梅西耶天体（M 70～M 79） / 开普饭

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 Nébuleuses et 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。

M 70，也称为NGC 6681，是一个位于人马座的球状星团，赤经18时43分12.76秒，赤纬-32°17′31.6″。靠近银河系中心，是由法国天文学家查尔斯·梅西耶于1780年所发现的。距离地球29,300光年（9,000秒差距），视星等+9.06，半径为34光年，核心半径仅为0.22光年（0.068秒差距），半光线半径为182.0光年（55.80秒差距）。估计年龄128.0 亿年。它的大小和光度与其在太空中的邻居M 69大致相同。在这个星团中只有两个变星。

M 70球状星团

M 70球状星团位置

M 71（也称为NGC 6838），位于天箭座的疏散球状星团，赤经19时53分 46.11秒，赤纬+18°46′42.3″。由瑞士天文学家吉恩·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）于1745年所发现，法国天文学家查尔斯·梅西耶于1780年将它纪录为梅西耶天体。 M 71距离地球为12,000光年，跨度约27光年，视星等+6.1，质量是太阳质量的17,000倍，亮度约太阳的13,200倍，估计年龄90-100亿年。不规则变星人马座Z是该星团的成员。

M 71球状星团

M 71球状星团位置

M 72，也称为梅西尔72或NGC 6981，是在宝瓶座的依个球状星团，赤经20时53分 27.91秒，赤纬-12°32′13.4″。在1780年8月29日被法国天文学家皮埃尔·梅香发现。梅西耶随后也在10月4日和5日观测到，并将之编入星表中的第72号。当时在孔径为6厘米（2.4英寸）的望远镜中，该星团可见为微弱的星云，而不是现在所认知的球状星团。在15厘米（5.9英寸）口径的望远镜观察这个星团，依然只能看出模糊与微弱的影象，但使用25厘米（9.8英寸）望远镜就能分辨2.5′角直径的星团。在30厘米（12英寸）望远镜，能分辨1.25′的直径，显示出广泛分布，向南和向东分布着较暗的区域。

根据2011年的变星统计，M 72距离地球大约54,570光年，与银心也有一段的距离。直径为42光年。它的估计总质量等于太阳质量的168,000倍，大约有95亿年的历史。核心区域的恒星密度每立方秒的辐射度是太阳的光度的2.26。星团中有43个已识别的变星。M 72内拥有一些蓝巨星，因而被认为是一个年轻的星团。

M 72星团

M 72星团位置

宝瓶座矮星系（Aqr DIG），或DDO 210，PGC 65367，是位于宝瓶座内的一个矮不规则星系，赤经20时50分51.8秒，赤纬-12°50′53″。视星等14.0，以-141公里/秒接近我们，距离地球约 310光年（约770秒差距）。最初是在1966年被登录在DDO巡天目录上。

宝瓶座矮星系

M 73，也称为梅西耶73或NGC 6994，是位于宝瓶座内，赤经20时58分 54秒，赤纬-12°38′00″。以四颗恒星为主体的星群，视星等9级，距离地球约 2,500光年（约770秒差距）。所谓星群，只是从地球上看天空中聚在一起，但彼此完全没有关联的恒星。M 73是天空中最著名，并且曾被仔细的研究过的星群之一。

M 73是法国天文学家梅西耶在1780年10月4日发现的，他最初描述这是依个由四颗恒星与一些气体组成的星团。然而，之后的观测者，英国天文学家约翰·赫歇尔却未能看见任何的云气，而且赫歇尔还注意到将M 73归类为星团是有问题的。但是，赫歇尔还是将M 73编入一般星云星团目录（General Catalogue）中，约翰·德雷尔（John Dreyer）重新编辑新星云星团表（New General Catalogue）时，也仍然将M 73收入。

