梅西耶天体（M 30～M 39）
梅西耶天体（Messier object）（M 30～M39）
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。
M30（也称为NGC7099），是位于南天摩羯座的一个球状星团。赤经21时40分22.12秒，赤纬–23°10′47.5″。它是法国天文学家梅西耶在1764年发现的，但他将它描述为一个没有恒星的圆形星云。在1880年代编辑的NGC天体表则将它描述为“显著的球形，明亮、巨大，略呈椭圆”。这个星团使用10×50的双筒望远镜就很容易看见，像是一个朦胧的光斑，直径大约4角秒宽，沿东西方向的轴稍长些。使用口径更大的天文望远镜，可以解析出单颗的恒星，星团的范围扩大到12角秒，致密的核心大约是1角秒。最适合观赏的时间是每年的8月。
距离地球约是27,140光年，视星等+7.7，直径大约93光年。估计它的年龄是129.3亿年，质量约是太阳的160,000倍。这个星团的轨道穿过内银晕，并且是逆行的，这表明它是来自卫星星系，而不是在银河系内形成。它目前与银河中心的距离大约是22,200光年（6.8秒差距）。
M 30星团现在集中在核心的质量大约是每立方秒差距范围内有100万个太阳质量，这使它成为银河系中密度最高的区域之一。大规模的分异过程可能导致中心区域获得大比例的大质量恒星，从而产生颜色梯度，使星团中心的蓝色调增强。
M 30星团，哈勃太空望远镜拍摄
M 30星团
帕罗马12（Palomar12），是位于摩羯座的一个球状星团，M 30球状星团的东北，位于赤经21时46分38.84秒，赤纬-21°15′09.4″。它处于银河系的银晕内。由美国国家地理学会－帕洛马山天文台巡天调查中被罗伯特·乔治·哈灵顿（Robert George Harrington）和瑞士天文学家弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky）（1898年2月14日至1974年2月8日）在干片中首先发现，被归类为球状星团。但是兹威基相信它的本质是本星系群邻近的一个矮星系。它是相对年轻的星团，年龄大约只有比银河系中大多数球状星团年轻约30%。它的平均亮度是-4.48。距离地球63,600光年（19,500秒差距），视星等11.99，质量是太阳质量的15900倍，半径162±8 l光年。
根据适当的运动研究，该星团于2000年被认为是在1.7亿年前从人马座矮椭球星系捕获的。现在，一般认为它是人马座矮星系的成员之一，估计它的年龄为6.5亿岁。
哈伯太空望远镜拍摄的帕罗马12
仙女座星系（AndromedaGalaxy），也称为梅西尔31（Messier 31）、星表编号为M 31和NGC 224，或MCG 7-2-16，PGC 2557或UGC 454，在旧文献中曾经称为仙女座星云，在中国古代被称为奎宿增廿一，位于仙女座，一个漩涡星系。仙女座星系以大约每秒300公里的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。将太阳系在银河内的速度考量进去，将会发现仙女座星系以100～140公里/秒的速度接近我们的银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，因为我们并不知道仙女座星系的横向速度。即使会发生碰撞，也是30亿年后的事情。赤经00时 42分 44.3秒，赤纬+41°16′09″，视星等+4.36，距离地球250万光年，仙女座星系是人类肉眼可见（视星等3.4）最远的深空天体。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，直径220,000光年。包含约1万亿颗恒星，数量远比我们的银河系多。
M 31是我们银河系最近的螺旋星系，首先被波斯天文学家阿卜杜勒·拉赫曼（Abd Al-Rahman Al）描述为一个微小的云。1612年由德国天文学家西蒙·马里乌斯（Simon Marius）第一次用望远镜观察到。威廉·赫歇尔（William Herschel）于1785年观察了M31，并注意到星系内核心的微弱红光。1864年，威廉·哈金斯（William Huggins）观察了仙女座星系，注意到它与其他气态星云不同，发现了它是仙女座一个大星系。1885年8月17日由法国天文学家卢多维奇·古利（Ludovic Gully）在仙女座星系中发现，爱尔兰业余天文学家艾萨克·沃德（Isaac Ward）1885年8月19日在贝尔法斯特也看到过，1885年8月20日，德国天文学家恩斯特·哈特维格（Ernst Hartwig）在爱沙尼亚多尔帕特（塔图）天文台对超新星的独立探测被证实，该天体被命名为超新星“ S仙女座”。该天体是仙女座星系中第一个也是唯一一个超新星，被称为“超新星1885”（Nova 1885）（SN 1885A）。
卡尔·恩斯特·阿尔布雷希特·哈特维格（1851年1月14日在法兰克福– 1923年5月3日在班贝格）是德国天文学家
仙女座大星系的第一张照片是在1887年拍制的，并在其上看到了旋臂。由于发现了漩涡结构，仙女座星系被认为是在银河系以外的一个河外星系，仙女座的质量估计为1.23×1012倍的太阳质量，相当于银河系质量（5.8×1011 太阳质量M☉）的2.12倍。仙女座星系中心的质量（包括暗物质）为6×109倍的太阳质量。仙女座的核心是一个非常紧凑的物体，周围环绕着一群古老的恒星。基于此，计算出中心黑洞的质量，质量为108倍的太阳质量。
光谱学研究提供了仙女座星系旋转速度作为距岩心径向距离的函数的详细测量结果。距核心1,300光年（82,000,000 天文单位）时，旋转速度的最大值为225公里/秒（140英里 / 秒），其最小值可能低至每秒50公里（31英里 / 秒）距核心7,000光年（440,000,000 AU）。再往外走，旋转速度上升到半径33,000光年（2.1×109天文单位），达到每秒250公里（160英里 / 秒）的峰值。速度缓慢下降到该距离之外，在80,000光年（5.1×109天文单位）时降至每秒约200公里（120英里/秒）。这些速度测量表明在核中的集中质量约为6×109太阳质量。
M 31看上去有比银河系更多的普通恒星，而且估计的亮度是我们银河系的两倍。但是恒星形成的效率在银河系高了许多，在M 31每年只能制造出一个太阳质量的恒星，而银河系是3-5个太阳质量。新星出现的比率银河系也高于M 31一倍。在45亿年之后，仙女座星系将会和银河系相互碰撞，其中的超大质量黑洞将会融为一体，融合成一个全新的星系。
