tomron87/hebrew-wikipedia-sentences-corpus huggingface dataset:
NGC 4394 היא גלקסיית מוט ספירלית בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-58 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
הגלקסיה נמצאת בקצה הצפוני של צביר הבתולה שגולש לתוך קבוצת הכוכבים שערות ברניקי, כ-7 דקות קשת ממזרח למרכזה של M85, הגדולה ממנה בהרבה, והמרחק בין שולי M85 ושולי NGC 4394 הוא כ-3 דקות קשת בלבד.
שתיהן נמצאות כ-9.5 מעלות ממזרח-צפון-מזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-10.5 מעלות ממערב ל-α בשערות ברניקי.
כ-1.6 מעלות וכ-2.5 מעלות מדרום-דרום-מערב להן נמצאות בהתאמה NGC 4350 ו-M100, כ-1.3 מעלות וכ-4 מעלות מדרום-דרום-מזרח להן נמצאות בהתאמה NGC 4450 ו-M88, כ-4 מעלות מדרום-דרום-מערב להן נמצאת M99 וכ-1.1 מעלות ממערב להן נמצאת NGC 4293, כולן גלקסיות השייכות גם כן לצביר הבתולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4394 הוא כ-3.6 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של מעט יותר מ-60,000 שנות אור, כ-60% מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-15% מסת שביל החלב, כאשר כשליש ממנה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
הגלקסיה מכילה גם מימן מולקולרי ואטומי שמסתו מוערכת בכ- מסות שמש, שמאפשר יצירה של כוכבים חדשים בקצב מתון שמוערך בכ-0.7 מסת שמש בשנה, רובה מתרחשת בזרועות הספירליות של הגלקסיה בעוד שבמרכזה קצב יצירת הכוכבים נמוך בהרבה.
לגלקסיה מהירות רדיאלית של כ-922 קילומטר בשנייה, מאותו סדר הגודל של המהירות הרדיאלית של M85 הסמוכה, שעומדת על כ-730 קילומטר בשנייה, וגם המרחק המוערך אל שתיהן הוא סביב 60 מיליון שנות אור, כך שסביר להניח שהן קשורות כבידתית זו לזו.
NGC 4429 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-52 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.2, והיא התגלתה ב-15 במרץ 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.65, ותיאר אותה כ"די בהירה ולא מאוד קטנה".
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן מספר פעמים, והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1271, כשהיא מתוארת כבהירה או בהירה מאוד, גדולה, מאורכת, עם מרכז שמתבהר בפתאומיות ועם כוכב מדרגת בהירות 10 כשתי דקות קשת מצפון-מזרח לה.
הוא לא היה בטוח אם מדובר בתגלית חדשה שלו או ב-II.65 שגילה אביו.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 2987 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4429, כאשר היא מתוארת כבהירה, גדולה, מאורכת למדי, עם מרכז שמתבהר בפתאומיות ועם כוכב מדרגת בהירות 10 מצפון-מזרח לה.
הגלקסיה נמצאת במרכז צביר הבתולה, כ-8.6 מעלות ממערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.9 מעלות ממזרח-דרום-מזרח לכוכב הבולט דנבולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4429 הוא כ-5.6 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כמעט 85,000 שנות אור, כ-85% מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-13% מסת שביל החלב, כאשר מעט יותר מחצי ממנה, כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה, וכן היא מכילה כ- מסות שמש של מימן מולקולרי (H2) וכ- מסות שמש של מימן אטומי נייטרלי (HI).
נראה שבמרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי עם מסה של כ-70 מיליון מסות שמש, אך אין לגלקסיה גרעין פעיל.
NGC 4435 (נקראת לפעמים ביחד עם NGC 4438 הסמוכה גלקסיות העיניים) היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-55 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.8, והיא התגלתה ב-8 באפריל 1784 ביחד עם NGC 4438 הסמוכה על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותן ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון המשותף I.28. הוא תיאר את שתיהן כבהירות וגדולות למדי.
בין שתי הגלקסיות מפרידות רק 4.4 דקות קשת ששקולות למרחק של כ-65,000 שנות אור, כך שהן באותו שדה הראייה כאשר צופים בהן באמצעות טלסקופ חובבים.
הן נמצאות במרכז צביר הבתולה, כ-8.7 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.5 מעלות ממזרח לכוכב הבולט דנבולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4435 הוא כ-2.3 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של מעט פחות מ-40,000 שנות אור, כ-40% מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כעשירית ממסת שביל החלב, כאשר למעלה מ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך למדי שמוערך בכ-2 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-50 שנים.