M 73稀稀落落分布的恒星曾经被视为有潜力的疏散星团，存在于该处天空的恒星彼此之间似乎有所联系。到底是星群还是疏散星团还引起了一场小而有趣的辩论。

在2000年，美国天文学家巴西诺（L. P. Bassino），沃尔德豪森（S. Waldhausen）和马丁内斯（R. E. Martinez）发表了对M 73及其附近恒星的颜色和光度分析报告。他们认为，中央明亮的四颗星和附近一些恒星的颜色-光度关系和疏散星团的一致，因而认为M 73是一个宽约9角分的古老疏散星团。然而，卡拉罗（G. Carraro）根据相似的分析，也在2000年发表了结果，确认为颜色-光度之间是没有关联性的，因此卡拉罗认为M 73是星群。欧洲南方天文台葡萄牙天文学家比卡（E. Bica）和共同研究者也加入了争论，认为再M 73中心的四颗亮星和其他的恒星被对准在相同的方向上是不太可能的，所以M 73应该是一个松散的疏散星团。这个争议在2002年获得解决，奥登基兴（M. Odenkirchen）和苏比兰（C. Soubiran）发表了对M 73中心6角分内恒星的高解析光谱，结果显示出主要的6颗恒星到地球的距离都有很大的差异，因此确定M 73只是个星群。

虽然M 73只是机缘凑巧对准在一起的恒星，进一步的分析对判定是否为松散的疏散星团仍是很重要的。这样的星团在展示银河系的万有引力是如何将疏散星团的恒星剥离掉的过程中是很重要的。

M 73恒星群

M 73位置

M 74，也称为NGC 628，位于双鱼座内，位于右更二（双鱼座η）东北1.5度，赤经01时36分41.8秒，赤纬+15°47′01″。是一个正面朝向地球的旋涡星系，具有明确的旋转臂。红移657公里/秒，与地球的距离为3200万光年。直径95,000光年，视星等9.4，这个星系有两条明显的螺旋臂，因此被作为宏观螺旋星系的典型范例。估计M 74拥有1,000亿颗恒星。M 74是法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）在1780年发现的。然后梅香将他的发现通知梅西耶，后者并将这个星系列入梅西耶天体。

已经在M 74发现三颗超新星：SN 2002ap、SN 2003gd和SN 2013ej。在2005年3月22日，钱德拉X射线天文台宣布，在M 74观测到比中子星辐射更强的超亮X射线源，其周期约为2小时。估计它的质量是太阳的10,000倍，这是中等质量黑洞的一个指标。这个X射线源在被鉴定后，称为CXOU J013651.1+154547。

M 74是M 74星系群中最亮的成员，这个群组有5-7个星系，包括特殊的螺旋星系NGC 660和几个不规则星系。

M 74星系

M 74星系，这张图片的真正主题是自2013年7月下旬以来的辉煌新发现：II型超新星。

M 74星系

M 74，斯皮策太空望远镜拍摄。

M 74星系位置

NGC 660，位于双鱼座，M 74星系群中一个极环状旋涡星系，赤经01时43分 02.4秒，赤纬 13°38′42″。德国天文学家威廉·赫歇尔于1784年10月16日发现。视星等11。红移850公里 / 秒，距离地球4,500万光年。是一个特殊，也是珍奇的极环星系。它可能是两个星系在10亿年前碰撞所形成的。而且，它可能也是第一个由通过的星系捕获物质构成盘状的星系。这些物质可能经历时间，成为“环带状”旋转的圆环。这个环的直径约为50,000光年，比盘面本身广泛得多，而且也比主体的环有更大量的气体和恒星形成率。极环包含的物件有数百个，其中有许多是红色和蓝色的超巨星，这可能表示恒星的行程非常激烈。环中有许多还在形成的恒星是在700多万年前创建的，这表明这些恒星形成的过程是漫长的，现在仍在进行中。

观察暗物质引力对NGC 660的环和盘面旋转的影响，就可以提供暗物质晕的资料。从盘面的核心有无线电波辐射出来，这些辐射的来源范围只有21光年的直径，这可能暗示有一个超级恒星群存在于气体云的区域内。在中心区域有大量的恒形成，所以特别明亮，它被认为是星暴星系。

在2012年晚期，这个极环星系发生了一次几乎比超新星爆炸明亮10倍的巨大爆发。之后，在星系中心被发现了一个新的无线电波源。原因并不确定，但此事件可能是因为来自星系中心黑洞的巨大喷流。