2012年，在仙女座星系中发现了一个微型类星体，即一个较小的黑洞发出的无线电脉冲。祖先黑洞位于银河系中心附近，大约有10 个太阳质量。通过由欧洲航天局XMM-牛顿探测器和钱德拉X射线天文台，及超大型阵列和超长基线阵列观察到，微类星体是第一个在仙女座星系内观测到，也是银河系外的第一次观测到。
像银河系一样，仙女座星系也有卫星星系，由14个已知的矮星系组成。最著名和最容易观察到的卫星星系是M 32和M 110。M 32可能曾经是一个较大的星系，被M 31移除了其恒星盘，并且在核心区域的恒星形成急剧增加。M 110似乎也正在与仙女座星系相互作用，天文学家在后者的光环中发现了似乎已从这些卫星星系中剥离的富含金属的恒星流。M 110确实有一条尘土飞扬的车道，这可能表明最近或正在进行中的恒星形成。
仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为梅奥尔II（马亚尔II），绰号是G1（一号Gloup one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗恒星，亮度大约是银河系内所知最明亮的球状星团半人马座ω的两倍。G1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为G1是以前被M31吞噬的矮星系残骸。另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的G76。在2005年，天文学家在M31又发现一种全新型态的星团，新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到几十光年，密度也低了几十倍；恒星之间的距离也远了很多。
仙女座星系正以每秒约110公里（68英里/秒）的速度接近银河系。随着太阳绕我们银河系中心以大约225公里/秒（140英里/秒）的速度运行，据测量它以相对于太阳的速度接近每秒300公里（190英里/秒）。这使仙女座星系成为约100个可观察到的蓝移星系之一
仙女座星系相对于银河系的切向或侧向速度要比接近速度小得多，因此预计在大约40亿年内会直接与银河系碰撞。碰撞的可能结果是，这些星系将合并形成一个巨大的椭圆形星系，甚至可能是一个大的圆盘星系。这些事件在星系组中的星系中很常见。目前尚不清楚发生碰撞时地球和太阳系的命运。在银河系合并之前，太阳系极有可能从银河系弹出或加入仙女座星系。在北半球的秋夜最好看仙女座星系，当星系从中纬度到达天顶时，几乎可以整夜看到。
仙女座大星系（M 31）
仙女座大星系（M 31）
仙女座大星系（M 31），该图像还显示了M 32和M 110，以及NGC 206（仙女座星系中的明亮恒星云）和恒星仙女座Nu（Nu Andromedae）。
仙女座星座中的漩涡星系，与几乎完整的满月的典型视图相结合
仙女座星系（M 31），图像还显示了M 32（上面小亮点）和M110（下面），以及NGC 206（仙女座星系中的一颗明亮的星云）和恒星仙女座Nu（Nu Andromedae）。
仙女座大星系
仙女座大星系内的恒星
仙女座大星系位置
仙女座星系的图像中，梅西耶110位于中心的右下方
斯皮策太空望远镜24微米红外线下的M 31影像
斯皮策太空望远镜红外线下的M 31影像
仙女座星系中心的钱德拉X射线望远镜图像。星系中心区域内的许多X射线源（可能是X射线双星）显示为淡黄色的点。 中心的蓝色源位于超大质量黑洞的位置。
钱德拉太空X射线望远镜
哈勃太空望远镜的影像显示仙女座星系可能有双核心的结构
NGC206，是仙女座的一个疏散星团，是仙女座星系中最丰富，最明显的恒星云，位于该星系的一个有许多星云的旋臂上，赤经00时40分31.0秒，赤纬+40°44′18″。从地球上看，它是仙女座星系中最亮的星云。NGC 206距地球约250万光年，于1786年10月17日由德国天文学家威廉·赫歇尔发现。
NGC 206是一个非常年轻的星团，组成它的恒星多数是非常明亮的蓝巨星，它包含比视星等−3.6还要亮的300颗恒星。通过研究NGC 206的造父变星的周期和亮度天文学家得以非常精确地确定仙女座星系离地球的距离。
NGC 206位于仙女座星系的螺旋臂中，在无中性氢的区域中，具有双重结构，其中一个区域的年龄约为1000万年，并且在其边界之一内包括多个中性氢（H II）区。其它年龄在4000万至5000万年之间，其中包括许多造父变星。
NGC 206星云
NGC404 ，也成为米拉奇幽灵（Mirach's Ghost），是仙女座的一个透镜状椭圆星系，1784年9月13日由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔发现。赤经01时09分27.0秒，赤纬+35°43′03″。视星等10.3。以径向速度为-50 公里 / 秒接近我们，距离地球约1000万光年，该星系的宽度约为1万光年，这意味着它是一个“矮”星系。NGC 404星系周围有3万光年宽的炽热明亮的年轻恒星环，这可能大约在十亿年前由于与另一个星系的碰撞所致。由于相遇的引力冲击而压缩的气体导致形成新的恒星和星团，这些星团和星团很多又热又明亮，足以发出大量的紫外线。因此，曾经被认为是一个相当普通的星系变成了一个非常有趣的星系。
NGC 404 星系，左面是奎宿九（仙女座β）恒星，半径是太阳半径的100 倍，质量是太阳质量的4 倍，亮度是太阳亮度的1,995倍。
NGC 404 星系
NGC 404 星系
NGC 404椭圆星系
梅奥尔II（马亚尔2/MayallII）（M31的G1），也称为NGC-224-G1、SKHB 1、GSC 2788:2139、HBK 0-1、M31GC J003247+393440或仙女座星团，是一个绕着星系M 31，也就是仙女座星系的球状星团。它的位置在距离仙女座星系核心130,000光年远，并且是本星系群中绝对星等最亮的球状星团，该星团至少包含30万颗旧恒星，视星等为13.7等。G 1的质量被认为是半人马座ω恒星的两倍，并且在其核心中可能有中质量的黑洞（约 2×104太阳质量 M⊙）。它是由美国天文学家尼古拉斯·梅奥尔（Nicholas Mayall）和艾根（Eggen）在1953年首次从帕洛马山天文台48吋施密特望远镜在1948年拍摄的干版上检出的。由于恒星金属量的分布很广，包含了数个旧恒星和许多的新恒星，显示经历了数个世代的恒星生成，所以许多人主张它不是真正的球状星团，而是被仙女座星系吞噬的矮星系残留下的星系核心残骸。位于奎宿七（仙女座ν）恒星西面，奎宿八（仙女座μ）恒星西北，赤经00时 32分46.51秒，赤纬+39°34′39.7″，距离地球252 万± 0.14 光年（又说约290万光年），视星等+13.8。质量一千万个太阳质量，半径在21.2±1.0光年，估计年龄约12 亿年。