לעומת זאת במרכז הגלקסיה יש אוכלוסיית כוכבים צעירה יחסית שגילה מוערך בכ-190 מיליון שנים בלבד, ונראה שהגלקסיה עברה תקופה של יצירת כוכבים אינטנסיבית, ייתכן בעקבות אינטראקציה עם NGC 4438 הסמוכה.
מתנועת הכוכבים סביב מרכז הגלקסיה, נראה שבמרכזה נמצא חור שחור על-מסיבי קטן יחסית עם מסה של לכל היותר 7.5 מיליון מסות שמש.
NGC 4438 (נקראת לפעמים ביחד עם NGC 4435 הסמוכה גלקסיות העיניים) היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-55 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.17, והיא התגלתה ב-8 באפריל 1784 ביחד עם NGC 4435 הסמוכה על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותן ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון המשותף I.28. הוא תיאר את שתיהן כבהירות וגדולות למדי.
ג'ון הרשל הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 2994 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4438, כאשר היא מתוארת כבהירה, גדולה למדי, טיפה מאורכת והדרום-מזרחית מתוך שתיים.
אורכה הזוויתי של NGC 4435 הוא כ-9.7 דקות קשת, כמעט שליש מקוטרו הזוויתי של הירח המלא, שממרחקה שקול לקוטר של למעלה מ-155,000 שנות אור, יותר מפי 1.5 מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כשני שלישים ממסת שביל החלב, אך רק כ-8% ממנה או כ- מסות שמש היא מסת הכוכבים שבה, וכאחוז בלבד או כ- מסות שמש היא מסת הגז החופשי שבגלקסיה.
שאר המסה, כ-90% היא של חומר אפל שטיבו לא ידוע.
למרות הכמות הקטנה יחסית של גז חופשי ושל אבק, קצב יצירת הכוכבים בגלקסיה הוא לא מאוד נמוך ועומד על כ-0.16 מסת שמש בשנה או מסת שמש בכ-6 שנים.
הצורה של NGC 4438 מאוד לא רגילה וכוללת זרועות של חומר ושל כוכבים שיוצאים ממנה.
נראה שהיא עברה במאה מיליון השנים האחרונות במרחק קטן של 15–30 אלף שנות אור בלבד מגלקסיה אחרת, ככל הנראה NGC 4435, מה שהביא לעיוות בצורתה וליציאה של ענני גז ושל כוכבים ממנה.
מהירותה הרדיאלית היא 71 קילומטר בשנייה בלבד, בעוד שהמהירות הממוצעת של הגלקסיות בצביר הבתולה היא כ-1,100 קילומטר בשנייה, כך שהיא נעה במהירות של כ-1,000 קילומטר בשנייה ביחס לצביר הבתולה ותנועה מהירה זו דרך החומר הבין-גלקטי גורם לאובדן הגז החופשי שבה.
הסבר אחר לצורתה המעוותת של NGC 4438 ולכמות הקטנה של גז בתוכה הוא מפגש קרוב או התנגשות עם M86, הגדולה והמסיבית ממנה, ובעקבות המפגש איבדה NGC 4438 את הגז החופשי שלה לטובת M86 וצורתה התעוותה בשל כוחות הכבידה החזקים שהפעילה עליה הגלקסיה המסיבית יותר.
חיזוק לדעה זו נמצא בכך ש-NGC 4435 אינה נראית כמו גלקסיה שעברה מפגש קרוב עם גלקסיה אחרת ואינה מעוותת כמו NGC 4438 למרות שמסתה דומה.
כמו כן התגלה ענן גדול של גז שנמצא בין M86 ובין NGC 4438 שעשוי להיות השרידים מאותה התנגשות.
NGC 4442 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-48 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.4 והיא התגלתה ב-15 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.156. הוא תיאר אותה כעמומה, די גדולה, קצת מאורכת ושניתן להבחין בכוכבים בתוכה.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1279, כשהיא מתוארת כבהירה מאוד, עגולה ומתבהרת מאוד בפתאומיות בכיוון המרכז.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 2999 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4442, כאשר היא מתוארת כבהירה מאוד, די גדולה, עגולה ומתבהרת מאוד בפתאומיות בכיוון המרכז.