NGC 660星系

NGC 660显示出环极星系的结构

UGC 477，或PGC 2699，PGC 2698，IC 50，是位于双鱼座，一个低表面亮度星系（LSB）。赤经00时46分13.158秒，赤纬+ 19°29′23.64″。红移0.008836，径向速度2649公里/秒，距离地球约1.1736亿光年（3598.3万秒差距）以外。视星等14.70。直径约100,000光年（31,000秒差距），它的大小类似于银河系。该星系含有大量的氢气，并且恒星相对较少，特别是在它们的核心中，使它们的表面亮度比“正常”星系低250倍，因此自1986年发现“马林1号（Malin 1）”以来，很少发现这样的星系被发现。

UGC 477星系

CL 0024 + 17，是位于双鱼座的一个星系团，赤经0时26分35秒，赤纬+ 17°09′43″。距离地球大约40亿光年。在影像中心附近的蓝色条纹是非常遥远的星系，CL0024 + 17 0024 + 17强大的引力弯曲和增强与放大，这种效应称为重力透镜。属于这个星系团的一部分。天文学家只能通过它的引力对光线的影响来检测它的存在。通过映射被引力透镜扭曲的光，天文学家可以追踪暗物质在星系团中是如何的分布。透过对暗物质的映射，天文学家发现暗物质环聚在中心的附近。环的发现是暗物质存在最有利的证据。

CL 0024 + 17星系团，图像中心附近的蓝色条纹是距离很远的星系图像，这些星系不属于星团。遥远的星系由于CL0024 + 17的强大引力而被弯曲和放大，因此看起来是扭曲的，这种效应称为引力透镜。暗物质不可见，因为它不发光也不反射光。天文学家只能通过重力如何影响光来检测其影响。通过绘制由引力透镜产生的畸变光，天文学家可以追踪暗物质在星团中的分布情况。在绘制暗物质的图时，天文学家在星团中心附近发现了一个暗物质环。这枚戒指的发现是暗物质存在的最有力证据。哈勃望远镜的观测是2004年11月由先进的测量照相机进行的。

CL 0024 + 17星系团

M 75，也称为NGC 6864，是一个位于人马座的球状星团，赤经20时 06分04.75秒，赤纬-21°55′16.2″。法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）于1780年发现，并且在同年被梅西耶发现并登录在他的疑似彗星目录中。

M 75与地球的距离大约是67,500 光年（20,700秒差距），视星等+9.18，半径约为67光年。是所有已知的球状星团中，核心密度最高的。M 75的绝对星等大约是-8.5等，光度相当于或超过180,000颗太阳。

M 75球状星团

M 75球状星团位置

小哑铃星云（Little Dumbbell Nebula），又称梅西耶76，M 76，NGC 650，NGC 651，是位于英仙座的双极行星状星云。赤经01时42分18秒，赤纬+51°34′17″。其中NGC 650赤经01时42分18.1秒，赤纬+51°34′15″。NGC 650赤经01时42分22.0秒，赤纬+51°34′48″。距离地球2,500光年（780 秒差距），视星等+10.1，半径0.617 光年，平均尺寸为1.23光年。

M 76是由法国天文学家皮埃尔·梅香（Pierre Méchain）于1780年9月5日发现的。1918年，它首度被美国天文学家希伯·道斯特·柯蒂斯（英语：Heber Doust Curtis，1872年6月27日－1942年1月9日），美国天文学家确认为行星状星云。然而，这个说法存在一些争议，因为艾萨克·罗伯茨（Isaac Roberts）在1891年就确实曾暗示M 76可能类似于M 57，但是从侧面观察看到的影像。现在，依照它的结构归类为双极行星状星云（BPNe）。

星云总光度的视星等为 +10.1等，它的中心恒星或行星状行星核（PNN）的目视星等为 +15.9等，蓝星等为 +16.1等。目前整个行星状星云正以每秒19.1公里的速度朝向我们膨胀，并且表层的温度约为88,400K。