梅奥尔II（M31的G1）
NGC185，或UGC 396， PGC 2329， LEDA 2329，考德威尔18（科德韦尔18Caldwell 18），位于仙后座，一个矮椭圆星系或球状星系，也是仙女座星系的卫星星系之一。赤经00时38分57.970秒，赤纬+48°20′14.56″。视星等10.1。以径向速度为-202公里 / 秒接近我们，距离地球约205万光年（63万秒差距）。马丁内斯·德加多（Martínez-Delgado），阿帕里西奥（Aparicio），加拉特（Gallart）在1999年研究了NGC 185的恒星形成历史，发现NGC 185的大多数恒星形成发生在早期。在最后的约1 0亿年，恒星仅在该星系中心附近形成。 沃尔特·巴德（Walter Baade）于1951年在该星系中发现了年轻的蓝色天体，但事实证明这些天体是星团而不是单个恒星。马丁内斯·德加多（Martínez-Delgado）等人也发现了中心附近的超新星遗迹。1787年11月30日由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。
NGC 185星系，2微米红外线（2MASS）观测到的星系。
NGC 185星系5，哈勃太空望远镜观测到的星系。
NGC147，也称为DDO3或Caldwell 17（科德韦尔17），位于仙后座，一个矮球状星系，也是仙女座星系的卫星星系之一。赤经00时33分12.2秒，赤纬+48°30′32″。以径向速度为-195公里 / 秒接近我们，距离地球约253万光年，该星系的最大尺寸大约8000光年，视星等9.5。1829年9月8日由英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）发现。
NGC 147星系
NGC 147星系
NGC 147星系，2微米红外线（2MASS）观测到的星系。
仙女座Ⅰ号（AndI），是位于仙女座的一个矮小的椭球星系，M 31南方约3.5度偏东一点的位置上，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。与M 31 的距离约150,000光年。赤经00时45分39.8秒，赤纬+38°02′28″。以径向速度为-368公里 / 秒接近我们，距离地球约264万光年，视星等13.6。是加拿大天文学家斯德尼·范·德·伯格（Sydney van Der Bergh）在1970年和1971年使用加州帕洛马山天文台48英寸（1.2米）的施密特望远镜进行摄影干板巡天时发现的。估计的年龄是100亿岁。哈勃太空望远镜在仙女座Ⅰ也发现了一个球状星团，是在最黯淡的星系中发现的这种星团。
仙女座I、仙女座Ⅱ和仙女座Ⅲ星系的位置
仙女座I星系
仙女座Ⅱ号（AndⅡ），是位于仙女座的一个矮小的椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一，也很接近M 33。赤经01时16分29.8秒，赤纬+33°25′09″。以径向速度为-188公里 / 秒接近我们，距离地球约222万光年，视星等13.5。是加拿大天文学家斯德尼·范·德·伯格（Sydney van Der Bergh）在1970年和1971年使用帕洛马山天文台48英寸（1.2米）的施密特望远镜进行摄影干板巡天时，与仙女座I和仙女座Ⅲ一起发现的。
仙女座 Ⅲ号（AndⅢ），是位于仙女座的一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经00时35分33.8秒，赤纬+36°29′52″。以径向速度为-351公里 / 秒接近我们，距离地球约224万光年，视星等15.0。是加拿大天文学家斯德尼·范·德·伯格（Sydney van Der Bergh）在1970年和1971年使用帕洛马山天文台48英寸（1.2米）的施密特望远镜进行摄影干板巡天时，与仙女座I和仙女座Ⅲ一起发现的。
仙女座IV号（AndIV），位于仙女座，是一个孤立的不规则矮星系。是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经00时42分32.3秒，赤纬+40°34′19″。视星等16.6。以径向速度为-256公里 / 秒后退速度，距离地球2,200万至2,400万光年。星系非常暗，于1972年由加拿大天文学家斯德尼·范·德·伯格（Sydney van Der Bergh）发现。
仙女座IV号星系，在TYC 2801-551-1星的右边。
仙女座 Ⅴ号（And Ⅴ），是位于仙女座的一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经01时10分17.1秒，赤纬+47°37′41″。视星等15.9。以径向速度为- 403公里 / 秒接近我们，距离地球约252万光年。仙女座 Ⅴ是由阿曼德洛夫（Armandroff）等人，在1998年为了出版帕罗马第二次巡天（POSS-II）的资料时，进行数值分析时发现的。
飞马座矮椭球星系（PegasusDwarf Spheroidal）（Peg dSph），也称为仙女座 Ⅵ号，位于飞马座，一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经23时51分46.3秒，赤纬+24°34′57″。视星等14.2。以径向速度为-354公里 / 秒接近我们，距离地球270万光年。而距离仙女座大星系大约96万光年。飞马座矮椭球星系的恒星以贫金属的星族为主。是在1999年由美国帕洛马山天文台第二次天文观测（POSS II）时发现的。
飞马座矮椭球星系
