NGC 2442与NGC 2443（细长旋臂的一侧是NGC 2442，短而粗的另一侧是NGC 2443）是同一个旋涡星系的两个部分（又称肉钩星系），这是一个位于飞鱼座的SAB(s)bc pec型中间旋涡星系，于1834年由约翰·赫歇尔发现，相对于CMB的退行速度约为1584km/s，径向速度约为1466km/s，距离地球约6800万光年，直径约11万光年。NGC 2442（以下均称肉钩星系为NGC 2442）的外形呈现不对称的特征，推测是其与它附近的伴星系（PGC 21457）相互作用的结果。在长悬臂的周围，研究人员还发现了一个不含恒星的星际气体云(HIPASS J0731-69)，据推测该结构可能是受伴星系的潮汐作用，从NGC 2442中抽离出的气体。由于NGC 2442正在穿越这片星际介质，细长旋臂出现了冲压剥离效应，旋臂的一侧出现了明显的弓形激波，而另一侧则出现了绵延数万光年的气体尾。图一是哈勃拍摄的NGC 2442一侧，图片边缘的模糊区域由ESO的地面望远镜进行的数据补充。图二由ESO智利拉西拉天文台拍摄，右下的透镜状星系便是PGC 21457。图三是利用哈勃与ESO数据的合成图像。图四由哈勃的多张照片以及部分地面天文台的数据合成得到。

M1-67，位于射手座的沃尔夫-拉叶星云，距离地球约5.87kpc（约1.9万光年），膨胀速度约为15万公里/小时，直径约为6光年，约有2万年历史。M1-67的形态结构较为复杂，星云动力学研究表明，星云物质扩散并与周围的星际介质相互作用，在距离中央星1.3pc的位置开始出现弓形激波。
M1-67的中心恒星是一颗名为WR 124的WN8h型沃尔夫-拉叶星（Wolf-Rayet缩写为WR星），这是一种20倍太阳质量以上的，包含高度电离氦或者碳发射线光谱的高热恒星。WN8h型则意味着它的光谱呈现强烈的氦氮发射线与较弱的碳发射线（WN8型），且含有一定比例的氢（WNh型）。区别于传统的后AGB恒星演化出的WR星，该类（WNh型）WR星是一类可能仍在主序期的年轻超大质量恒星，其核心区仍在进行氢聚变，氦、氮与少量碳元素受强烈的对流与辐射驱动的影响被暴露在恒星表面。WR 124的光度约为太阳的一百万倍，质量是太阳的33倍（已流失了约10个太阳质量的物质），化学组成中氢约占15%，其余大部分为氦，预计在未来数十万年间演化为经历核心坍缩且缺乏氢吸收线的Ib/c型超新星。WR 124是银河系内视向速度最快的恒星之一，达到了200km/s。
图一是哈勃望远镜在2013年拍摄的红外图像（6.75µm、6.56µm、5.55µm）。图二由韦伯望远镜在2022年9月利用韦伯近红外相机（NIRCam）拍摄，结合了红外与近红外波长的光（红色：4.44µm、4.7µm、12.8µm、18µm；绿色：2.1µm、3.35µm、11.3µm；蓝色：0.9µm、1.5µm、7.7µm），于2023年3月14日发布。

Messier 55又称M 55、NGC 6809，是位于南半球人马座的球状星团，于1752年由法国天文学家尼古拉·路易·拉卡伊在南非首次发现，梅西耶在1754年发现这个天体，于1778年将其编入梅西耶星表中，距离地球约1.76万光年，直径约为100光年，约有10万颗以上的恒星，26.9万个太阳质量。M 55是一个十分古老的星团，约有123亿年的历史，因此其金属丰度也偏低，铁元素含量只有太阳的1.1%。图一由ESO智利VISTA 巡天望远镜在红外光下拍摄，于2012年发布。图二由哈勃望远镜拍摄，于2023年3月17日发布。

NGC 2444与NGC 2445是一对位于天猫座的相互作用星系对，又称Arp 143。其中，NGC 2444是一个透镜状星系，相对于CMB的退行速度约为4199km/s，径向速度约为4048km/s，直径约为12.9万光年，距离地球约1.81亿光年。NGC 2445是一个不规则环状星系，相对于CMB的退行速度约为4153km/s，径向速度约为4002km/s，直径约为17.7万光年，距离地球约1.78亿光年。在这场星际拔河比赛中，NGC 2444似乎占据了上风，正在从NGC 2445中吸取气体束。气体物质受到挤压诱发了星暴活动，形成了一道连接两星系的蓝色星流。研究人员推测，该星流的形成时间约为5000万至1亿年前。在另一侧，NGC 2445受潮汐作用影响的电离氢区，环绕其核球形成了一个特别的三角形。星系间相互作用产生的潮汐扰动使得更多的物质流入星系中心，这可能促成中心黑洞的物质喷射现象。在哈勃的图像中，我们可以清晰的看到位于NGC 2445核球前方的暗气体丝，这有可能是位于核球中心黑洞物质喷流的痕迹。图片由哈勃在2022年拍摄，暗气体丝遮蔽了NGC 2445核心恒星形成的可见光信息，未来韦伯望远镜有望在红外视角给出更完整清晰的图像。