它的外围延伸的距离在1.3到11.3光年之间，似乎以42公里/秒的速度扩张，它的漫反射光晕可以延伸到21 光年。中心恒星是白矮星，表面温度为6万开尔文。它们与地球的距离估计范围为1,700至15,000光年。根据美国天文学家肯尼斯·格林·琼斯（Kenenth Glyn Jones）的说法，它与地球距离是8200光年，假设这个值，它的实际直径大约是11.5光年。

小哑铃星云

M 77，也称为NGC 1068或Arp 37，IRAS 02401-0013，MCG 0-7-83，PGC 10266和UGC 2188，是一个棒旋星系，塞弗特星系之一，位于鲸鱼座，赤经2时42分 40.7秒，赤纬-00°00′48″。基于1137 ± 3公里／秒的后退速度，距离地球约4700万光年（144 0秒差距），视星等8.9，星系的尺寸大约是11万光年，最大直径108,000 光年，最小直径91,000光年。梅西耶77是一个活跃的星系，有一个活跃的星系核（AGN），在可见波长的天文尘埃中被遮挡。M 77的直径估计为170,000光年。由法国天文学家皮埃尔·弗朗索瓦·安德烈·梅尚（Pierre François André Méchain）（1744年8月16日- 1804年9月20日）于1780年10月29日发现。查尔斯·梅西耶在1780年12月17日观察到记录为M 77。

M 77星系

M 77螺旋星系的磁场，在M 77的内围区，磁场分布看似与螺旋臂重合。这些聚集着内注气体，尘埃和恒星的螺旋臂，则可能是由这个星系椭圆状区的重力所产生的密度波之所在。美国航太总署NuSTAR卫星的X射线照片，在鲸鱼座方向，距离地球大约4千7百万光年。

NGC 247，PGC 2758，科德韦尔62，是鲸鱼座的一个中间旋涡星系（虽然有时候被分类为矮螺旋星系）。NGC 247是玉夫座星系群的成员之一。土司空（鲸鱼座β）恒星南面，赤经00时 47分08.5秒，赤纬-20°45′37″，视星等9.9，星系横跨约7万光年。基于155公里 /秒的后退速度，距离地球约1110万光年。NGC 247的一侧盘面有一个不寻常大范围的空洞；该空洞内有较年老的色泽偏红恒星，但无色泽偏蓝的年轻恒星。NGC 247是其中一个和玉夫座星系（NGC 253或科德韦尔65）有重力交互作用的星系。NGC 247与NGC 253等星系共同组成了玉夫座星系群的小范围核心区域。而玉夫座星系群的大部分成员星系和星系群核心间的重力相当微弱。德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）在1784年10月20日发现。英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）在1830年9月16日也观察到。

NGC 247星系

NGC 247星系中心，哈勃太空望远镜拍摄。

沃尔夫-隆达马克-梅洛帝星系（Wolf–Lundmark–Melotte Galaxy）（WLM星系），位于鲸鱼座，是一个不规则星系，属于本星系群边缘的星系。土司空（鲸鱼座β）恒星西面偏北，赤经00时 01分58.1秒，赤纬-15°27′39″，视星等11.0。基于-122公里 /秒的接近我们，距离地球约304万光年。星系尺寸约10,000×6,000光年。

该星系是德国天文学家马克西米利安·弗朗兹·约瑟夫·科尼利厄斯·沃尔夫（Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf，1863年6月21日至1932年10月3日）于1909年发现的不规则星系，位于银河系本地群的外边缘。1926年，纳特·纳德马克（Knut Lundmark）和菲利伯特·雅克·梅洛特（Philibert Jacques Melotte）认可了星系性质的发现。

1999年利用哈勃太空望远镜图像，显示这个星系有一半的恒星是在130亿年前突然形成的。霍奇等人在1999年在该星系中发现了一个球状星团，测量得的绝对亮度为 -8.8，年龄约为150亿年。