הגלקסיה נמצאת כ-8.5 מעלות ממערב לכוכב וינדמיאטריקס, כ-10.5 מעלות ממזרח-דרום-מזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-11.5 מעלות מצפון-צפון-מערב לכוכב פורימה.
כ-1.8 מעלות מדרום-דרום-מזרח לה נמצאת M49, כ-1.3 מעלות מצפון לה נמצאת NGC 4429 וכ-2.7 מעלות מצפון-צפון-מזרח לה נמצאת M87. מצפון-מזרח ל-NGC 4442 נמצאות כ-1.7 מעלות ממנה NGC 4503, כ-2.5 מעלות ממנה NGC 4567 ו-NGC 4568 וכ-2.6 מעלות ממנה NGC 4564, כולן גלקסיות השייכות גם כן לצביר הבתולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4442 הוא כ-4.6 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כמעט 65,000 שנות אור, כשני שלישים מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-3.5% ממסת שביל החלב, כאשר כ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך מאוד שמוערך בכ-4 אלפיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-250 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-12 מיליארד שנים והמתכתיות שלהם היא רק כ-80% מזו של השמש.
במרכז הגלקסיה נמצא מבנה מאורך דמוי מוט, אך הוא עבה יותר מהמבנה האופייני לגלקסיות עם מוט, וצורתו דמוית תיבה.
ככל הנראה במרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי עם מסה של כ- מסות שמש.
NGC 4450 היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-49 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.1 והיא התגלתה ב-11 במרץ 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.56. הוא תיאר אותה כדי בהירה, לא סדורה ועם מרכז בהיר.
הוא תיאר אותה בתצפיותיו השונות כדי בהירה, בהירה או בהירה מאוד, די גדולה או גדולה, עגולה או מעט מאורכת ובעלת מרכז בהיר שמתבהר בחדות או בהדרגה.
הוא גם ציין שיש כוכב עם דרגת בהירות 9 כ-5 דקות קשת מדרום מערב לה.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3003 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4450, כאשר היא מתוארת כבהירה, גדולה, עגולה ומתבהרת מאוד ובהדרגה בכיוון המרכז עד ליצירת גרעין דמוי כוכב.
הגלקסיה נמצאת בחלקו הצפוני של צביר הבתולה שגולש לתוך קבוצת הכוכבים שערות ברניקי, כ-9.8 מעלות ממזרח-צפון-מזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-9.9 מעלות ממערב לכוכב α בשערות ברניקי.
אורכה הזוויתי של NGC 4450 הוא כ-5.2 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כמעט 75,000 שנות אור, כשלושה רבעים מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-45% ממסת שביל החלב, כאשר קרוב ל-90% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בנוסף היא מכילה כמויות קטנות יחסית של גז ואבק, כ- מסות שמש של מימן אטומי, מסות שמש של מימן מולקולרי (H2) וכ- מסות שמש של אבק.
למרות הכמות המועטה יחסית של חומר בין-כוכבי, בגלקסיה מתרחשת יצירת כוכבים בקצב מתון של כשליש מסת שמש בשנה.
נראה שבמרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי עם מסה של כ- מסות שמש, שהשפעתו על החומר יוצרת גרעין גלקטי פעיל, מה שגורם לבהירות הגדולה של מרכז הגלקסיה ביחס לשוליה.
NGC 4459 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-53 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.4 והיא התגלתה ב-14 בינואר 1787 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1789 תחת הציון I.161. הוא תיאר אותה כבהירה מאוד, די גדולה ובעלת צורה לא סדורה.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה מספר פעמים והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1288, כשהיא מתוארת כדי בהירה או עמומה, עגולה ובעלת מרכז בהיר, וכן ציין שיש כוכב עם דרגת בהירות 8 כ-2 דקות קשת מדרום-מזרח לה.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3012 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4459, כאשר היא מתוארת כדי בהירה, די גדולה, בעלת צורה לא סדורה ומרכז בהיר, וכן שניתן להבחין בכוכבים בתוכה.
הגלקסיה נמצאת בחלקו הצפוני של צביר הבתולה שגולש לקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, מעט צפונית לגבול עם קבוצת הכוכבים בתולה, כ-8.7 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס, כ-9.7 מעלות ממזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-10.5 מעלות ממערב-דרום-מערב לכוכב α בשערות ברניקי.
