星云由超新星炸出的物质组成，现在已经扩散到直径大约10光年的范围内，并且仍以高达1,800千米/秒的超高速向外膨胀。它的发射线谱由两个主要部分组成，这最早是由Roscoe Frank Sanford在1919年通过分光观测发现的，参见（Sanford 1919），1930年的由Walter Baade和Rudolph Minkowski所做的照相观测也证实了这一点。首先是发射线谱（包括氢发射线），来自星云中偏红色的、构成杂乱无章的网络状结构的亮纤维部分，这与弥漫气体星云（或是行星状星云）相似。另一部分是连续谱，来自星云中偏蓝色的背景部分，是由高度偏振的“同步加速辐射”产生的。同步加速辐射是由强磁场中的高能（快速运动）电子发射出来的。这一解释最早是由苏联天文学家J. Shklovsky (1953)首次提出的，并且被Jan H. Oort and T. Walraven (1956)的观测所支持。同步加速辐射也出现在宇宙中其他的“爆发”过程中，比如不规则星系M82的活动核心和巨椭圆星系M87的奇特喷流。蟹状星云在可见光波段的这种惊人性质可以从英澳天文台（Anglo Australian Observatory）的David Malin用Palomar山的望远镜拍到的照片和Paul Scowen在Palomar山上拍到的照片中清楚地看出来。
1948年，蟹状星云被认证为一个强射电源，被命名和标记为金牛座A，后来被称为3C 144。星云发出的X射线也在1963年4月被Naval Research Laboratory发射的载有X射线探测器的Aerobee型探空火箭发现；这个X射线源被命名为金牛座X-1。通过1964年7月5日的月掩蟹状星云观测，以及1974年和1975年同样的观测，证明X射线是从一个至少2角分的区域内发射出来，蟹状星云通过X射线发射的能量比它在光学波段的能量高100倍左右。尽管如此，即使在可见光波段，这个星云的光度也是非常巨大的：它的距离为6,300光年（这是由Virginia Trimble (1973)精确测量得到的），这样它的视亮度对应的绝对星等就是-3.2等左右，超过太阳光度的1000倍。它在所有波段的总光度估计是太阳光度的100,000倍，也就是5*10^38尔格/秒！
1968年11月9日，一个脉冲射电源，蟹状星云脉冲星（也被称为NP0532，“NP”是指NRAO（美国国家射电天文台）脉冲星，或者PSR 0531+21），在M1中被发现。发现者是位于波多黎各的Arecibo天文台的天文学家，利用的望远镜是300米的射电望远镜。这颗脉冲星是照片中位于星云中心附近的那对恒星中右侧（西南方）的那颗。这颗脉冲星也是第一颗被发现的光学波段脉冲星，是亚历桑那州Tucson市Steward天文台的W.J. Cocke，M.J. Disney和D.J. Taylor在1969年1月15日当时时间晚上9:30分（根据Simon Mitton的记录，是世界标准时1969年1月16日3:30分）利用Kitt峰上的90厘米（36英寸）望远镜发现的，他们发现它闪烁的周期与射电脉冲星的周期一样，都是33.085毫秒。这颗光学脉冲星有时也以超新星的标记法命名为金牛座CM。
现在认为，这颗脉冲星是快速旋转的中子星：它每秒钟自转大约30圈！这个周期被定得很精确，因为中子星表面的“热斑”几乎在电磁波的所有波段都放出脉冲。中子星是个致密的天体，比原子核的密度还高，把超过一个太阳质量的物质聚集在30千米的范围内。它与星云中磁场的相互作用使得旋转逐渐变慢；这也是使星云发光的主要能源；就像前面提到的，这个能源比我们的太阳要强100,000倍。
在可见光波段，这颗脉冲星的视星等为16等。这颗非常小的星星的绝对星等为+4.6等，与我们的太阳在可见光波段的光度相当！
Jeff Hester和Paul Scowen利用哈勃空间望远镜来研究了蟹状星云M1（可以参考Sky & Telescope杂志1995年1月第40页）。他们利用HST进行的持续研究为研究蟹状星云及其脉冲星的动力学和演化提供了新的证据。最近，HST的天文小组还研究了蟹状星云的核心部分。
这个天体受到了如此之多的关注,以至于将当时的天文学家分成了大致相当的两个部分：一部分人的工作与蟹状星云有关，而另一部分则是无关的。1969年6月在亚历桑那州的Flagstaff召开了一次“蟹状星云研讨会”（会议结果可参看PASP 1970年5月第82卷——Burnham）。1970年8月在Jodrell Bank天文台举行的IAU（国际天文学会）第46次研讨会也是专注于这一天体的。Simon Mitton在1978年写了一本很好的关于蟹状星云M1的小册子，至今仍然是最通俗易懂和资料最丰富的（这也是这里的许多资料的来源）。


