯山乡村地区，是一处私人天文台和住宅。
得克萨斯山乡村地区纳尔逊·利伯（Nelson Limber）纪念天文台的光谱旋光仪望远镜
M 91星系图像，亚利桑那大学天文学俱乐部拍摄的星系M 91
M 91星系
哈勃M91的太空望远镜图像。M 91中的星际尘埃引起的大量暗图案沿着螺旋臂，可以识别出一些蓝色的恒星云，其中包含蓝色炽热的年轻块状恒星，以及小的微红色弥散星云，可能是正在形成恒星的H II区。在此处可见的单个明亮恒星物体中，一些可能是造父变星，其它可能是前景恒星，M 91中的其他明亮巨星或小星团。有一条破碎的小行星路径横穿该星系的外部区域。从每次曝光中提取了五个轨迹段（以白色显示），并将其添加到星系的清洁彩色图像中。小行星在顶部中心进入图像，然后向下移动至左下方。由于望远镜正在绕地球轨道运行并且无法连续观测星系，因此在轨迹中会出现较大的间隙。这颗小行星的视觉大小为20.8，直径为1英里（1.6公里），是在距地球2.54亿英里和距太阳2.92亿英里的距离看到的。
M 91星系位置
M92，也称为梅西耶92或NGC 6341，是在北天武仙座内的一个球状星团，赤经17时 17分 07.39秒，赤纬+43°08′09.4″。它是1777年12月27日由德国天文学家约翰·波德（Johann Bode）发现，并且在1779年发表在天文年鉴上。这个星团在1781年3月18日被法国天文学家梅西耶重新独立发现，并且添加在它目录中的第92项。M 92距离地球约距离地球26,700光年（8,200秒差距）。视星等 +6.3，直径跨越100光年，质量是太阳质量的200,000倍，估计星团年龄在142 ± 12亿年，或大约就是宇宙年龄。
散布在银河系的球状星团中，M 92的绝对星等属于较明亮的一组。它是最古老的星团之一，位置在银河盘面上方约16,000光年（4,900秒差距），距离银河中心33,000光年（10,000秒差距。
在1997年的球状星团变星表中列出了这个星团中的28颗疑似变星，但其中只有20颗得到确认。在2001年，已经知道在M 92有17颗天琴座RR变星。
M 92星团
M 92球状星团位置
M 92球状星团中心，哈勃太空望远镜拍摄
M 92是银河系内最明亮的球状星团之一，在最良好的环境下可以用裸眼看见。
M 92球状星团，业余小望远镜拍摄。
M 92球状星团，加那利群岛拉帕尔玛岛的罗克·德·洛斯·穆恰乔斯天文台艾萨克·牛顿望远镜拍摄。
加那利群岛拉帕尔马岛的罗克·德·洛斯·穆沙乔斯天文台（Part of Roque de los Muchachos Observatory）的一部分，包括艾萨克·牛顿望远镜组（Isaac Newton Group）。威廉·赫歇尔望远镜（William Herschel Telescope）是左侧的大圆顶，艾萨克·牛顿望远镜位于右侧第二个位置，而雅各布斯·卡普汀（Jacobus Kapteyn）望远镜位于最右侧。
特殊星系2（Arp2），或PGC57678，UGC 10310，位于武仙座，一个漩涡星系，赤经16时16分17.9秒，赤纬+47°02′43″。基于相对于宇宙微波背景的745 公里/ 秒的后退速度，距离地球约3500万光年，视星等13.3级，直径约2.5万至3万光年。
Arp 2星系
Arp 2星系
Arp 2星系
M93（NGC2447），是在船尾座的一个疏散星团，赤经07时 44分30.0秒，赤纬−23°51′24″。于1781年3月20日被法国天文学家查尔斯·梅西耶发现。M 93至地球的距离大约是3,600光年（1,100 秒差距），视星等6.0，其中包含近百个相当明亮的恒星，这些恒星散布在直径约为20到25光年的区域中，估计年龄是一亿年。
M 93星团
M94，也称为梅西耶94或NGC 4736，是位于猎犬座的一个旋涡星系，于1781年3月22日被法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）发现，1781年3月24日被法国天文学家梅西耶观察到并编入其目录中。赤经12时50分 53.1秒，赤纬+41°07′14″。红移308 ± 1 公里／秒，以310 公里 / 秒的后退速度，距离1,600±130万光年（490±40万秒差距），视星等8.2, 星系中心区域宽约5万光年，外盘又延伸了3万光年。星系的核心包含一个7000光年宽的异常炽热明亮的年轻恒星环，这些恒星在不到一千万年前的“爆发”中形成。