אורכה הזוויתי של NGC 4459 הוא כ-3.5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של קרוב ל-55,000 שנות אור, מעט יותר מחצי מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כרבע ממסת שביל החלב, כאשר למעלה מ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך יחסית שמוערך בכ-7 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-14 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא די זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-7 מיליארד שנים והמתכתיות של הכוכבים היא רק כ-80% מזו של השמש.
במרכז הגלקסיה נמצאת דיסקת אבק שקוטרה הזוויתי כ-9 שניות קשת ששקול לקוטר של כ-2,300 שנות אור, ונראה שבחלקה הפנימי של הדיסקה עדיין מתרחשת יצירה של כוכבים חדשים.
את הגלקסיה מקיפים כ-220 צבירים כדוריים ונראה שבליבת הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו כ-70 מיליון מסות שמש.
NGC 4473 היא גלקסיה אליפטית בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-54 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.2 והיא התגלתה ב-8 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.114. הוא תיאר אותה כעמומה וציין שניתן להבחין בכוכבים בתוכה.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3030, כשהיא מתוארת כעמומה מאוד ושניתן להבחין בכוכבים שבה.
בשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4473, כאשר היא מתוארת כדי בהירה.
הגלקסיה נמצאת מעט מצפון למרכזו של צביר הבתולה בחלק שגולש לקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, על הגבול עם קבוצת הכוכבים בתולה, כ-8.3 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס, כ-9.9 מעלות ממזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-10.5 מעלות מדרום-דרום-מערב לכוכב α בשערות ברניקי.
אורכה הזוויתי של NGC 4473 הוא כ-4.5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-70,000 שנות אור, מעט יותר משני שלישים מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-60% ממסת שביל החלב, כאשר למעלה מ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך יחסית שמוערך בכ-7.5 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-13 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא די זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-13 מיליארד שנים והמתכתיות של הכוכבים היא רק כ-72% מזו של השמש.
במרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו מוערכת בכ- מסות שמש והגלקסיה מוקפת במערכת גדולה של צבירים כדוריים שמספרם מוערך בין 270 ל-370. חלק משמעותי מהצבירים הכדוריים מקיפים את הגלקסיה בכיוון הפוך לכיוון התנועה של כוכבי הגלקסיה ושל רוב הצבירים הכדוריים, מה שמצביע על היסטוריה לא שגרתית של התפתחות הגלקסיה.
NGC 4473 מתרחקת ממערכת השמש במהירות של 2,244 קילומטר בשנייה, מהירות כפולה ממהירות ההתנועה הממוצעת של צביר הבתולה ביחס למערכת השמש, שהיא רק כ-1,100 קילומטר בשנייה, כך שהגלקסיה נעה במהירות של כ-1,100 קילומטר בשנייה ביחס לצביר שאליו היא שייכת.
NGC 4477 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-63 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.4 והיא התגלתה ב-8 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.115. הוא ציין רק שניתן להבחין בכוכבים בתוכה ושהיא סמוכה לערפילית נוספת, אותה ציין כ-II.116 (כיום NGC 4479).
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3025, כשהיא מתוארת כבהירה מאוד וגדולה למדי.
בשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4477, כאשר היא מתוארת כדי בהירה וגדולה למדי.
הגלקסיה נמצאת מעט מצפון למרכזו של צביר הבתולה בחלק שגולש לקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, על הגבול עם קבוצת הכוכבים בתולה, כ-8.3 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס, כ-10 מעלות ממזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-10.4 מעלות מדרום-מערב לכוכב α בשערות ברניקי.
אורכה הזוויתי של NGC 4477 הוא כ-3.8 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-70,000 שנות אור, מעט יותר משני שלישים מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כרבע ממסת שביל החלב, כאשר כ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך יחסית שמוערך בכ-3 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-34 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא די זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-13 מיליארד שנים והמתכתיות של הכוכבים היא רק כ-70% מזו של השמש.
במרכזה של הגלקסיה יש מבנה דמוי מוט שאורכו הזוויתי כ-45 שניות קשת השקול ממרחקה לאורך של כ-13,900 שנות אור ושמייצר כ-8% מעוצמת ההארה של הגלקסיה.
בליבת הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו מוערכת בכ-78 מיליון מסות שמש.