沃尔夫-隆达马克-梅洛帝星系

IC 1574，或 PGC 2578，PGC 817130，位于鲸鱼座，一个不规则星系，是玉夫座星系群的成员之一。由美国天文学家德莱尔·斯图尔特（DeLisle Stewart）（1870-1941）1898年11月3日发现。坐标：00小时43分03.8秒，赤纬-22°14′49″。红移363公里/秒，距离地球1,600万光年（390万秒差距），视星等15.1。该星系的宽度约为1万光年，因此它是一个“矮星”星系，最多具有几亿颗恒星。

IC 1574星系

NGC 59，或PGC 1034，位于鲸鱼座，一个旋涡矮星系，是玉夫座星系群的成员之一。由美国天文学家德莱尔·斯图尔特（DeLisle Stewart）（1870-1941）1898年11月3日发现。坐标：00小时15分25.1秒，赤纬-21°26′40″。基于其363公里/秒的后退速度，距离地球1,700万光年，视星等12.4。该星系的跨度约为1.4万光年。星系的核包含一个扩展的恒星活动区域，其中包括两个非常明亮的恒星形成区域，这表明在相对较近的过去，星系发生了不寻常的事情。由美国天文学家和数学家奥蒙德·斯通（Ormond Stone，1847-1933年）于1885年11月10日发现。

NGC 59星系

IC 1613，位于鲸鱼座内，是一个不规则的矮星系，靠近鲸鱼26恒星。赤经01小时04分47.8秒，赤纬+02°07′04″。基于其-234公里/秒的后退速度接近我们，距离地球238万光年，视星等9.2。该星系的宽度约为11,000光年，因此被认为是“矮星系”。IC 1613中的大多数恒星大约有70亿年的历史。1906年9月由国天文学家马克斯·沃夫（Max Wolf）发现。

IC 1613星系

鲸鱼座矮星系（Cetus dwarf spheroidal），位于鲸鱼座内，是一个矮球星系，距离地球约246万光年远，它是本星系团的成员之一。赤经00小时26分11.0秒，赤纬-11°02′40″。距离地球246万光年，视星等14.4。目前在鲸鱼座矮星系里较明亮的恒星都是红巨星。是在1999年由艾伦·怀廷（Alan Whiting）发现，而之后天文学家麦克·欧温（Mike Irwin）和乔治·候（George Hau）发现它是本星系团的一个成员。

M 78或梅西耶78，也称为NGC 2068，是在猎户座的一个反射星云。赤经05时46分46.7秒，赤纬+00°00′50″。它于1780年3月被皮埃尔·弗朗索瓦·梅尚（PierreFrançoisAndréMéchain，1744年8月16日－1804年9月20日）发现，并在1780年12月17日被收录至梅西耶的类似彗星天体目录。

M 78是在包括NGC 2064、NGC 2067、和NGC 2071这一组星云中最明亮的弥漫反射星云。距离地球大约1,350光年（415 秒差距），视星等 8.3，表观尺寸大小约5光年。属于猎户B分子云复合体。它本身并不发光，而只是散射背后热的年轻蓝色巨星的光，以及旁边的尘埃云使看不见的类似恒星发出的光。M 78使用小望远镜看起来是一个斑块，并有视星等10等和11等的两颗星，因此很容易就能找到。这两颗星都是B型星，编号HD 38563 A和HD 38563 B，通过这两颗恒星反射它们的光线，才使M 78中的氢云得以可见。

M 78是包括NGC 2064，NGC 2067和NGC 2071在内的一组星云中最亮的漫反射星云。该组属于Orion分子云复合体，距地球约1600光年。M 78在小型望远镜中很容易发现，是一片朦胧的斑块，涉及两颗10级的恒星。HD 38563A和HD 38563B这两个星通过反射它们的光，使M 78中的尘埃云可见。

梅西耶78星云附近

梅西耶78星云

梅西耶78星云在天空中

梅西耶78星云所在的猎户座腰带位置

梅西耶78星云在猎户座的位置

梅西耶78星云内NGC2064和NGC2067星云

M 78反射星云

猎户座腰带北侧的星云，这片充满了亮星、星际尘埃云和发射星云的区域位于猎户腰带的北侧。图像的视场在银河平面附近，横跨5度，相当于10个月亮的直径。右下角蓝色的反射星云是M 78，这种色调来源于尘埃对炽热年轻恒星发出的蓝色光线更强的反射。中间与之形成强烈对比的红色条带是发光的氢气，是被称作“巴纳德环”的巨大而暗弱的发射星云的一部分。在左上角，一个暗尘埃云的轮廓非常明显，这是LDN 1622。M 78和复杂的巴纳德环都距离地球1500光年处，LDN 1622则近得多，距离地球只有约500光年。