M 7
疏散星团 M7 (NGC 6475)，
类型‘e’，位于天蝎座 天蝎之尾，托勒密星团


赤经 17 : 53.9（小时:分）
赤纬 -34 : 49（度:分）
距离 0.8（千光年）
视亮度 3.3（星等）
视大小 80.0（角秒）
Ptolemy在公元130年时就已经知道M7的存在了。
M7是最大、最明亮的星群，很容易用肉眼看到。就像Burnham描述的那样，“这个星团在无数暗淡遥远的银河繁星背景中显得非常突出。”
Ptolemy早在公元130年左右就提到了这个壮丽的星团，将其描述为“天蝎座毒刺后面的星云”。
这个描述也可能包括了M6，但是并不确定。理所当然的，Ptolemy被认为是这一天体的发现者，因此笔者[hf]在几年前提议将M7命名为“托勒密星团（Ptolemy's Cluster）”，目前已经得到了一定的认可。
M7在1654年以前被Hodierna观测到，他数出了其中30颗恒星，它还被Abbe Lacaille包括在他的南天深空天体表中，编号为Lac II.14。梅西耶在1764年5月23日将其标记为他星表中的第7号天体。
M7由大约80颗亮于10等的恒星组成，这些恒星分布在大约1.3度视直径的范围内，它的距离大约为800光年，因此对应的真实直径约18到20光年。它被归类为Trumpler I,3,m或者I,3,r型。这个星群以每秒14km的速度接近我们。最明亮的恒星是一颗黄巨星（光谱型gG8，5.6等），最热的主序星光谱型为B6（5.89等）。《Sky Catalog 2000》上的数据以及G. Meynet的日内瓦小组最新计算的结果都表明，M7的年龄估计为2亿2千万年。最近的研究认为距离应略大于1000光年，这使得其尺度增长到25光年，但是并不影响它的年龄。
Ake Wallenquist发现M7是中心聚集度最高的星团之一。M7整体的视星等被不同的小组估计为3.3和5.0等。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:09
中文翻译：Steed Joy

M 10
球状星团 M10 (NGC 6254)，类型VII，
位于蛇夫座

赤经 16 : 57.1（小时:分）
赤纬 -04 : 06（度:分）
距离 14.3（千光年）
视亮度 6.6（星等）
视大小 20.0（角分）
由梅西耶在1764年发现。
用小仪器目视观测时，这个7等的球状星团视直径约为8到9角分。一般的照片上显示的视直径可以到15.1角分左右，而深度暴光的照片则显示出它向外延伸到20角分左右，即满月直径的2/3。它的距离为14,300光年，对应的线直径为83光年。目视观测可见的明亮核心只有不到一半大，即35光年左右。它以每秒69km的速度离我们而去。
按照Mallas的说法，它的中心区域呈梨形，有颗粒状结构；在中等放大倍率下（120x），外部区域显示出较亮的节块。
按照Burnham的说法，M10中的变星极其稀少，只发现了3颗；而意大利COVO，Sharru天文台（位于Bergamo，ADC/CDS编号为VII，103）的R. Monella编写的《银河系球状星团表》中给出的数字是4颗。
这个星团是由梅西耶在1764年5月29日发现的，在他的列表中William Herschel首次将其分解为恒星。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:10
中文翻译：Steed Joy