NGC 4293 היא גלקסיית עדשה (לפעמים מסווגת כגלקסיית מוט ספירלית) בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-47 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.5 והיא התגלתה ב-14 במרץ 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון V.5, כשהיא מתוארת כגדולה, מאורכת ושניתן להבחין בה בכוכבים.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1195, כשהיא מתוארת כעמומה, גדולה או גדולה מאוד, מאורכת ועם מרכז יותר בהיר או קצת יותר בהיר משוליה.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 2867 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4293, כאשר היא מתוארת כעמומה, גדולה מאוד, מאורכת וקצת מתבהרת במרכזה.
הגלקסיה נמצאת בשוליו הצפוניים של צביר הבתולה שגולש לתחומי קבוצת הכוכבים שערות ברניקי, כ-8.6 מעלות ממזרח-צפון-מזרח לכוכב הבולט דנבולה, כ-10 מעלות מדרום לכוכב γ בשערות ברניקי וכ-11.6 מעלות ממערב לכוכב α בשערות ברניקי.
כמעלה ממזרח לה נמצאת M85 וכעשירית מעלה מעבר לה, NGC 4394, כ-2.2 מעלות מדרום-מזרח ל-NGC 4293 נמצאת NGC 4450, כ-1.8 מעלות מדרום-דרום-מזרח לה נמצאת NGC 4350, כ-2.6 מעלות וכ-4 מעלות מדרום לה נמצאות בהתאמה M100 ו-M99, וכ-3.9 מעלות מדרום-דרום-מערב לה נמצאת M98, כולן גלקסיות השייכות גם כן לצביר הבתולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4293 הוא כ-5.6 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של קרוב ל-77,000 שנות אור, יותר משלושה רבעים מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בלפחות מסות שמש, כ-5 אחוזים ממסת שביל החלב, כאשר כמעט כולה מורכבת ממסת הכוכבים שבגלקסיה.
בנוסף יש בה גם מעט מאוד מימן אטומי, שכמותו מוערכת בפחות מ- מסות שמש ומימן מולקולרי שכמותו מוערכת בכ- מסות שמש, כך שבסך הכל כמות המימן החופשי בגלקסיה מהווה לא יותר מ-4% ממסתה הכוללת.
למרות שכמות המימן החופשי אינה גדולה במיוחד, היא מאפשרת יצירת כוכבים חדשים בגלקסיה בקצב של כ-0.8 מסת שמש בשנה, אך יצירת הכוכבים החדשים מתרחשת רק באזור מצומצם קרוב למרכז הגלקסיה.
נראה שבמרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי עם מסה של קרוב ל-60 מיליון מסות שמש.
NGC 4350 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, הנמצאת במרחק של כ-54 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.84 והיא התגלתה ב-21 במרץ 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.86, כאשר היא מתוארת כעמומה וקטנה ושהיא המזרחית מבין שתי ערפיליות קרובות זו לזו (המערבית שצוינה על ידיו כ-II.85, היא NGC 4340).
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1221, כשהיא מתוארת כבהירה מאוד, מאורכת מאוד ושמרכזה מתבהר בחדות.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 2903 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4350, כאשר היא מתוארת כדי בהירה, קטנה מאוד, מאורכת מאוד ובעלת מרכז שמתבהר מאוד בחדות.
הגלקסיה נמצאת בחלקו הצפוני של צביר הבתולה שגולש לקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, כ-8.7 מעלות ממזרח-צפון-מזרח לכוכב הבולט דנבולה, כ-10.9 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-11 מעלות ממערב לכוכב α בשערות ברניקי.
אורכה הזוויתי של NGC 4350 הוא כ-3 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של קרוב ל-47,000 שנות אור, מעט פחות מחצי מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כשמינית ממסת שביל החלב, כאשר כ-70% ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט מימן חופשי שמסתו מוערכת בפחות מ- מסות שמש, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך יחסית שמוערך בכ-2.5 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-40 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא די זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-14 מיליארד שנים והמתכתיות של הכוכבים היא רק כ-64% מזו של השמש.
נראה שבמרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שממסתו מוערכת בכ- מסות שמש.
NGC 4461 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-47 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.96 והיא התגלתה ב-12 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.122. הוא תיאר אותה כאחת משתי ערפיליות (השנייה היא NGC 4458) כאשר שתיהן די עמומות, קטנות ועם מרכז בהיר.
