SPT-CL J0019-2026，位于鲸鱼座的大型星系团，相对于CMB的退行速度为82818km/s，径向速度约为83132km/s，距离地球约46亿光年。在超星系团被发现前，星系团一直被认为是宇宙中最大的结构。它们包含成千上万个形态各异的星系，质量有太阳质量的百万亿倍。大质量星系团强大的引力场扭曲、放大了来自背景天体的光，这种现象被称作引力透镜效应。图片是哈勃的ACS拍摄的可见光与近红外的合成图像，于2月20日发布。图片中围绕SPT-CL J0019-2026的明亮弧线便是被其引力场扭曲的背景星系的像。

Abell 2744又称潘多拉星系团，是位于玉夫座（这是一个小星座，区分于御夫座）的大型星系团，相对于CMB的退行速度约为91393km/s，径向速度约为91677km/s，距离地球约40亿光年，直径约为3.5亿光年，约有4万亿个太阳质量。图一是UNCOVER团队使用韦伯望远镜的近红外相机（NIRCam）与近红外光谱仪（NIRSpec）观测得到的图像，NIRCam的单张曝光时间为4至6小时，总观测时间约30小时，于2月15日发布。图二图三由哈勃望远镜拍摄，其中图三是哈勃在Frontier Fields计划中拍摄的平行场图像，其深度与哈勃超深空相当。图四是由哈勃望远镜、甚大望远镜与钱德拉X射线天文台分别拍摄合成的图像，揭示了潘多拉星系团中的物质构成，其中红色代表的热气体晕占总质量的约20%，由蓝色代表的不可见暗物质占75%，而星系的质量只占不到5%。

JO201又称PGC 2456，是位于鲸鱼座南部的旋涡星系（ps：NASA河外数据库据将其标记为cD，也就是大型椭圆星系，但是根据哈勃的新照片可以很明显的看出这是一个旋涡星系，目前没有找到关于它更详细的哈勃分型信息），相对于CMB的退行速度约为1468km/s，径向速度约为1355km/s，距离地球约6.28亿光年（哈勃距离）。JO201是一个水母状星系，这是一类在星系团内高速运动的星系，在这个过程中由于星系与星际介质间的流体动力学相互作用，出现了星系中恒星形成区的气体剥离现象（又称冲压剥离作用），这对星系的形态以及恒星集群的演化有着深远的影响。由于星际介质的冲压剥离，JO201的尾部留下了约94kpc（约30.6万光年）的气体流。JO201同时也是一个包含活动星系核（AGN）的Seyfert星系，其中心的超大质量黑洞（SMBH）也在剥离星系的气体并向外喷射，遏止了周围的恒星形成活动。研究人员推测，JO201在经历冲压剥离的过程中，星系内的气体先是被压缩，导致盘面位置的恒星形成率短时间内激增。在这种情况维持数亿年后，由于冲压剥离作用将部分气体带入了星系中心区域，这给星系中心的SMBH提供了养料，这使得它表现的高度活跃成为了AGN，同时也导致了JO201星系盘中心的气体空缺。图片由哈勃望远镜的广角相机3（WFC3）拍摄，于2月27日发布。

SN 1572又称第谷超新星或仙后座B，是在1572年11月上旬在仙后座中发生的一次Ⅰa型超新星爆发事件，距离地球约8000-9800光年，是历史记载中肉眼可见的八颗超新星之一。SN 1572于1572年11月16日达到亮度峰值，约为-4等，亮度超过了天空中除日月外所有目标。1957年，SN 1572所对应的超新星遗迹被发现，并被命名为“3C 10”。SN 1572作为Ⅰa型超新星，其前身星是一颗白矮星，它通过吸积伴星物质使得自身质量接近钱德拉塞卡极限，当核心温度升高到内部元素的聚变点火温度时，便会发生简并态物质（不遵循理想气体状态方程，其压强不会随温度升高而上升）的失控热核反应，这期间的能量释放远远超过了星体物质的结合能，最终表现为白矮星的爆炸式解体，硅、铁等金属元素以超过5000km /s的速度扩散开来。图一是钱德拉X射线天文台（红-蓝）结合IXPE（成像X射线偏振探测器）数据（深紫-白）的合成图像，背景恒星的数据源自数字化巡天，于2月28日发布。研究人员利用IXPE研究了SN 1572的X射线偏振，并揭示了超新星冲击波磁场的几何形状。图二图三均是钱德拉X射线天文台（Chandra）与数字化巡天数据的合成图像，采用了不同的填色规则。图四由Chandra、斯皮策红外望远镜（SST）与卡拉阿尔托天文台的X射线与红外观测数据合成得到。

NGC 5486，位于大熊座的SA(s)m型不规则旋涡星系，相对于CMB的退行速度约为1483km/s，径向速度约为1368km/s，距离地球约1.1亿光年（其哈勃距离约为7100万光年，而目前对其使用非红移法的6次距离测量结果在214-422kpc之间，取中位数约为1.1亿光年），于1789年由威廉·赫歇尔发现，是NGC 5485（LGG 373）星系群的成员。2004年，天文学家在NGC 5486中发现了一颗超新星。图像由哈勃的高级巡天相机（ACS）在可见光与红外波段分别拍摄合成的，于3月6日发布。

IC 4701，位于人马座的发射星云，紧邻人马座恒星云M 24或IC 4715，于1905年由Edward Emerson Barnard发现，其在天球上的宽度是满月的两倍。图片由VLT巡天望远镜（VST）的OmegaCAM设备拍摄，于3月6日发布。原图有2.82亿像素，大小为826M，jpg格式也有155M，图源：https://www.eso.org/public/images/potw2310a/。

UGCA 307，位于乌鸦座的不规则矮星系，相对于CMB的退行速度约为1156km/s，径向速度约为821km/s，距离地球约2600万光年，直径约2.15万光年。UGCA 307中不存在明确的大尺度星系结构，但我们依旧可以在其中发现一些红色的恒星形成区。天文学家认为，类似银河系这样的具有明确星系结构的大型星系，可能也是由类似UGCA 307这样的矮星系合并形成的。图片由哈勃ACS在可见光与近红外分别拍摄得到的，于3月13日发布。

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。

@ti46as 这个依照是斯皮策太空望远镜拍摄的星系图像制作的哈勃音叉，可以参考一下

NGC 1952又称M 1或者蟹状星云、金牛座A，是位于金牛座的超新星遗迹，梅西耶星表的一号天体。M 1位于银河系英仙臂，距地球约6500光年（2000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距)，并以每秒约1500公里的速度（约为光速的千分之五）膨胀。它的位置对应中国天文学家在公元1054年记录的明亮超新星SN 1054，是人类首次发现的与历史上超新星爆发记录相对应的天文目标。位于M 1中心的蟹状脉冲星是一颗直径28-30km的中子星，自转周期为0.0331秒，在30 keV以上的高能波段下，它是全天最亮的持久伽马射线源。图一由哈勃望远镜拍摄。图二由基特峰国家天文台（KPNO）拍摄，于2023年3月15日发布。

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。

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。