M 11
疏散星团 M11 (NGC 6705)，类型‘g’，
位于盾牌座 野鸭星团

赤经 18 : 51.1（小时:分）
赤纬 -06 : 16（度:分
距离 6.0（千光年
视亮度 6.3（星等）
视大小 14.0（角分）
由Gottfried Kirch在1681年发现。
就像Robert Burnham所说的，这是“恒星最多、最致密的银河（疏散）星团之一”，初步估计M11中包含了2900颗恒星，其中亮于14等的约有500颗。位于M11中心的观测者将会看到几百颗1等的恒星！恒星如果之多，如此之密，因此它被Trumpler归类为II,2,r型（一些最新的数据将其归类为I,2,r型）。
不同资料来源给出的视直径相差相当大；E.E. Barnard估计为35'，而《Sky Catalog 2000》给出的则是14'。
野鸭星团中最明亮和最热的主序星光谱型为B8（根据《Sky Atlas 2000》），因此它的年龄被估计为2亿2千万年，但也有其他的估计（Burnham给出的数值是5千万年）。星团中也包含了许多绝对星等为-1.0左右的黄色和红色巨星，这一事实支持了较大的数值。G. Meynet的日内瓦小组最近计算的结果表明它的年龄为2亿5千万年。它以每秒22km的速度离我们而去。
M11是由柏林天文台的德国天文学家Gottfried Kirch在1681年发现的。显然是由William Derham在1733年前后首次分解为恒星。梅西耶在1764年5月30日将其包括到他的星表中。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:11
中文翻译：Steed Joy

M 12
球状星团 M12 (NGC 6218)，
类型IX，位于蛇夫座

赤经 16 : 47.2（小时:分）
赤纬 -01 : 57（度:分）
距离 16.0（千光年）
视亮度 6.7（星等）
视大小 16.0（角分）
由梅西耶在1764年发现。
M12与它的视邻居，M10，几乎一模一样，只是略大一些，似乎更暗一些。不过，它一度被认为是介于球状星球和致密的疏散星团（如M11）之间的过渡类型，因为它并不是非常向中心聚集——Harlow Shapley将M12的聚集度类型归类为IX型。它比M10（VII型）向中心会聚程度要低得多。它的距离约为16,000光年，M12的视直径为16.0角分，对应的真实大小约为75光年。这个星团以每秒16km的速度向我们接近。
Helen Sawyer Hogg测得这个星团总的光谱型为F7，色指数为0.0，其中25颗最亮的恒星的平均星等为13.97。按照《Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0》的数据，M12中最亮的恒星大约为12.0等，其（巨星）水平分枝上的恒星约为14.9等。Alan Sandage在M12中找到了13颗变星。
M12是由梅西耶首先发现的，发现于1764年5月30日。与其他大多数球状星团一样，Messier将其描述为“不含恒星的星云”，10年后的Bode也是这样描述的；这是他们所使用的仪器分辨率不够的结果。
William Hersechel在1783年首次将它分解为恒星。 球状星团M12可以在M10以北2度，以西2度的位置很容易地找到，即蛇夫座Delta星以北2度，以东8.5度的地方。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:11
中文翻译：Steed Joy

M 18
疏散星团 M18（NGC 6613），
类型‘d’，位于人马座

赤经 18 : 19.9（小时:分）
赤纬 -17 : 08（度:分）
距离 4.9（千光年）
视亮度 7.5（星等）
视大小 9.0（角分）
由梅西耶在1764年发现。
M18在小望远镜中观测效果最好，可以看到超过12颗相当明亮的恒星（Sky Catalog 2000列出了其中20个成员）。它的直径大约0.2度，因而显得比较松散和稀疏，所有资料来源都将其Trumpler类型定义为II,3,p,n。按照Kenneth Glyn Jones和Burnham的数据，其距离大约为4,900光年，但是其他的资料来源给出了不同的数据：Mallas是6,000，Sky Catalog 2000则是3,900光年。按照我们的数据——4,900光年，它的真实直径应该是17光年左右。
M18中温度最高的恒星光谱型为B3，因此这个星团相当年轻；它的年龄被估计为3千2百万年。从我们收集的更多M18的图片中的彩色照片上可以看到，这个星团既包含了明亮的蓝色恒星，也包含了明亮的橙黄色恒星。
M18位于Omega星云M17和恒星密集区M24之间。从这张由UK施密特望远镜拍摄的M17，M18和M24周围天区的照片上可以看出来。
疏散星团M18是由梅西耶首先发现的天体之一，他于1764年6月3日将其编入星表。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:12:52
中文翻译：Steed Joy