智利阿塔卡马沙漠的拉西拉天文台

智利阿塔卡马沙漠拉西拉天文台，前景是瑞士1.2米莱昂哈德·欧拉望远镜（Swiss 1.2-m Leonhard Euler Telescope），后面是欧洲南天天文台 3.6米望远镜。

NGC 2064，M 78的一部分，是一个反射星云，位于猎户座，赤经05时46分18.0秒，赤纬+00°00′21″。是德国天文学家、普鲁士天文学家海因里希·路易·德·阿雷斯特（又译海因里希·路德威·德亚瑞司特Heinrich Louis d'Arrest）（1822年7月13日－1875年6月14日，又译达赫斯特）于1864年1月11日发现的。

NGC 2067，M 78的一部分，是一个反射星云，位于猎户座，赤经05时46分29.0秒，赤纬+00°06′24″。是由德国天文学家恩斯特·威廉·勒伯莱希特·坦普尔（Ernst Wilhelm Leberecht Tempel）于1876年发现。

NGC 2071，M 78的一部分，是一个反射星云，位于猎户座，赤经05时47分07.8秒，赤纬+00°17′48″。距离地球1,300 光年（约400秒差距）。于1784年1月1日是由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现。

M 78图像，使用欧洲南天天文台（ESO）在智利阿塔卡马沙漠拉西拉天文台的2.2米望远镜的广角成像仪拍摄。NGC 2071是在该图像顶部的星云，中心的明亮星云是M 78。

M 79，也称为梅西耶79或NGC 1904，是在天兔座的一个球状星团。赤经05时24分10.59秒，赤纬-24°31′27.3″。距离地球约42,000光年，距离银河中心大约60,000光年。视星等+8.56，尺寸大约为11.5万至12万光年，估计年龄117亿年。是法国天文学家皮埃尔·梅尚（PierreMéchain）在1780年10月26日发现的，查尔斯·梅西耶在1780年12月17日也观察到并记录为M 79。它包含约15万颗恒星，聚集在一个仅约120光年的区域中。该星团是距离银河系比太阳更远的少数球状星团之一，距银河系中心约有六万光年。M 79不是银河系的原始成员，而是从大犬座矮星系中捕获的几个球状星团之一。

像M 54（在梅西耶星表上的外星系球状星团），它被认为不是银河系土生土长的，而被推断是源自大犬座矮星系，目前正在经历与银河系的密切接触。然而，这是一个有争议的话题，天文学家仍在辩论大犬座矮星系的本质。

M 79球状星团

M 79球状星团，哈勃太空望远镜拍摄，在这张哈勃影像中，太阳般的恒星呈现黄白色，而红色的恒星则是处于生命最后阶段的明亮巨星。散布在整个星团中的大多数蓝星都是老化的“氦燃烧”星，它们已经耗尽了氢燃料，现在正在其核心中融合氦气。

大犬座矮星系（大犬座小星系Canis Major Dwarf Galaxy），位于大犬座的一个不规则星系，赤经07时12分35.0秒，赤纬-27°40′00″。现在被认为是最接近我们银河系的矮星系，距离太阳系约25,000光年，距离银河系中心42,000光年，它的形状大致为椭圆形。该星系目前正与银河系亲密接触。小星系内包含相对较高的红巨星，据估计总共包含十亿颗恒星。恒星数量与早先竞逐最接近银河系头衔的人马座矮椭球星系相当。

这个星系在2003年11月才被由法国、意大利、英国和澳大利亚的天文学家共同组成的国际团队发现。虽然是最接近地球的星系，但因位于银河盘面的后方，被浓密的恒星、气体和星际尘埃遮蔽，因此难以侦测到；而体型的矮小，也是未能及早被发现的原因。