飞马座矮不规则星系，也称为Peg DIG，或飞马座矮星系，位于飞马座，一个不规则矮星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经23时28分36.2秒，赤纬+14°44′35″。视星等13.2。以径向速度为-183公里 / 秒接近我们，距离地球300万光年。在1950年代就被美国天文学家艾伯特·乔治·威尔逊（Albert George Wilson）发现。
仙后座矮星系（CassiopeiaDwarf），也称为仙女座VII号（And VII），位于仙后座，一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经23时26分31.0秒，赤纬+50°41′31″。视星等12.9。以径向速度为-307公里 / 秒接近我们，距离地球258万光年。仙后座矮星系是在1998年与飞马座矮椭球星系同时被前苏联和乌克兰的一组天文学家卡拉琴采夫（Karachentsev）和卡拉琴采娃（Karachentseva）等人发现的。仙后座矮星系与飞马座矮椭球星系是已知的卫星星系中距离仙女座大星系最远的，但仍然在其重力能掌握的区域内。这个星系内既不包含任何年轻的大质量恒星，也不显示最近恒星形成的痕迹。都是老年恒星为主，恒星年龄达到100亿年。
仙后座矮星系
仙女座VIII号，位于仙后座，一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经00时42分06.0秒，赤纬+40°37′00″。视星等9.1。距离地球270万光年。是在2003年8月发现的星系。
仙女座IX号（AndIX），是位于仙女座的一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经00时52分53.0秒，赤纬+43°11′45″。以径向速度为-216公里 / 秒接近我们，距离地球约250万光年。是从史隆数位巡天（SDSS）在2002年10月5日开始对M 31的长轴方向扫描得到的数据中检出的。
仙女座 Ⅹ号，位于仙后座，一个矮椭球星系，是本星系群的一个星系，也是仙女座星系（M 31）的卫星星系之一。赤经01时06分33.0秒，赤纬+44°48′16″。视星等16.1。距离地球290万光年（890千秒差距）。是在2005年发现的矮小的球星系。
IC10 ，或UGC192， PGC 1305，位于仙后座，一个不规则星系，坐标：00小时20分17.3秒，赤纬+ 59°18′14″。基于其-348公里/秒的速度接近银河系，距离地球220万（66万秒差距），视星等10.4。其跨度约为7,000光年，因此被称为矮星系。
是由美国天文学家刘易斯·斯威夫特（Lewis Swift）（1820-1913年）在1887年10月8日发现的，在1935年，尼古拉斯·梅亚尔（Nicholas Mayall）成为第一个暗示该物体是银河系外的星系。埃德温·哈勃（Edwin Hubble）怀疑它可能属于银河系本地群，但几十年来它的状态一直不确定。 1962年对IC 10的径向速度进行了测量，发现它以约350公里/秒的速度接近银河系，从而加强了其成为银河系本地群成员的证据。1996年，根据造父变星的观测结果，通过直接测量其距离，最终确定了它为银河系本地群的成员。尽管银河系很近，但由于它位于银河系平面附近，因此被星际物质严重遮盖，因此很难研究。
IC 10和仙女座星系之间的视距与仙女座星系和三角星系之间的视距大致相同，这表明IC 10可能属于M 31群组。
IC 10是本地星系群中唯一已知的星爆星系，其中最近形成了许多炽热，明亮，块状的恒星。目前，星系每年以0.04-0.08太阳质量的速度产生恒星，这意味着星系中的气体供应只能持续数十亿年。该星系具有巨大的氢气包层。
IC 10星系
NGC771，仙后座50，是在仙后座中的一颗恒星，杠五（仙后座50）恒星东侧，坐标：2小时3分26.0秒，赤纬+72°25′19″。在过去，它被误认为是一个星云，并被分配了数字NGC 771。仙后座50是A型主序列的白色恒星，视星等+3.951。距离地球约157光年，质量是太阳质量的2.56倍，半径是太阳半径的2.5倍。有效温度约为9,376 K，它从光球中散射出太阳光度的64倍。英国天文学家约翰·赫歇尔于1831年10月29日观察记录了这颗恒星的位置。
NGC 771恒星
GR8（也称作UGC8091），位于室女座，是一个富气体的不规则矮星系。赤经12小时58分40.4秒，赤纬+14°13′03″。基于其214公里/秒的速度远离银河系，距离地球790万（240万秒差距），视星等14.7。
1995年，托尔斯泰等人估计它的离地球距离的约为790万光年（后于1997年经依巴谷卫星修正）。它是否为本星系群的成员仍是一个问题。它由利克天文台使用20英寸的天体照相机在1946、1947或1951年发现。
GR 8星系
M32，也称为NGC 221，Arp168，IRAS 00399 + 4035，MCG 7-2-15，PGC 2555和UGC 452，是一个椭圆星系，位于仙女座，赤经00时42分41.8秒，赤纬+40°51′55″。在M 31核心的南面，是一个小的、圆的非常密集的椭圆星系。它是著名的仙女座大星云M 31的伴星系，大小延伸约6,500光年。红移-200公里 /秒，距离地球约250万光年，直径约为8,000光年，其视星等为8.1。于1749年10月29日由法国天文学家威廉·约瑟夫·亚森特·让 - 巴蒂斯特·根蒂尔（Hyacinthe Jean-Baptiste Le Gentil）（1725年9月12日- 1792年10月22日）发现。M31的强烈潮汐场可以将螺旋星系或透镜状星系转换为紧凑的椭圆形，紧凑状态下并保留了大部分的恒星。M 32主要由昏暗的老年红色、黄色恒星组成，几乎没有尘埃和气体，所以也没有恒星形成迹象。不过，有迹象表明在不远的过去它还有少量恒星形成。M 32包含一个超大质量黑洞。它的质量估计在150到500万太阳质量之间。
仙女座星系的图像中，梅西耶32位于中心的左侧一个小亮点。
M 32星系
M 32星系
M 32星系位置
三角座星系或 M 33，也称为NGC 598，MCG 5-4-69，Messier 33，PGC 5818和UGC 1117，经常称为风车星系，位于三角座，是一个螺旋星系，赤经01时 33分 50.02秒，赤纬+30°39′36.7″。视星等5.72，被认为是仙女座大星系的伴星系之一。是由意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·赫蒂尔纳（Giovanni Battista Hodierna）（1597年4月13日- 1660年4月6日）于1654年发现的。1764年8月25日至26日夜间，法国天文学家梅西耶独立发现这个星系，并发表在他的星云和星团目录（1771年），编号为M 33。大小仅次于仙女座大星系（M31）和我们银河系的第三大星系。