M21
疏散星团 M21（NGC 6531），
类型‘d’，位于人马座

赤经 18 : 04.6（小时:分）
赤纬 -22 : 30（度:分）
距离 4.25（千光年）
视亮度 6.5（星等）
视大小 13.0（角分）
由梅西耶在1764年发现。
M21星团中的恒星向中心的聚集程度相当强。因此，Woldemar Götz将其Trumpler级别划分为I 3 r型（向中心强聚集，亮度范围大，即包含明亮和暗淡的恒星，以及恒星数量众多,rich），而按照Kenneth Glyn Jones的说法，Trumpler本人将其划分为I 3 p型（即恒星数量少，poor，或者少于50颗恒星）。
按照Burnham的说法，S.N. Svolopoulos在1953年已经证认出57颗成员恒星（使其Trumpler级别变为I 3 m），其中最明亮恒星是光谱型B0的巨星。这意味着这是个非常年轻的星团：Sky Catalog 2000估计年龄为4.6百万年，并且声称这个星团是人马座OB1星协的一部分。
由于它非常靠近三裂星云M20（它的外层星云出现在我们图片左上侧边缘），显示礁湖-三裂天区的照片上的确也包含了M21，比如这一天区的大幅DSSM图片。
这个星团的距离不同的资料来源给出了不同的结果：Mallas/Kreimer给出的是3,000光年，Burnham是2,200，而Kenneth Glyn Jones和Sky Catalog 2000都是4,250光年。有趣的是，所有的资料来源给出的三裂星云M20的距离也都不同，因此星团M21和三裂星云哪个离我们更近也还不确定。
疏散星团M21是由梅西耶发现的，他在1764年6月5日将其编入星表。
最后更新时间：2004年12月02日，北京时间19:13:58
中文翻译：Steed Joy

楼主，多谢啦

挖坟

M30（NGC7099）
球状星团，类型V

M30（NGC 7099）是一个位于摩羯座的球状星团，星等是+7.5，用一架小型望远镜观测，它的大小也只要5弧分，要看清它必须使用6英寸（15厘米）的望远镜，它与地球的距离是24000光年，在这个星团中心的北边还有两排不显眼的恒星。
这是个很亮而且紧凑到球状星团。M30是梅西叶马拉松最值得注意大天体。它在观测条件良好的普通的黑夜很容易搜寻和看见。其实在观测条件良好的黑夜，即使用小型望远镜和双筒也很容易找到M30。
观测资料 (J2000 epoch)
类型 V
赤经 21h 40m 22.12s
赤纬–23° 10′ 47.5〃
距离 29.4 ± 1.6 kly (9 ± 0.5 kpc)
视星等 (V) +7.7
物理参数
质量 1.6×10^5M⊙
金属含量–2.27dex
年龄 12.93 Gyr

M31（NGC224）
类型：SAbI-II

仙女座星系，位于仙女星座的一个巨型旋涡星系，视星等为3.5等，肉眼可见。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。
仙女座星系在适度黑暗的天空环境下很容易用肉眼看见，但是如此的天空仅存在于小镇、被隔绝的区域、和离人口集中区域很远的地方，只受到轻度光污染的环境下。肉眼看见的仙女座星系非常小，因为它只有中心一小块的区域有足够的亮度，但是这个星系完整的角直径有满月的七倍大。
概述
仙女座星系，离我们自己银河系最近的巨大星系。仙女座星系是一个盘状星系，距离约700千秒差距。它显示为仙女座中一片微弱的光（星云），是肉眼可见的最遥远天体。