IC 5337又称JW100，位于飞马座北部的Sc型旋涡星系（部分资料标记为透镜状星系，但根据哈勃最新的图像来看，这个星系包含大量的气体物质，Sc型更为准确），相对于CMB的退行速度约为16127km/s，径向速度约为16485km/s，距离地球约7.44亿光年，直径约为17.5万光年，与超巨椭圆星系IC 5338构成引力对，它们是Abell 2626星系团的成员。
IC 5337是一个水母星系，与哈勃上个月拍摄的JO201是一个类型。当行进中的星系通过星系团中的弥散气体时，星际介质会剥离星系中的气体和尘埃，这个过程被称作冲压剥离。受冲压剥离的影响，星系会在行进路线上留下尾流，外型与水母的触须相似，故此类冲压剥离星系也被称作水母星系。
图片由哈勃的广角相机3 (WFC3)在可见光、近红外与紫外波段分别拍摄合成，于3月20日发布。图片中右下是IC 5337，左上则是IC 5338。后者是Abell 2626星系团的中央主导星系（cD），相对于CMB的退行速度约为16019km/s，径向速度约为16377km/s，距离地球约7.39亿光年，直径达25万光年，在新图像中可以清晰的观察到它存在两个星系核，这是过去星系合并的结果。巨型星系合并后，星系核需要漫长的时间才能相互吸收。

NGC 2447又称Ｍ 93，是位于船尾座的疏散星团，于1781年由梅西耶发现，距离地球约3380光年，潮汐半径约为13.1光年，核心半径约为4.2光年，年龄约为1亿年，包含约80颗恒星，是梅西耶星表中最南端的星团。图源：https://www.astrobin.com/342023/?q=Messier%2093&camera=

M 80又称NGC 6093，是位于天蝎座的球状星团，于1781年由梅西耶发现，距离地球约2.8万光年，直径约为95光年，是银河系内恒星密度最高的星团，包含数十万颗恒星。研究人员在M 80中发现了大量的蓝离散星，这与该星团的高恒星密度有关。一般认为，蓝离散星的成因是恒星间的碰撞合并或多星系统间的吸积，这影响了恒星的演化进程，使得其在赫罗图中发生偏离。1860年，M 80内发生了一次新星爆发。该类天文事件区别于超新星爆发，起因是白矮星吸积伴星物质，导致外层氢元素的热失控爆发。图一图二均由哈勃拍摄，前者拍摄于1997年，后者于2023年3月18日发布。

M 14又称NGC 6402，位于蛇夫座的球状星团，于1764年由梅西耶发现，距离地球约2.9万光年，距离银河系中心约1.3万光年，直径约100光年，包含超过15万颗恒星，约有130亿年的历史。1964年，天文学家在调查美国天文学家海伦·索耶·霍格在1932年以来拍摄的一系列照相底片中，在M 14中发现了一颗出现于1938年的新星。这是人类有史以来首次拍摄下来的新星爆发，也是在球状星团中发现的第二颗新星（第一颗就是1860年在M 80中发现的）。图片由哈勃拍摄，于3月19日发布。

M 7又称NGC 6475、托勒密星团，是位于天蝎座的疏散星团，于公元2世纪（130年）被罗马天文学家托勒密最早记录，1764年被加入梅西耶星表，距离地球约980光年，直径约为25光年，约有2.2亿年的历史，包含100颗左右的恒星，总质量约为太阳的735倍。M 7是北半球天空中第三亮的星团，仅次于M 45（昴星团）与M 44（蜂巢星团或鬼星团），视星等达到了3.3。图一由ESO智利拉西拉天文台于2014年拍摄，原图图源：https://www.eso.org/public/images/eso1406a/。图二是哈勃拍摄的M 7内的一小块天区，于2023年3月20日发布。虽然Ｍ 7是一个著名且较易观测的梅西耶天体，但是直到最近哈勃才拍摄了它的部分图像。这主要是因为托勒密星团这类天体的角直径较大，哈勃相机需要拍摄数千次小视野的图像才能获得较为完整的图像，即便这样做也没有太大的科学意义。