M 94有一个直径70″的内环和直径600″的外环，这两个环在星系盘内的位置看似在共振的点上。研究发现，这个星系的外盘是活跃的，它包含星系总恒星质量的约23％，并贡献了星系新恒星的约10％。实际上，外层盘的恒星形成率大约是内层盘的两倍。M 94的内盘是椭圆形的扭曲，从而导致了该星系外盘的产生。M 94的特征有点像NGC 1512星系。
M 94星系
M 94的红外和紫外多光谱合成的图像。红色，蓝色和绿色用于代表各种红外波长，紫色用于紫外线辐射。中心附近的黄色圆圈表示来自炽热年轻恒星的紫外线辐射与来自恒星附近的气体和尘埃云的红外辐射的组合。
M 94（NGC4736）周围的外环不是封闭的恒星环，2009年10月10日的《天体物理学杂志》中，一个国际天文学家和天文学家团队的报告。
M 94星暴星系，哈伯望远镜拍摄的星暴星系M 94，美丽的螺旋星系M 94，位在北天的猎户座里，距离我们约1,600万光年远。这个宽约30,000光年，有螺旋臂扫过其宽广星系盘外围的正向星系，是地球天文学家经常观察的标的之一。不过这幅哈勃太空望远镜影像，只覆盖了M94中心约7,000光年的区域。 突显这个星系致密明亮的星系核，鲜明的内尘埃带，与年轻大质量恒星聚成的泛蓝恒星环。在这个环上，年龄可能全都不到1千万年的恒星，见证M94是个正经历狂暴恒星诞生期的星暴星系，而呈递分形的泛蓝恒星，可能是核心棒的重力和转动所触发的，扩展传播的涟漪波前。由于M 94相对邻近，天文学家得以仔细探索它星暴环的详细结构。
M95，也称为NGC 3351，位于狮子座，是一个棒状旋涡星系，赤经10时43分 57.7秒，赤纬+11° 42′ 14″。红移778公里／秒，距离地球3,260万光年（1,000万秒差距），视星等9.7。星系的中心包含一个环形核形成区域，其直径约为2000 光年（600秒差距）。由法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）于1781年3月20日所发现，查尔斯·梅西耶于发现4天后将它登记为梅西耶天体。
M 95也是狮子座I星系群（即M 96星系群）中的一个星系，此星系群中还包括M 96与M 105两个梅西耶天体。2012年3月16日在M 95发现了一颗名为SN 2012aw的II型超新星，估计是质量为太阳质量12.5倍的红超巨星爆炸后形成的。
M 95星系中的恒星形成发生在至少五个直径在326光年（100秒差距）到500光年（150秒差距）之间的区域，这些区域由大小在6光年（1.7秒差距）到约16光年（4.9秒差距）之间的几个星团组成。这些单独的星团包含180万–870万个太阳质量的恒星，并且可能正在形成球状星团。
M 95星系
M 95星系，斯皮策太空望远镜红外阵列相机（IRAC）拍摄。
M 95星系
M 95星系
M 95星系，显示了将能量重新分配到恒星形成星系中的星际介质中的过程。
M 95星系
M 95星系
IC559，或PGC 27910，位于狮子座，是一个不规则的矮星系，赤经9时44分43.9秒，赤纬+09°36′55″。视星等14.0。星系的中心包含一个环形核形成区域，其直径约为2000 光年（600秒差距）。由法国天文学家斯蒂芬·哈维尔（Stephane Javelle）（1864年11月16日-1917年8月3日）于1893年4月13日所发现。
由于其不规则的形状和明亮的蓝色星光散布，看起来像稀疏的云，但实际上充满了气体和尘土，正在孕育新的恒星。
IC 559星系，哈勃太空望远镜图像。
IC 559星系
NGC3115，也称为纺锤星系（Spindle Galaxy）和主轴银河（Spindle Galaxy）或科德韦尔53（Caldwell 53），位于六分仪座，一个野状双凸透镜状星系。它包含一个圆盘和一个中心核凸起，但没有可检测到的螺旋形。有人猜测，NGC 3115在其青年时期是类星体。NGC 3115已消耗掉了其年轻吸积盘的大部分气体。它几乎没有气体和尘土，不会触发新恒星的形成。它的大部分组成恒星都非常老。这个星系是德国天文学家威廉·赫歇尔在1787年2月22日发现的。
张宿二（长蛇座λ）恒星北面，赤经10时05分14.0秒，赤纬-7°43′07″，红移663 ± 4公里/秒，与地球的距离大约是3,200万光年，视星等9.9，星系横跨约8万光年。