仙女星系早在18世纪，伊曼努埃尔-康德（Immanuel Kant）就认为，这类星云可能是银河系之外的巨大恒星系统，这一见解甚至到了20世纪初仍未得到证实。另一个颇有市场的观点是，星云乃银河系内部气体尘埃云形成恒星的区域。这个问题是在上世纪20年代，埃德温-哈勃使用威尔逊山天文台新造的100英寸（2.54米）望远镜，在仙女座星云的外区证认出了个别的恒星，才获得解决。
这些恒星中有些是造父变星。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关，所以哈勃得以从它们的视亮度计算出到仙女座星系的距离，由此证明它确实是另外一个独立的星系。
哈勃估计的距离，后来主要通过瓦尔特-巴德（Walter Baade）的研究，几经修正而有所增大。但哈勃的工作证实了，我们的银河系不过是许许多多星系中的一个而已，宇宙远远伸展到了银河系边界以外。在700千秒差距距离上，仙女座星系（根据它在一些天体表面中的编号又被称为M31或NGC224）的直径将是60千秒差距，大致比我们的银河系大一倍，约含4000亿颗恒星。
仙女座星系是距离我们银河系最近的大星系。一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分相像，两者共同主宰着本星系群。仙女座大星系弥漫的光线是由数千亿颗恒星成员共同贡献而成的。几颗围绕在仙女座大星系影像旁的亮星，其实是我们银河系里的星星，比起背景物体要近得多了。仙女座大星系又名为M31，因为它是著名的梅西耶星团星云表中的第31号弥漫天体。M31的距离相当远，从它那儿发出的光需要200万年的时间才能到达地球。星云中的恒星可以划分成约20个群落，这意味着它们可能来自仙女座星系“吞噬”的较小星系。
在《梅西耶星表》中的编号是M31，在《星云星团新总表》中的编辑是NGC224，习惯称为仙女座大星云。
仙女座星系的直径是50千秒差距（16万光年），为银河系直径的一倍（实际上我觉得银河系没这么小），是本星系群中最大的一个星系，距离我们大约220万光年。仙女座星系和银河系有很多的相似，对二者的对比研究，能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。
仙女座大星云是秋夜星空中最美丽的天体，也是第一个被证明是河外星系的天体，还是肉眼可以看见的最遥远的天体。它在梅西叶星表中排在第31位，所以简称M31。仙女座大星云实际上是一个非常典型的旋涡星系，当人们尚不知道它是旋涡星系的时候把它与气体星云混淆在一起而取了这个名字，至今人们仍然喜欢这样称呼它。
仙女座星系（Andromeda Galaxy，也称为梅西尔31、M31或NGC 224，早期的文件中曾经称为仙女座星云）是一个螺旋星系，距离大约250万光年，位于仙女座的方向上，是人类肉眼可见（3.5等星）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，本星系群的成员有仙女星系、银河系、三角座星系，还有大约50个小星系。但根据改进的测量技术和最近研究的数据结果，科学家现在相信银河系有许多的暗物质，并且可能是在这个集团中质量最大的。然而，史匹哲太空望远镜最近的观测显示仙女座星系有将近一兆（10^12）颗恒星，数量远比我们的银河系为多。在2006年重新估计银河系的质量大约是仙女座星系的50%，大约是7.1×10^11M⊙。