M 19又称NGC 6273，是位于蛇夫座的球状星团，于1764年加入梅西耶星表，距离地区约2.87万光年，距离银心约6500光年，总质量约为太阳的110万倍，约有119亿年的历史。大多数的球状星团外形近乎球形，而M 19由于非常接近银心，其受到的强大潮汐力使得该星团呈现扁平化的特征，是已知最扁圆的球状星团。图片由哈勃在紫外、光学与近红外波段上分别拍摄合成的，于2023年3月21日发布。

NGC 2451，位于船尾座的疏散星团，约翰·赫歇尔在1835年记录了它。1996年，NGC 2451被证实是由相同视线方向上的两个疏散星团共同组成，两个星团分别被标识为NGC 2451A与NGC 2451B，与地球的距离分别为600光年与1200光年。NGC 2451中最亮的恒星系统是弧矢三，视星等达到了3.61，位于NGC 2451B中，这是一个分光双星系统，由一颗光谱型为K2.5Ib-IIa或K5IIa的橙红色亮巨星与一颗光谱型为B9V的主序星组成。图源：https://www.astrobin.com/mv4ebc/?q=NGC%202451

LEDA/PGC 62756又称Z 229-15，是位于天琴座的旋涡星系，距离地球约3.9亿光年，相对于CMB的退行速度约为8198km/s，径向速度约为8358km/s，直径约为11.6万光年。Z 229-15是一个Ⅰ型Seyfert星系，这类Seyfert星系具有强烈的紫外和X射线光谱发射特征，且相对于Ⅱ型其发射线普遍较宽，这源于活动星系核（AGN）中超大质量黑洞（SMBH）吸积盘周围的电离气体。Seyfert星系约占所有星系的10%，是两类活动星系之一（另一类被称作类星体），它们都具有非常高的表面亮度。但与类星体不同的是，Seyfert星系除了星系核外还可以观测到它所处星系的其他其结构。在可见光波段上，它们的星系核亮度与整个星系相当，而类星体的核心至少比附近的恒星结构亮百倍以上。图片由哈勃高级巡天相机（ACS）与广角相机3（WFC3）在紫外、可见光与近红外分别拍摄合成，于2023年3月27日发布。

SDSS J1226+2149与RX J2129，分别是位于后发座与水瓶座的大质量星系团，前者距离地球约63亿光年，后者为32亿光年，相对于CMB的退行速度分别为131508km/s与69849km/s，径向速度分别为131201km/s与70181km/s。图一图二分别为韦伯望远镜拍摄的SDSS J1226+2149与RX J2129，分别于2023年3月28日与2月28日发布。这两张深场图像都清晰的记录了宇宙中大质量集群（质量通常在太阳的百万亿倍量级）产生的引力透镜效应。在图一（SDSS J1226+2149）右下角的引力透镜中，左下被严重扭曲放大的星系被天文学家形容为宇宙海马，研究人员可以利用引力透镜在那里研究宇宙早期的恒星形成活动。而在图二（RX J2129）右上方的引力透镜中，研究人员发现了同一对星系受引力透镜效应影响，在不同位置出现的三个像。由于光路的不同，这三个像所呈现的时间节点也不尽相同，最早的图像分别比另外两个早了230天与1000天。这就促成了一个有趣的现象：在最早的图像中人们发现了一颗Ⅰa型超新星AT 2022riv，而在320天与1000天的图像中该超新星已经消失，这就很好的证明了不同图像的时序不一致，而利用Ⅰa型超新星的标准烛光作用，研究人员可以推算出关于该引力透镜系统的更多数值信息。

UGC 12914（左）与UGC 12915（右）又被称作太妃糖星系，是位于飞马座的一对碰撞中的星系，相对于CMB的退行速度约为4000km/s，径向速度约为4340km/s，距离地球约1.8亿光年，两星系的跨度均为12万光年左右。研究人员推测，两星系于3000万年前发生了正面碰撞。这次碰撞在两个星系中形成了一个高度湍流的物质桥，又称太妃桥（Taffy bridge）。太妃桥由大量长度达数千光年的气体丝状物构成，包含少量的X-HII区块状结构。与大多数相互作用星系间的物质流不同，太妃桥细丝中的恒星形成活动受到湍流活动的强烈抑制，其恒星形成率远低于Kennicutt-Schmidt定律的预言。太妃桥细丝中气体的速度散布非常之高，湍流异常强烈，研究人员将其类比为爆竹，需要极高的外部压力才能抑制其扩散。据推测，太妃桥内强烈的湍流起源于星系正面相撞过程中引发的气体能量注入。图片由北双子天文台拍摄，于2023年3月29日发布。在两个星系之间可以看到由棕色的窄分子丝和红色的氢气团组成的脆弱桥，这些复杂的网状结构就像被拉伸的太妃糖。