在1992年，夏威夷大学的约翰·科门迪（John Kormendy）和密歇根大学的道格拉斯·里奇斯通（Douglas Richstone）宣称在这个星系观测到超大质量黑洞，它是当时发现最大质量的黑洞，是太阳质量的10亿倍。该星系似乎主要是古老的恒星，几乎没有活动。黑洞的增长也已停止。2011年7月，为了探测黑洞，美国国家航空航天局（NASA）的钱德拉X射线天文台检查了星系中心的黑洞，发现黑洞正在吞噬周围的物质。天文学家从星系中心的热气体中减去了双星的X射线信号。然后，通过研究距黑洞不同距离的热气体，天文学家观察到一个临界值：气体的运动首先由超大质量黑洞的引力控制，然后向内下落。发生黑洞的距离称为“邦迪半径（Bondi radius）”，当气体流向黑洞时，它会被挤压，变得更热，更亮，这是X射线观察所证实的特征。研究人员还发现，星际气体的温度上升的距离大约是位于这个黑洞700光年处，这个位置即邦迪半径，通过这个数据，研究人员计算出了在NGC 3115中心超大质量黑洞具有20亿倍的太阳质量。
NGC 3115星系，在这里是来自钱德拉X射线天文台和欧洲南方天文台的超大望远镜（VLT）的数据合成图像。使用钱德拉（Chandra）图像，成像的热气体流向该星系中心的超大质量黑洞的过程。这是首次在黑洞中观察到明显证据表明存在这种流动。钱德拉数据以蓝色显示，来自欧洲南方天文台超大望远镜（VLT）的光学数据为金色。X射线图像中的点源主要是包含气体的双星，该气体把恒星拉到黑洞中。
插图为钱德拉图像的中央部分，这个黑洞就位于星系中央，之前的观测数据已经表明，在这个黑洞周围存在大量的物质溅落现象，黑洞正在吞噬周围的物质，但是像这张这么清晰的关于“黑洞进食炙”热气体的图像还是首次被拍摄到。在黑洞的位置看不到任何点源，而是发现了来自热气的X射线发射和来自未解析双星的合并X射线发射的平稳状态。
NGC 3115星系
NGC3169，PGC 29855，是一个位于六分仪座的螺旋星系。赤经10时14分14.7秒，赤纬+03°28′01″，红移+0.00418公里/秒，基于1240公里/秒的后退速度，距离地球6000万光年。星系宽度约为12.5万光年，视星等10.3。该星系的形状受到邻近星系NGC 3166的重力扰动而变形。2003年在该星系内发现超新星SN 2003cg。1783年12月19日被德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。
NGC 3169星系
NGC3166，或PGC 29814，PGC 1251971，是一个位于六分仪座的透镜状螺旋星系。赤经10时13分45.7秒，赤纬+03°25′29″，基于1345公里/秒的后退速度，距离地球6500万光年。星系宽度约为8.5万光年，视星等10.4。该星系的形状受到邻近星系NGC 3169的重力扰动而变形。1783年12月19日被德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。
NGC 3166星系
NGC3165，或PGC 29798，是一个位于六分仪座的旋涡星系。赤经10时13分31.3秒，赤纬+03°22′30″，基于1340公里/秒的后退速度，距离地球6500万光年。星系宽度约为2.5万光年，视星等13.9。该星系的形状受到邻近星系NGC 3169的重力扰动而变形。1856年1月30日由爱尔兰天文学家威廉·帕森斯（William Parsons）的助手米切尔（Mitchell）发现。
NGC 3165星系
NGC3339，或PGC 5067648，位于六分仪座，是一颗恒星。赤经10时42分10.1秒，赤纬-00°22′09″，视星等15.1。德国天文学家阿尔伯特·马特（Albert Marth）在1865年1月30日发现。
NGC 3339恒星
NGC3340，或PGC 31892，位于六分仪座，是一个旋涡星系。赤经10时42分18.0秒，赤纬-00°22′37″，视星等13.0。德国天文学家阿尔伯特·马特（Albert Marth）在1865年1月30日发现。
NGC 3340星系
NGC3341，或PGC 31915，位于六分仪座，是一个旋涡星系。赤经10时42分31.5秒，赤纬+05°02′38″，视星等14.0。德国天文学家阿尔伯特·马特（Albert Marth）在1865年3月22日发现。由三个星系合并形成，一个巨大的旋涡形和两个更小的矮椭圆形物体，在整个结构的北部和东北部轮廓中可见。较小的星系的质量估计比较大的星系小25到50倍。多光谱研究表明，东部矮星实际上是一个“偏心类星体”，这意味着它是一个带有黑洞的星系，可能正在吸收大量气体，这可能是由于正在进行的合并所致，并且正在散发数量惊人的X射线。
NGC 3341星系