仙女星系的碰撞
据英国《卫报》报道，由美国和德国科学家组成的研究小组称，银河系的质量比先前预计的要大50%，旋转速度也要更快，这意味着银河系对其他星系的引力也更大，因而银河系与包括仙女星系在内的其他星系相撞时间可能比科学家所预计的更早。
未来会碰撞
研究人员表示，银河系一旦与其它星系相遇，碰撞时所产生的超大冲击波将会压缩星系内部的星际气体云团。但幸运的是，这一巨大的灾难只会发生于遥远的未来。德国马普研究院天文学家卡尔-门特恩解释说，碰撞将可能发生于数十亿年之后，虽然两者碰撞的时间比科学家所预测的要早得多，但对于人类来说这一时间仍然是属于遥不可及的未来，不会引起人类的恐慌。
卡尔和他所领导的国际研究团队利用“甚长基线电波干涉阵列”射电望远镜对银河系进行了精确的测量。银河系在旋转的过程中，某些放射无线电波的部分会向地球方向移动。正是基于此现象，科学家们才可以计算出银河系旋转的速度。
科学家们记录了来自银河系4个旋臂所发射出来的无线电波，并根据这些无线电波进行测量。经过测量发现，太阳系会随着银河系以大约100万公里/小时的速度旋转，比预期中的要快近17万公里/小时。卡尔认为，“测量结果要求我们必须要重新认识和理解银河系的结构和运行规律。”太阳系距离银河系中心大约为2.8万光年。仙女座星系大约是太阳质量的2700亿倍，距离我们太阳系有200多万光年。银河系的这种高速旋转意味着它的质量应该与仙女座星系相当，比以前的预测要重三分之一左右。卡尔研究团队成员、美国哈佛大学史密森天文物理学中心科学家马克-里德认为，“从此，我们不再认为银河系只是仙女座星系的小妹妹。”
天文学家们认为，这次碰撞将会在未来的70亿年之内出现。太阳耗尽最后一丝能量之日，差不多也就是两个星系的碰撞之时。在发生碰撞时，恒星和行星应该不会发生碰撞。相反，星系碰撞后会相互融合，形成一个新的更大的星系。英国剑桥大学天文研究所格里-吉莫尔介绍说，“两者会戏剧性搅活、粘合在一起，最后所有恒星都将死亡，新星系变成一个巨大的死亡星系。目前尚不清楚两者是否会正面相撞。”如果是侧向碰撞的话，还将可能会引起进一步的碰撞。整个碰撞过程可能会持续数百万年时间。根据吉莫尔的说法，这项研究不仅仅提前了银河系死亡的时间，而且还对暗物质研究提供了新的依据。研究发现，银河系中心的暗物质比天文学家们早期的预测要冷得多、密得多。
研究人员们还表示，一旦确定了银河系旋转速度，那么最终控制这一速度的复杂公式便可确定银河系中所有暗物质的质量。暗物质是我们肉眼所看不到的，但却是迄今为止宇宙中数量最多的物质。所以，这意味着银河系的质量是天文学家以前估计的1.5倍。美国加州大学洛杉矶分校天体物理学家马克-莫里斯说，最新发现意义重大，但并不是有关银河系大小的最终结论。莫里斯没有参加雷德的这项研究。体积更大还意味着银河系和仙女座之间的引力更加强烈。据雷德介绍，天文学家长期预测的银河系和仙女座星系之间的碰撞可能发生得更早，同时侧面碰撞的可能性更小，然而不用担心，毕竟银河系与仙女座相撞至少是几十亿之后的事了。
人类应不会灭绝
如果银河系果真和其它星系发生碰撞，那时候人类可能会仍然存在，他们将看到一个未来完全不同的天空景象。狭长的银河系将会消失，取而代之的是一个由数十亿颗星球组成的巨大隆起。天文学家们日前绘制了一幅更为详细的银河系三维立体图，发现它的宽度比天文学家以前认为的多15%。更为重要的是，银河系的密度更大，质量比天文学家以前认为的多50%。2012年1月5日天文学家在加州长滩市举行的美国天文学会大会上公布了这一最新发现，
外形
使用欧洲空间局的XMM－牛顿轨道天文台发现M31有数个X射线源。罗宾·巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万K所辐射出的X射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。
仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为梅欧II的，绰号是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座ω－银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。 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，直径达到数百光年，密度也低了数百倍；恒星之间的距离也远了许多。
卫星星系
主条目：仙女座星系的卫星星系如同我们的银河系，仙女座星系也有卫星星系，目前所知的已经有14个矮星系，最有名的、也是最容易观测到的卫星星系是椭圆星系M32和M110。
依据现有的证据，似乎在不久前的过去M32曾经与M31遭遇过。M32原本可能是一个大星系，但核心被M31从星盘内移除，并且在核心区域经历恒星形成的暴增。
M110看来也曾经与M31互动过，并且天文学家在M31的星系晕中发现了从这个卫星星系被剥离的富含金属星的星流。
M110包含了一些灰尘很多的星云，暗示将有恒星持续的形成。这在矮椭圆星系中是不寻常的现象，因为椭圆星系通常是缺乏尘埃和气体的。
在2006年，发现了9个星系沿着横越过仙女座星系核心的平面延伸著，而不是随意的散布在周围。这也许可以说明这些卫星星系有共同的起源。