德裔英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）于1784年9月11日也收录了三角座星系内最明亮和最大的电离氢区（H II区）（包含电离氢的弥漫发射星云），将它与星系本身分开单独编入目录中，编号为H III.150；现在这个星云被编为NGC 604。从地球观察，NGC 604位于星系核心的东北部。它是已知最大的电离氢区之一，直径将近1,500光年，赫歇尔还指出了其他3个较小的电离氢区（H II区）域的NGC 588、592和595星云。
距离地球2,878,000光年，直径约为60,000光年，包含400亿颗恒星，三角座星系盘的估计质量为30亿到60亿倍的太阳质量，而气体成分约为32亿倍的太阳质量。因此，星系中所有重子物质的总质量可以是100亿个太阳质量。暗物质相当于约5× 1010 （500亿）倍的太阳质量。在这个星系中已经发现了大约54个球状星团，但实际数量可能是122个或更多。已确认的星团可能比银河系的球状星团年轻数十亿年，并且在过去的一亿年中，星团的形成似乎有所增加。这种增加与气体流入星系中心有关。
2007年，利用钱德拉X射线天文台的数据，在这个星系中发现了一个约为太阳质量15.7倍的黑洞，这个名为M33 X-7的黑洞围绕着一颗每3.5天黯然失色的伴星运行，它是已知最大的恒星质量黑洞。
三角座星系最明亮的4个电离氢区被标示为NGC 588、NGC 592、NGC 595和NGC 604。这些区域与分子云相关联，约拥有 (1.2–4) x 105太阳质量。
M 33星系
M 33星系
M 33星系，在地球拍摄的这幅高清组合影像，则精采的呈现了M 33松散螺旋臂上的蓝色星云和粉红色恒星，类似星系M 31的情况，M 33内部经过仔细量测的变星，让这个邻近的螺旋星系就像形成了。而位在星系核心7点钟方向的垂直状NGC 604，就是其中最明亮的恒星形成区。
M 33星系
M 33星系
M 33星系位置
NGC588， 或GC 348， IRAS 01299+3023，位于三角座，赤经01时 32分45.5秒，赤纬+30°38′56″。是三角座星系（M 33）的氢云区域，视星等14级，是一个疏散星团的反射星云，于1861年10月2日由普鲁士天文学家海因里希·路易·阿雷茨（Heinrich Louis d'Arrest）发现。在NGC 588和NGC 592中检测到了几颗大质量的恒星，包括至少六颗沃尔夫-拉叶型恒星。
NGC 588星云
NGC 588星云在三角座星系（M33）的位置
NGC592，位于三角座，三角座星系 M 33中的电离氢区域，是一个发射星云。赤经01时 33分12.2秒，赤纬+30°38′44″。普鲁士天文学家海因里希·路易·德·阿雷茨（Heinrich Louis d'Arrest）于1861年发现了NGC 592。视星等13级，NGC 592的中心区域估计有490万年的历史，质量为16500±5200太阳质量。在NGC 592和NGC 588中观测到了几颗大质量的恒星，包括至少六颗沃尔夫-拉耶（Wolf–Rayet）型的异质恒星，它们的表面温度范围从30,000 K到大约200,000 K。
NGC 592星云
NGC595，位于三角座，三角座星系 M 33中的电离氢区域，是一个发射星云，赤经01时 33分53.0秒，赤纬+30°47′06″。是由德国天文学家海因里希·路易·德·阿雷茨（Heinrich Louis d'Arrest）于1864年10月1日发现的。视星等15级，距离地球3,000,000光年（920,000秒差距）。
NGC 595星云
NGC 595星云
NGC604，位于三角座，三角座星系 M 33中的电离氢区域，是一个星云，也被称为“三角星云”。 赤经01时 34分33.2秒，赤纬+30°47′06″。是由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔于1784年9月11日发现的。它是三角座星系 M 33中最大的电离氢区（H II区）之一。距离地球约270万光年（84,000秒差距），视星等+14级。最长直径约为1,520光年（460秒差距），是猎户座星云可见部分大小的40倍以上。它的发光强度是猎户座星云的6300倍，它的气体被其中心的大量恒星团电离。NGC 604拥有200颗光谱类型为O和WR的恒星，质量为太阳质量的100万 倍，年龄为350万年。
NGC 604星云
NGC 604星云
NGC 604星云附近
IC142，位于三角座，是M 33星系中的星团，赤经01时 33分55.8秒，赤纬+30°45′22″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等13级。
IC 142星团
IC143，位于三角座，是M 33星系中的发射星云，赤经01时 34分11.1秒，赤纬+30°46′41″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。
IC 143星云
IC131，位于三角座，是M 33星系中的星团和发射星云，赤经01时 33分11.1秒，赤纬+30°45′10″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。距离地球约250光年。周围的星云可能覆盖了该区域的两倍。
IC 131星云
IC132，位于三角座，是M 33星系中的发射星云，赤经01时 33分16.0秒，赤纬+30°56′42″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。距离地球约有300万光年，直径约为700光年。
IC 132星云
IC133，位于三角座，是M 33星系中的发射星云，赤经01时 33分15.8秒，赤纬+30°53′05″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。距离地球约有300万光年，直径约为1300光年。
IC 133星云