M96，也称为NGC 3368，位于狮子座，是一个旋涡星系，赤经10时46分45.7秒，赤纬+11°49′12″。红移897 ± 4 公里／秒，距离3400万光年（1040万秒差距），视星等9.3。由法国天文学家皮埃尔·梅香于1781年3月20日所发现。查尔斯·梅西耶于1781年3月24日观测到并记录为M 96。
其明亮的内部直径约达66,000光年。它有一个较弱的外圈，可将直径扩大到约100,000光年。内盘由老的黄色恒星组成。星系包含大量的尘埃和恒星形成区域的蓝色结。
M 96具有两个环形结构，一个围绕星系的内半部，这可能是外螺旋臂朝着条形的末端缠绕时的奇怪排列，还有在中心附近的一个小得多的区域，其中包含由气体和尘埃云包裹的几个明亮区域，并暗示最近发生了强烈的恒星形成。
M 96核心的紫外线发射变化表明存在超大质量黑洞，质量的估计范围是太阳质量的150万至4800万之间。
1998年5月9日，在该星系中观测到超新星事件，被定为SN 1998bu，它在5月21日达到最大光照度，然后其幅度稳定下降。一年后再进行观察表明，爆炸创造了是太阳系铁质量的0.4倍。
M 96也是狮子座I星系群（即M 96星系群）中的一个星系，此星系群中还包括M 95与M 105两个梅西耶天体。
M 95（右）与M 96（右）
M 96星系位置
M 96星系，哈勃太空望远镜2015年9月4日拍摄。
NGC3310，也被称为Arp217，IRAS 10356 + 5345，MCG9-18-8，PGC 31650和UGC 5786，位于大熊座，一个漩涡星系。天璇星（大熊座β）西南，天璇增一星（大熊座36）东南，坐标：10小时38分45.86秒，赤纬+53°30′12″。红移993公里/ 秒，距太阳系约4200万光年（13万秒差距），最大直径约41,000光年，视星等10.8。直径约32,000光年，宽约22,000光年。它是一个星爆星系，据估计该天体在大约1亿年前与其中一个伴星星系碰撞并合并，这种碰撞造成非常强烈的恒星形成原因。NGC 3310中有数百颗星团，这些星团中的每一个恒星都在不到10万年的过程中形成，多达一百万颗恒星。此外，整个星系都可以发现数百颗非常明亮的年轻孤星。至少在过去的4000万年中，NGC 3310的环状星团一直在进行爆发活动。于1789年4月12日由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔发现。
NGC 3310星系
猫头鹰星云（OwlNebula），或夜枭星云，M 97，NGC3587，是位于大熊座的行星状星云，赤经11时14分48秒，赤纬+55°01′10″。距离地球2600光年，视星等9.9，直径为150角秒，它延伸了大约2光年的距离，年龄估计为6,000年。是由法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）于1781年2月16日发现的。爱尔兰天文学家威廉·帕森斯在1848年观察到这个星云时，他的手绘插图就像一只猫头鹰的脑袋，从那时起它就被称为猫头鹰星云
星云大约有8,000年的历史。它的横截面约为圆形，内部结构很少可见。它是由沿着恒星的巨大分支演化的中心恒星的恒星风的物质流出形成的。星云分布在三个同心的壳中，最外层的壳比内层大20–30％。星云的猫头鹰状外观是由于内壳不是圆形对称的结果，而是形成了与视线成45°角对齐的桶状结构。
它的外半径约为0.91 光年（0.28秒差距），并且以27-39 公里 / 秒的速度向周围的星际介质扩展。
星云拥有约0.13个太阳质量的物质，包括氢，氦，氮，氧和硫，密度都小于每立方厘米100个粒子。它的中央恒星（白矮星）的视星等约16级，其质量为太阳的55-60％，亮度是太阳亮度的41-148倍，其有效温度约为123,000开尔文（绝对温度K）。
猫头鹰星云
猫头鹰星云位置
M 97星云位置图
M98，也被称为NGC 4192，位于后发座，一个螺旋星系，也是室女座星系团（距离银河系最近的一个星系团）的成员之一，东上将（太微左垣五）（后发座γ）恒星西部偏南，赤经12时13分 48.3秒，赤纬+14°54′01″，红移-142 ± 4 公里／秒的速度接近我们。距离地球5500万光年，视星等11.0，直径约15万光年。这个星系中恒星的总质量估计是太阳质量的760亿倍（7.6 × 1010）倍。它包含约43亿个太阳质量的中性氢和8500万个太阳质量的尘埃。
NGC 4192大约7.5亿年前，可能已经与大型旋涡星系M 99（NGC 4254）发生了相互作用。两者之间的距离现在为1,300,000光年（400,000 秒差距）。
