M31：
M31是位于仙女座的著名巨型旋涡星系。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。
M31习称仙女座大星云，现称仙女星系。M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距（16万光年），为银河系的一倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。
M32：
M32是位于仙女座的椭圆星系。它与M31相邻，同M31一样也是一个河外星系。当观察M31时，M32很容易被发现。M32直径约8000光年，比起它的邻居M31和我们的银河系来要小得多。距离290万光年。这个星系中的恒星都是年老的恒星。1998年8月31日，在M32内发现了一颗新星。曾在M32的恒星之间发现了一些星云，人们认为它们将不再能形成任何新的恒星。有人认为M32过去曾经很大，但它在遇到M31后，外围的恒星被M31掠走了不少，这些被掠走的恒星目前就在M31的旋臂中。梅西叶1764年为它编号。
中间是M31，下为M32，上为M110
M33：
M33是位于三角座的一个不算大的旋涡星系。距离约3百万光年。1654年已经有人发现，后梅西叶在1764年独立发现并编号。它虽比我们银河系与仙女座星系 (M31)小上四倍，比起许多附近区域的矮椭圆星系则大多了。M33与M31 的靠近使得部分人士认为M33是大质量的M31的卫星星系。而M33与我们银河系的接近，使得它在天空占了 2 倍满月视角的大小，用副好的双筒望远镜就看得到。
M34：
M34位于英仙座，它是一个疏散星团，距离1400光年。好的观测条件下肉眼可见。约有100颗左右年龄较老的恒星。1654年前有人发现，1764年8月25日梅西叶独立发现并编号。
M35：
M35是位于双子座的疏散星团，梅西叶1764年8月30日为它编号，而在此十几年前已有天文学家发现了它。数百个恒星（一说更多）集中在如满月大小的区域内，对应直径约24光年。距离2700至2800光年。那里恒星的密度约为每立方秒差距6.21个。在相当好的观测条件下肉眼甚至可以看到它。
M36：
M36是位于御夫座的疏散星团。梅西叶1764年发现前已经有人发现了它。距离4100光年，直径14光年。
M37：
M37是位于御夫座的疏散星团。距离4400光年，包含约500颗恒星，直径约20至25光年。1654年前有人发现它，1764年梅西叶再次发现并编号。
M38：
M38是位于御夫座的疏散星团。距离4200光年，直径约25光年。梅西叶1764年为它编号前已经被发现。用双筒望远镜就可以看到它。位在银河盘面的M38是个平常的疏散星团，成员星的年龄大约都是2亿年。M38算是相当年轻，所以还有许多蓝色的亮星，不过，它最亮的星是一颗亮度约为太阳900倍的黄色巨星。这个星团距离我们约有4000光年。疏散星团是一种受到重力松散束缚的天体，随着它绕银河中心运行，星团会变得愈来愈松散，成员星也会慢慢的脱离出去。
M39：
M39是位于天鹅座的一团松散的疏散星团。距离仅800光年。它的恒星只有约30颗，范围直径约7光年。1764年由梅西叶发现。
M40：
M40是一对双星，位于大熊座。1764年梅西叶将它视为一个天体而编号。距离500多万光年。
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