IC134，位于三角座，是M 33星系中的一颗恒星，赤经01时 33分25.2秒，赤纬+30°53′59″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等16级。
IC 134恒星
IC135，位于三角座，是M 33星系中的放射状星云，赤经01时 34分15.5秒，赤纬+30°37′10″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。
IC 135星云
IC136，位于三角座，是M 33星系中的疏散星团，赤经01时 34分13.5秒，赤纬+30°33′40″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等15级。
IC 136星团
IC137，位于三角座，是M 33星系中的疏散星团，赤经01时 33分38.8秒，赤纬+30°31′23″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。
IC 137星团
IC139，位于三角座，是M 33星系中的疏散星团，赤经01时 33分59.3秒，赤纬+30°34′33″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等14级。
IC 139星团
IC140，位于三角座，是M 33星系中的疏散星团，赤经01时 33分58.1秒，赤纬+30°33′02″。由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）于1889年10月28日发现，视星等13级。
IC 140星团
双鱼座矮星系（LGS3），位于双鱼座，是一个不规则的矮星系，三角座星系的成员之一，赤经01时03分55.0秒，赤纬+21°53′06″。它以287公里 /秒的速度接近银河系时显示出蓝移。距太阳2,510,000光年（769,000 秒差距）。距仙女座星系20°，距三角座星系 11°。由于LGS 3矮星系与两个星系的距离均为913000光年（280秒差距），因此它可能是仙女座星系或三角星系的卫星星系。LGS 3的核心半径为483光年（148秒差距），视星等14.2，质量是太阳质量的2.6千万倍。，在过去的一亿年中，没有明显的恒星形成。因此，组成这个星系的大多数恒星都是年龄约25亿年的古老的、富含金属的恒星。 但是，在星系的外围区域，有一小群年轻、炽热的蓝色恒星。由美国天文学家瓦伦蒂娜·卡拉琴采娃（Valentina Karachentseva）在1976年发现。
双鱼座矮星系（LGS 3）
M34或NGC 1039，是在英仙座的一个疏散星团，赤经02时 42分05秒，赤纬+42°45′42″。可能在1654年之前就被意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·霍迪纳（Giovanni Hodierna）发现，法国天文学家查尔斯·梅西耶于1764年8月25日编为M 34。由大约2亿年前同时形成的一百颗恒星组成。距离地球约1,500光年（470秒差距），M 34大约包含400颗质量介于0.12至1.0太阳质量的恒星，在天空的跨距大约35′，这意味着它的直径为15光年，使其看起来几乎与满月大小相同（约半度）。 M 34很容易用双筒望远镜或小型望远镜观察到，由于绕过恒星和星团的引力作用，随着绕星系运动，M 34会逐渐分解。
视星等5.5，在远离城市的灯光，在足够黑暗的条件下，肉眼就可以看见这个星团。在光污染有限的环境下，可以使用双筒望远镜观看。这个星团的估计年龄为2亿至2.5亿年。M 34金属铁的比例比太阳高17%。这个星团中，至少有19颗白矮星。这些是高达8个太阳质量的祖恒星，通过主序星演化而来，不再参与核聚变来产生能量的恒星残骸。
M 34星团
M 34星团
M35，NGC 2168，是位于双子座的疏散星团，赤经06时09分04秒，赤纬24°21′00″。在1745年或1746年被瑞士天文学家吉恩·菲利普·洛伊·德·谢索（Jean Philippe Loys deChéseaux）（1718年5月4日至1751年11月30日）发现，英国外科医生和天文学家约翰·贝维斯（John Bevis）（1693年10月31日－ 1771年11月6日）则在1750年之前重新发现M 35。法国天文学家查尔斯·梅西耶于1764年8月30日编号为M 35。
M 35这个疏散星团有120颗视星等为13级的恒星，距离地球2800光年，直径为24光年，发现中心3.75秒差距内的质量介于1600至3200个太阳质量之间，其中心恒星密度为每立方秒差距6.21颗恒星。它是一个中年型疏散星团，年龄约为1亿年。现在M 35正以5公里/秒的速度接近我们。
更大口径的望远镜可以观测到M 35暗淡的邻居NGC 2158疏散星团，它位于M 35西南角距只有15′的位置上，赤经06时07分25.6秒，赤纬24°05′46″。视星等为8.6，视直径为5′，拥有更多的恒星，比M 35也更紧密，年龄则为M 35的10倍，距离地球为1.6万光年，它的年龄已经有十亿年的历史了，它的成千上万颗恒星包含在一个直径15至20光年的区域内，主要由黄色的老年恒星组成。德国天文学家威廉·赫歇尔于1784年11月16日发现。
在西南方向，距离M 35角距为50′的位置还有一个视星等为8.4，视大小为8′的疏散星团IC 2157，赤经06时04分49.8秒，赤纬24°03′21″。这是一个年轻的松散的疏散星团，它包括了一些年轻的OB型极热星。由英国天文学家托马斯·亨利·埃斯皮诺尔·康普顿·埃斯平（Thomas Henry Espinall Compton Espin）（1858年5月28日至1934年12月2日）于1899年1月11日发现。
在西南方向更远一点的地方，赤经06时01分06.5秒，赤纬23°19′04″。由德国天文学家威廉·赫歇尔于1782年2月6日发现。角距M 35约2°，还有一个更亮一点的疏散星团NGC 2129，视星等为6.7，不过它的视直径很小，只有2.5′，距离地球则为7200光年，直径则为10.4光年。NGC 2129是一个非常年轻的疏散星团，年龄估计只有1000万年，包括了一些很亮的B型蓝巨星蓝超巨星。
M 35疏散星团