1781年3月15日被法国天文学家皮埃尔·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）第一个发现。查尔斯·梅西耶于1781年4月13日观察并记录为M 98。
M 98星系
M 98星系
M 98星系，哈勃太空望远镜拍摄。
M 98星系，哈勃太空望远镜拍摄。
M99，也被称为NGC 4254，PGC 39578，位于后发座，一个旋涡星系，也是室女座星系团（距离银河系最近的一个星系团）的成员之一，东上将（太微左垣五）（后发座α）恒星西部偏南，赤经12时18分49.6秒，赤纬+14°24′59″，红移2407 ± 3公里／秒，距离地球约1.11亿光年，视星等9.9，最大直径17.1万光年，1781年3月15日，法国天文学家皮埃尔·弗朗索瓦·安德烈·梅香（Pierre Francois Andre Mechain）第一个发现，查尔斯·梅西耶于1781年4月13日观察并记录为M 99，将它放入《星云星团表》中。
该星系具有正常外观的臂和较不紧绷的伸展臂。中性氢气的桥梁将NGC 4254与暗星系VIRGOHI21，氢云区域和可能的暗星系连接起来。后者的引力可能使M 99扭曲并拉出了气桥，因为两个星系大小的物体可能在各自分开的路径之前就已经相遇了（但是不清楚VIRGOHI21的存在，而另一个候选者是双凸透镜NGC 4262星系，这一事件发生在2.8亿年前）。
在这个星系中已经观测到四个超新星：1967年6月的II型超新星1967H，视星等14。1972年12月16日的II型超新星1972Q，视星等15.6。1986年5月17日的I型超新星，视星等14。2014年1月26日的Ic型超新星2014L，视星等15.4。
VIRGOHI21，是一个迄今为止最为奇特的星系，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日美国康奈尔大学科学家领导的国际天文学研究小组宣布，最终证实该天体构造其实是一个暗星系，其尺寸与普通的星系差不多，但却完全由暗物质组成。所检测到“VIRGOHI21”暗星系的氢的质量约为1亿个太阳质量，赤经12时17分53.6秒，赤纬+14°45′25″，红移1966公里／秒，与太阳相距约5,000万光年。
设在荷兰的“威斯特博尔克综合射电天文望远镜”（Westerbork Synthesis Radio Telescope），精确测定了该星系的大小。通过哈伯太空望远镜的进一步观测，发现该星系中不存在一颗恒星，甚至连构成普通恒星和行星的物质也找不到。
荷兰韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）和波多黎各阿雷西博天文台获得的覆盖更广范围的敏感图谱显示，VIRGOHI21嵌入了NGC 4254产生更宽广的尾巴。
在研究超级星系M 99（NGC 4254）时意外发现VIRGOHI21星系，在M 99星系周围观测到典型的气体发光现象，后来的重力测量结果显示，M 99星系旁边肯定存在着一个巨大的重力源，但是却观测不到任何可见的星系。
M 99星系
M 99星系，哈勃太空望远镜拍摄的影像。
M 99的近红外图像
M 99星系
荷兰东北部韦斯特博克综合射电天文望远镜
NGC 4262，室女座星系团的成员之一，位于后发座，一个旋涡星系，东上将（太微左垣五）（后发座α）恒星西部偏南，赤经12时19分30.6秒，赤纬+14°52′40″，视星等12。1784年4月8日被德裔英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。
NGC 4262星系
NGC4710，位于后发座，一个双凸透镜状旋涡星系，也是室女座星系团（距离银河系最近的一个星系团）的成员之一，东上将（太微左垣五）（后发座α）恒星西部偏南，赤经12时49分38.9秒，赤纬+15°09′56″，红移1125±10公里／秒，视星等11.9。1784年3月21日由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。
NGC 4710星系，哈勃太空望远镜图像。注视星系中心时，可以探测到微弱的，空灵的“X”形结构。天文学家称这种特征为“四角形”或“花生形”凸起，是由于星系条中恒星的垂直运动所致，当星系边缘可见时才明显。
NGC 4710星系，哈勃太空望远镜图像。