发现它的天文学家团队正在合作进行2微米全天候测量（2MASS）数据进行分析与校正时，因为红外线不会像可见光一样被气体和星际尘埃吸收，才得以发现的。由于有了这项技术，科学家才有能力在大犬座满布M型恒星的天空中找到这个星系和其他相关的结构，包括两个宽广但微弱的弧。

天文学家相信大犬座矮星系是正被银河系巨大的引力拉扯中，且主体已经被剥离了的星系。星系的主体极度退化，潮汐破裂导致一条长长的恒星细丝在绕银河系运行时尾随其后，形成一个复杂的环状结构，有时也称为麒麟座环（Monoceros），它绕我们的银河系已经绕了三遍。

而在调查这个环和邻近空间内的球状星团的关系时，才发现这个类似人马座矮椭球星系的大犬座矮星系。与大犬座矮星系有关联性的球状星团包括NGC 1851、M 79（NGC 1904）、NGC 2298和NGC 2808，这些都是被银河系吞噬或吸积过程的残骸。NGC 1261是另一个附近的星团，但是它的速度与其他星团的速度相差甚远，因此不清楚与系统的关系。大犬座矮星系也可能有些疏散星团，包括多利兹25（Dolidze 25）（Dol 25）和H 18，AM 2可能也是。这些疏散星团被认为是矮星系受到重力扰动的刺激，才造成矮星系盘中的物质形成恒星。

大犬座矮星系和随后对星协分析上的发现，对现行星系的成长是经由吞噬邻近的小星系进行的学说给予了证实和支持。马丁等人相信，优势的证据指向银河系的小卫星星系吸积时大致是在环绕星系盘的平面上。

2009年对该区域的调查仅产生了10颗RR天琴座可变星，这与银河系的晕轮和厚盘种群一致，而不是一个单独的矮球形球星系。

NGC 1851，也称为考德威尔73（Caldwell 73），ESO 305-SC 016，是位于天鸽座中的球状星团。赤经05时 14分06.76秒，赤纬–40°02′47.6″。距离地球39,5 00光年（12,100秒差距），视星等7.3，质量是太阳质量的551,000倍，估计年龄92亿年。苏格兰天文学家詹姆斯·邓洛普在1826年5月10日发现，英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）1835年10月23日又重新发现。

NGC 1851球状星团

NGC 2298，是位于船尾座的球状星团。该星团属于银河系，是我们星系中最重的星团之一，赤经06时48分59.2秒，赤纬–36°00′17″。视星等9.0。澳大利亚的苏格兰天文学家詹姆斯·邓洛普（James Dunlop）在1826年5月8日发现。

NGC 2298星团

NGC 2808，是位于船底座的球状星团。该星团属于银河系，是我们星系中最重的星团之一，拥有超过一百万颗恒星。估计已有125亿年的历史。赤经09时12分03.10秒，赤纬–64°51′48.6″。距离地球31,3 00光年（9,600秒差距），视星等6.2，质量是太阳质量的1,420,000倍。

2007年，由意大利帕多瓦大学（University of Padua）的贾姆·保罗皮奥托（Giampaolo Piotto）领导的一组天文学家使用哈勃望远镜的高级测量相机研究了哈勃太空望远镜在2005年和2006年拍摄的NGC 2808图像。出乎意料的是，他们发现该星团由三代恒星组成，所有恒星都在该星团形成的2亿年之内诞生。

天文学家认为球状星团只能产生一颗恒星，因为第一代恒星的辐射会将第一代恒星阶段未消耗的残余气体驱逐出该星团。然而，诸如NGC 2808之类的大量团簇可能足以在重力上抵消气态物质的损失。因此，可以形成第二代和第三代恒星。NGC 2808的三代恒星的另一种解释是，它实际上可能是与银河系相撞的矮星系的残余。

澳大利亚的苏格兰天文学家詹姆斯·邓洛普（James Dunlop）在1826年5月7日发现，英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）1834年3月8日也观察到。

NGC 2808星团

梅西耶天体（M 70～M 79）

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