חמישה ימים לאחר מכן, הוא ציין ערפילית נוספת, II.174, כאשר מיקומה כמעט זהה למיקום של II.122 והיא תוארה רק כעמומה ובלי בת הזוג הצמודה אליה.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה מספר פעמים והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1290, כשהיא מתוארת פעם כדי עמומה, עגולה ועם מרכז שמתבהר די בפתאומיות, ופעם כעמומה מאוד, עגולה ועם מרכז שמתבהר מאוד בפתאומיות, וכן שהיא המזרחית מתוך שתיים.
בקטלוג הכללי של ג'ון הרשל מופיעות זוג ערפיליות נוספות המצוינות כ-GC 2992 ו-GC 2995, שאמורות על פי הקואורדינטות שלהן להיות מעט דרום-מערבית ל-NGC 4461 ול-NGC 4458, ושאת גילוין הוא מייחס לויליאם פרסונס, רוזן רוס השלישי.
ג'ון דרייר הכניס את רק את GC 2995 לקטלוג הכללי החדש שלו תחת הציון NGC 4443, אך זוג הערפיליות האלה לא קיימות במיקום המיוחס להן וככל הנראה ויליאם פרסונס צפה למעשה ב-NGC 4458 וב-NGC 4461 וכיום מקובל לזהות את NGC 4443 כסיווג כפול של NGC 4461.
הגלקסיה נמצאת במרכז צביר הבתולה באזור שמכיל הרבה גלקסיות, כ-8.4 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.8 מעלות ממזרח לכוכב הבולט דנבולה.
כשליש מעלה ממערב-דרום-מערב ל-NGC 4461 נמצאות זוג "העיניים" NGC 4435 ו-NGC 4438, מעבר להן, כ-0.7 מעלה מ-NGC 4461 באותו הכיוון, נמצאת M86 ומעבר לה, כמעלה מ-NGC 4461 נמצאת M84, כולן גלקסיות השייכות גם כן לצביר הבתולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4461 הוא כ-3.5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של מעט פחות מ-50,000 שנות אור, קרוב לחצי מהקוטר של שביל החלב, מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-15% ממסת שביל החלב, כאשר קצת יותר מחמישית ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט מאוד גז מימן, שכמותו מוערכת בכ- מסות שמש ואבק, שמסתו מוערכת בכ-300,000 מסות שמש בלבד.
למרות זאת, קצב היצירה של כוכבים חדשים בגלקסיה הוא לא מאוד נמוך ובמאה מיליון השנים האחרונות הוא בשיעור של כ-0.755 מסת שמש בשנה.
אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא זקנה למדי וגילה הממוצע מוערך בכ-12 מיליארד שנים והמתכתיות שלהם היא רק כשני שלישים מזו של השמש.
נראה שהגלקסיה נמצאת באינטראקציה כבידתית עם NGC 4458 הסמוכה והן משפיעות זו על זו.
NGC 4503 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-51 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.97 והיא התגלתה ב-15 במרץ 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.66, כאשר היא מתוארת רק כדי בהירה.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג תחת הציון 1313, כאשר היא מתוארת כדי בהירה, עגולה ועם מרכז שמתבהר בהדרגה.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3052 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4503, כאשר היא מתוארת כדי בהירה, קטנה, עגולה ושמרכזה מתבהר בהדרגה.
הגלקסיה נמצאת במרכזו של צביר הבתולה, כ-7.4 מעלות ממערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.7 מעלות מצפון-מערב לכוכב δ בבתולה.
אורכה הזוויתי של NGC 4564 הוא כ-3.5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של מעט יותר מ-50,000 שנות אור, או מעט יותר מחצי הקוטר של שביל החלב, ומסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-6% ממסת שביל החלב.
כ-60% מהמסה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה, ובנוסף יש בה גם כמות קטנה מאוד של מימן אטומי ומימן מולקולרי, שכמותם המשותפת מוערכת בפחות מ-30 מיליון מסות שמש, כך שבסך הכל כמות המימן החופשי בגלקסיה היא פחות מאלפית של מסתה הכוללת.
כתוצאה מהמחסור במימן, קצב יצירת הכוכבים החדשים בגלקסיה נמוך מאוד ומוערך בכ-1.2 מאיות של מסת שמש בשנה או במסת שמש בכ-80 שנים, ובהתאם לכך אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה זקנה מאוד עם גיל ממוצע של כ-14 מיליארד שנים ומתכתיות נמוכה של כ-56% מהמתכתיות של השמש.