NGC2158，是双子星座中的疏散星团，赤经06时07分25.6秒，赤纬+ 24°05′46″。位于M 35疏散星团的西南，视星等8.6级，距离我们有1万到1.5万光年，大约有20亿年的历史。NGC 2158距离M 35约9,000光年。星团内有许多橙色和红色巨星，它的成千上万颗恒星包含在一个直径约15至20光年的区域内。由于这种紧凑的结构，它曾经被认为是一个小的球状星团，但其恒星种群的“年青”证实它是一个银河系内的星团（银河系球星团已有100亿年的历史了）。
NGC 2158疏散星团
NGC2371和NGC2372，是位于双子座的11.2级双瓣行星状星云，一个发射和反射星云。赤经07时25分34.7秒，赤纬29°29′26″。其中NGC 2371行星状星云的西部波瓣，位于赤经07时25分33.8秒，赤纬29°29′18″。NGC 2372行星状星云的东部波瓣，位于赤经07时25分35.6秒，赤纬29°29′32″。由德国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）在1785年3月12日发现。在视觉上它看起来是两个分离的天体，因此该行星状星云的两个瓣分别被收入威廉·赫歇尔的NGC天体表，因此有时候该星云也会被分开称为NGC 2371和NGC 2372，或者是相关的变化名称。该星云的视星等13等，在大多数业余望远镜能观测的极限以下。就像大多数的行星状星云，使用高倍率和窄波段滤镜，尤其是 OIII 发射线滤镜的效果最好，它也被加拿大皇家天文学会列为最容易观测的110个NGC天体列表中。
距离地球约有4400光年，中心区域跨越约为1.65光年，而外部区域跨越约2.8光年。星云是由红色巨星喷出的物质（至少两次）形成的，该红色巨星现已坍塌，在两个裂片的中央形成了白矮星。每个瓣上显示的星团表明，当红巨星喷出的气体移入星际空间时，它与已经存在的气体碰撞并触发了这些星团的形成。
NGC 2371和NGC 2372 在地球上可见纬度在+90°到−60°之间。该行星状星云位于双子座亮星北河二的西南方，因此容易寻找。以北河二为起点，和另外两颗亮星组成的等边三角形指向西南方，也就是要搜寻的方向。NGC 2371位于三颗7等星组成的三角形中距离最远的那一对之间，并且就在两颗星连接的直线上。
NGC 2371和NGC2372星云
NGC 2371和NGC2372星云
哈勃太空望远镜拍摄的NGC 2371和NGC 2372
M36，也称为Messier 36，或NGC 1960，是在御夫座的一个疏散星团，赤经05时36分18.0秒，赤纬+34°08′24″。它是由意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·霍迪纳（Giovanni Batista Hodierna）在1654年之前发现的。这个星团于1749年被法国天文学家纪晓姆·勒让提（Guillaume Le Gentil，1725年9月12日－1792年10月22日）独立再度发现，于1774年9月2日法国天文学家查尔斯·梅西耶在其目录中，把M 36连同M 37和M 38三个疏散星团组合在一起。视星等6.3，M 36距离地球4,340光年（1,330秒差距），直径约14光年，估计年龄为2500万年，它的质量大约为746 太阳质量，亮度约为太阳光度的360倍。星团中至少有六十颗恒星，于1996年在它的中心部分发现年轻的弱热恒星。2009年根据测光学估计该星团的年龄为2,510万年。
M 36星团
M 36星团
M 36星团位置
M37，也称为Messier 37或NGC 2099，位于御夫座，一个疏散星团，赤经5时52分18秒，赤纬+32°33′02″。是一个最丰富的疏散星团，也是御夫座三个最亮的星团，它是由意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·霍迪纳（Giovanni Batista Hodierna）在1654年之前发现的。1764年9月25日由法国天文学家梅西耶重新发现。距离地球大约4,511光年（1,383 秒差距），视星等6.2，直径大约是20-25光年（6-7.5秒差距）。星团的潮汐半径，外部的引力摄动对成员的轨道有明显影响的距离，大约是46-59光年（14-18秒差距）。这个星团绕行银河系的轨道周期大约是2亿1930万年，离心率0.22。这将使它与银河中心最接近的距离大约是19,600光年（6,012秒差距），最远的距离大约是30,700光年（9,417秒差距）。它离银河平面最远的距离大约是290光年（89秒差距），穿越银河平面大约要3,170万年的时间。
从地球看M37，它相对于银核中心，位于反银心的方向上，估计它的年龄在3亿4700万年至5亿5000万年之间。它的质量是1,500个太阳质量，包含500多颗已识别的恒星，大约有150颗恒星的视星等为5.6 至12.5。还有至少12颗红巨星。使用300毫米的望远镜，可以在中心看到一颗黄色的恒星。
M 37星团
M 37星团位置
M38，称为“海星星团”，也称为Messier 38，NGC 1912，C 0525 + 358，OCl 433，Mel 36，Cr 67，Lund 181，是在御夫座的一个疏散星团，位于赤经05时28分 43秒，赤纬+35°51′18″。是冬季星座御夫座中三个星团（连同M 36和M 37）之一，并且经常与M 38组合在一起。距太阳系约3,480光年（1,066秒差距），最大直径约25光年，，视星等6.4。由意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·霍迪纳（Giovanni Batista Hodierna）（1597年4月13日- 1660年4月6日）在1654年之前发现的，M 36和M 37，也是霍迪纳（Hodierna）发现的，与M 38组合在一起，距地球约3,420光年。
并由法国天文学家纪尧姆·约瑟夫·亚森特·勒 - 巴蒂斯特·金迪尔·德·卡莱塞雷（Guillaume Joseph Hyacinthe Jean-Baptiste LeGentil de la Galaisière）（1725年9月12日- 1792年10月22日）在1749年独立发现。1764年9月25日由法国天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）重新发现。
M 38是一个中等密度的星团，半径约13光年（4秒差距），最新估计年龄为2.9亿年。在一个20厘米的望远镜中，已经看到了100-150颗恒星，这些恒星集中在中心并排成一排。这个疏散星团中有一个最亮的黄色巨星，其视星等+7.9，亮度是太阳亮度的900倍。