M33（NGC598）
类型：SAcd旋涡星系

三角座大星系M33是本星系群中又一个重要成员。这个星系与它的大型邻居，仙女座大星系M31，和我们的银河系相比，要小得多，但这才更接近宇宙中漩涡星系的平均大小。本星系群的小型成员星系之一，LGS 3，可能是M33的卫星星系。它本身也可能是仙女座大星系M31遥远，却有引力相联系的伴星系。
发现
发现者 可能是由Hodierna在1654年以前发现的。1764年被Charles Messier独立地重新发现。
相对运动
按照R. Brent Tully的数据，M33正以182千米/秒的速度接近我们（太阳系），或者按照NED的数据，速度为179 +/-3千米/秒。修正了我们绕银河系中心的运动之后，它仍以24千米/秒的速度靠近我们的星系。
发现经过
M33最早可能是由Hodierna在1654年以前发现的（同时被发现的可能还有疏散星团NGC 752）。1764年8月25日，这一天体被Charles Messier独立地重新发现，并被他编入星表。虽然在其他情况下William Herschel总是避免在他的巡天中给Messier天体加上编号，然而他还是基于1784年9月11日的观测，将这一天体编号为H V.17。同样因为Herschel的星表，M33中最明亮，最大的HII区（包含着电离氢的弥漫发射星云）也得到了自己的NGC编号：NGC 604（William Herschel编号为H III.150）；它位于这个星系的东北部；即我们照片中靠近顶部的明显亮斑。这是目前所知最大的H II区之一：它的直径接近1500光年，谱线与猎户座大星云M42相似。Hui Yang（伊利诺斯大学）和Jeff J. Hester（亚利桑那州立大学）利用Hubble太空望远镜拍摄了NGC 604的照片，分辨出超过200颗最近那里形成的年轻高温大质量恒星（约15到60倍太阳质量）。
M33是William Parsons，第三代Rosse爵士辨认出的首批“漩涡星云”中的一个；参见他的素描。它也是首批因为发现了其中的造父变星，而被辨认为星系的“星云”之一；Edwin Hubble在1926年发表了基本的研究结果（Hubble 1926）。
M33旋臂中的其他几个亮斑也被分配了相应的NGC星表编号：分别是NGCs 588，592，595，和NGC 603（RNGC认为后者并不存在，尽管他们提到它也被收录在Zwicky星表中），还有ICs 131，132，133，134，135，136，137，139-40，142，和143（NGC 2000.0将IC 134和139-40列为恒星，然而Webb深空观测者协会手册，第4卷[星系]，第215页上则出现了IC 139-40的照片，这张照片是由德克萨斯大学，McDonald天文台的Ronald J. Buta提供的）。其中一部分也被标注在我们的星图上。Kenneth Glyn Jones指出它们可以用12.5英寸的望远镜观测到。William H. Waller使用HST研究了巨大的发射星云NGC 595（参见Astronomy，1995年6月，第16-18页）；在Hubble的帮助下，他解析了出使星云中的气体受激发光的高温大质量恒星。
我们的照片，是David Malin在La Palma山上，通过安装了摄影平台的Isaac Newton望远镜（INT）拍摄的，显示出了这个美丽的Sc型漩涡星系旋臂中的许多天体（例如NGC 604，即我们照片上半部分，靠近左侧边缘的明显红斑）。感兴趣的读者可以查看有关这张照片的更多信息。利用不同的方法，David Malin从这张INT拍摄的M33照片中处理出不同的图片以突出不同的特征。
Hipparcos卫星的结果导致了宇宙距离尺度的重新修正，因此也影响到M33的距离：目前的观测值约为300万光年。大部分数据给出的距离为230到240万光年，但是Sky Catalogue 2000.0给出的数值略大于290万光年（900kpc）,碰巧与根据1997年Hipparcos卫星的结果，重新修正了造父变星距离之后的数据更为接近。1991年对M33中造父变星的研究（Freedman et.al., 1991）表明，M33到我们的距离比仙女座大星系M31略远一些。按照我们的距离数值，M31到M33之间的距离约为75万光年。利用前面的数据，它在主轴方向73角分的角直径（约是月亮直径的2.5倍）对应的真实尺度约为5万光年，是银河系直径的一半。然而，最暗的外缘似乎延伸得更远，因此实际的直径可能是6万光年以上。三角座大星系的质量被估计为介于100到400亿太阳质量之间。
三角座大星系M33是Sc型星系，甚至是这一类星系中偏“晚”型的，因此Tully（在邻近星系星表中）将其归类为Scd。明显的旋臂中点缀着偏红色的HII区（包括NGC 604），还有由年轻恒星组成的偏蓝色的云块。Baade也发现了其中的星族II型恒星，球状星团也被发现。尽管三角座大星系中还没有发现超新星，但一些超新星遗迹已被发现，并且被射电天文学家高精度定位。M33中至少发现了112颗变星，包括4颗新星和大约25颗造父变星。还有一个强X射线源也位于这个星系中。
观测
对观测者来说，在极其良好的条件下可以用肉眼瞥到这个星系；对大多数人来说，这是肉眼可见的最远天体（还有极少目光锐利的观星者报告说在极好条件下成功看到了M81，但这只是极其例外的情况）它在优质双筒望远镜中比较明显，但由于它相当大的总亮度非常均匀地分布在接近四倍月亮面积的区域内，其表面亮度极低。因此很难，甚至不可能用高倍率的望远镜观测到它——对这个天体来说，最低的放大倍率最好！笔者曾用6英寸望远镜在25倍时获得了观测M33的最佳效果。对天体摄影家来说，M33也是最有价值的目标，用相当便宜的器材就可以捕捉到它的旋臂和较明亮的星云。
拥有大型望远镜（超过40厘米口径）的野心更大的观测者可以尝试寻找M33的球状星团；Rich Jakiel用50厘米望远镜观测到了5个M33中的球状星团。
一般小口径望远镜只能观测到其核心。