这个星团中最亮的一些恒星形成类似希腊字母π的图案，或根据韦伯（Webb）的说法是一个“斜十字”。疏散星团NGC 1907就在它的附近，并且两者可能起源于星系的不同部分，因为一次飞掠的事件而分离出来。
M 37在其4,200光年的距离处，其约20'的角直径对应于约25光年，类似于其更远的邻居M 37的角直径。
M 38星团
M 38a星团
M 38a（上半部分），在更远的NGC 1907下面
M 38位置
星云IC 405，IC 410和IC 417。在左下角附近，疏散星团M 38和NGC 1907很容易识别。
星云IC 405，IC 410和IC 417。在左下角附近，疏散星团Messier 38和NGC 1907很容易识别。
左边的M 38星团，右侧是IC 405，IC 410和IC 417星云
HD35519恒星，梅西耶38的右下角旁边的明星。HD 35519恒星是在Messier 38方向的巨星，它曾被视为M 38集群的一个成员。HD 35519，又名BD+35 1102，SAO 58029、HR 1794，是一颗御夫座的恒星，位于银经172.38，银纬0.18，其坐标为赤经5时20分13.2秒，赤纬+35°0.18′10″。视星等为6.15，径向速度1.68 公里/秒。
五车一（御夫座ι），是一颗橘色的K-型亮巨星，视星等是+2.69，与地球的距离大约512光年，位于赤经04时56分 59.6187秒，赤纬+33°09′57.925″。径向速度17.5公里/秒，质量是太阳的7.6倍，半径是太阳的154倍（太阳半径约为696,300公里），亮度是太阳的6,510 倍，温度4,260K。
IC405，也称为火焰状星云（Flaming Star Nebula），SH 2-229或Caldwell 31，是御夫座中的发射和反射星云，火焰状星云位于IC 410附近，赤经05时16分29.4秒，赤纬+34°21′22″。视星等+6.0。它围绕着不规则变星御夫座AE，并且邻近发射星云IC 410、疏散星团M 38、和肉眼可见的K型恒星五车一（御夫座ι）。距离地球约1,500光年，这个星云的直径约5光年。是由英国天文学家约翰·查伯利（Johann Martin Schaeberle）于1892年3月21日发现的。
御夫座AE星（AE Aurigae）（赤经05时16分18.15秒，赤纬+34°18′44.3455″）是一颗蓝色主序可变星。距离地球1750光年（534 秒差距），通常其视星等为6.0，它与距离9光年的火焰状星云（IC 405）相关联，并由它照亮火焰状星云。据推测，御夫座AE星是约在270万年前“流浪”到此的。
IC 405星云
IC 405星云
IC 405和御夫座AE星
IC410，位于御夫座，形状像蝌蚪的反射星云，赤经05时22分31.7秒，赤纬+33°30′32″。距地球约12 000光年，最大直径约100光年，该星云中心包含疏散星团NGC 1893。德国天文学家马克斯·弗朗茨·约瑟夫·科尼利厄斯·沃夫（Max Franz Joseph Cornelius Wolf）（1863年6月21日-1932年10月3日）于1892年9月25日发现它。
IC 410星云
IC 410星云
IC 410星云位置
NGC 1893星团和IC 410星云的两个蝌蚪形气态云，在左上方可见。
NGC1893，其他编号IC 410，OCL 439，LBN 807，是在御夫座内，一个疏散星团，在反射星云IC 410中。由英国天文学家约翰·弗里德里希·威廉·赫歇尔（John Frederick William Herschel）于1827年1月22日发现。坐标：赤经5时22分44秒，赤纬33°24′40″。距离地球约11,000光年，视星等+7.5，最大直径约78光年，其年龄估计为6百万-1060万年。是英国天文学家约翰·赫歇尔于1827年1月22日发现的。NGC 1893由许多分散的年轻恒星组成，被一些密集的分子云遮蔽，五颗主要恒星都是光谱级O，其中两颗HD 242908和LS V + 33.16是O5V级，不到三百万年。总共发现了50颗年轻的大质量恒星。
NGC 1893星团
IC417，被称为蜘蛛星云，位于御夫座，是个反射星云和疏散星团，赤经05时28分07.2秒，赤纬+34°25′25″。是法国天文学家查尔斯·约瑟夫·艾蒂安·沃尔夫（Charles Joseph Etienne Wolf）（1827年11月9日- 1918年7月4日）于1892年9月25日发现的。在它附近，我们可以观察到御夫座φ恒星，它的视星等为5.08。在IC 417星团中心已经发现的恒星显示出年龄在1到5百万年之间。
IC 417星云
IC 417星云和疏散星团
西梅兹147（Simeis147），也称为意大利面条星云（Spaghetti Nebula），或SNRG180.0-01.7，Sharpless 2-240，是银河系中的超新星残骸（SNR），横跨御夫座和金牛座之间的边界。五车五（金牛座β）恒星东部，坐标：5小时39分6.0秒，赤纬+27°59′55.0″。1952年在克里米亚天体物理天文台使用25英寸施密特 - 卡塞格林望远镜发现，由于其极低的亮度，很难观察到。雾状区域相当大，具有近似球形的壳和丝状结构。
一个可见的著名的超新星残余。星云呈非常细长的形状，东南侧密集，西部则更为稀疏，是由一颗超新星在大约4万年前爆炸后形成，距离太阳约4800光年，直径为160光年。估计距离地球约为3000（±350）光年，它的跨幅大约为150光年，直径为160光年。年龄约为40,000年，意味着，来自这次大质量爆炸的亮光，大约在40,000年前首次传抵地球。在它的恒星爆炸之后，一颗被称为脉冲星PSR J0538 + 2817的快速旋转的中子星被留在星云核心中，发出强烈的无线电信号。
西梅兹147星云
M39，也称为梅西耶天体39、梅西耶39、或NGC 7092，是位于天鹅座的一个疏散星团。赤经21时 31分52.0秒，赤纬+48°25′30″。以28公里 / 秒的速度接近我们，距离地球824.4光年（252.8秒差距），视星等+5.5，直径约7光年，亮度为830个太阳亮度。它是法国天文学家查尔斯·梅西耶在1764年10月24日年发现的，并编制为M 39。估计年龄在2亿至3亿年。
M 39星团
M 39星团
M 39星团位置