NGC 4388 היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-59 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.96, והיא התגלתה ב-17 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון II.168, כאשר הוא מציין שהיא הדרומית מבין שתי ערפיליות צמודות (השנייה צוינה כ-II.167 ומזוהה כיום כ-NGC 4387) ושהיא מאורכת.
בנו, ג'ון הרשל, ככל הנראה צפה בה גם כן, אך בקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833, מופיעות II.167 ו-II.168 יחד תחת הציון 1250, כאשר הקואורדינטות תואמות את מיקומה של NGC 4387 והוא מציין שבסביבה נמצאות ערפיליות נוספות.
הוא תיאר ערפילית נוספת בקרבת מקום עם הציון 1244 כעמומה מאוד, מאורכת והמערבית מבין זוג ערפיליות שהמרחק ביניהם הוא 30 שניות של עלייה ישרה (את השנייה הוא ציין כ-1255 שמזוהה כיום כ-NGC 4407) וייחס את הגילוי של שתיהן לעצמו.
בשנת 1864, בקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים, נתן ג'ון הרשל לערפילית מספר 1244 את הציון GC 2949 ולשתי הערפיליות שחלקו את הציון 1250 הוא נתן שני ציונים חדשים - GC 2955 (II.167 בקטלוג של ויליאם הרשל) ו-GC 2956 (II.168 בקטלוג של ויליאם הרשל).
בשנת 1888 ג'ון דרייר זיהה את GC 2949 ואת GC 4956 כציון כפול של ערפילית II.168 והכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4388, כאשר היא מתוארת כעמומה מאוד, מאורכת והדרום-מזרחית מבין שתיים (השנייה היא NGC 4387 שזוהתה עם GC 4955 ועם II.167).
בשנת 1979 התגלה שממרכז הגלקסיה נפלטת קרינת X חזקה וב-1981 זוהה ספקטרום פליטה אופייני לגלקסיות סייפרט מסוג II שנפלט ממרכזה של NGC 4388 ובעקבות גילויים אלה היא מסווגת כגלקסיית סייפרט בעלת גרעין גלקטי פעיל.
הגלקסיה נמצאת במרכזו של צביר הבתולה, כ-9.1 מעלות ממזרח-דרום-מזרח לכוכב הבולט דנבולה וכ-9.1 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב וינדמיאטריקס באזור צפוף למדי של הצביר.
אורכה הזוויתי של NGC 4388 הוא כ-4.8 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של יותר מ-80,000 שנות אור, למעלה מארבע חמישיות של הקוטר של שביל החלב.
קו הראייה אל הגלקסיה כמעט מקביל למישור הדיסקה שלה, כך שרוחבה הזוויתי הוא רק כחמישית מאורכה הזוויתי, מה שנותן לה את צורתה המאורכת.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-14% מסת שביל החלב, כאשר מעט יותר משליש ממנה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
במרכזה של הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו מוערכת בכ-8 מיליון מסות שמש, שיוצר את הגרעין הפעיל של הגלקסיה.
הגלקסיה מכילה גם מימן אטומי שמסתו מוערכת בכ- מסות שמש ומימן מולקולרי שמסתו מוערכת בכ- מסות שמש, כך שהמימן החופשי מהווה רק כ-2.4% ממסת הגלקסיה.
על פי ההסטה לאדום של אור הגלקסיה, היא מתרחקת ממערכת השמש במהירות של כ-2,500 קילומטר בשנייה, יותר מפעמיים המהירות הממוצעת של צביר הבתולה, כך נראה שהגלקסיה נעה במהירות של כ-1,400 קילומטר בשנייה ביחס לצביר עצמו.
כתוצאה מהמהירות העצומה, התווך בין-כוכבי של הגלקסיה מתנגש בחלקיקים שבתווך הבין-גלקטי בעוצמה חזקה ומועף ממנה החוצה מה שגורם לגלקסיה לאבד חלק ניכר מהגז שלה ומסביר את הכמות הקטנה של המימן שנמצא בה.
בשנת 2001 התגלה ענן עצום של מימן סמוך לגלקסיה מצידה הצפוני, שמסתו לפחות 100,000 מסות שמש וקוטרו כ-114,000 שנות אור.
ענן כזה יכול להיווצר כתוצאה מהפעילות בגרעין הגלקסיה, מפרץ חזק של יצירת כוכבים חדשים בעבר, כתוצאה מהתנועה המהירה של הגלקסיה דרך התווך הבין-גלקטי או בעקבות מפגש עם גלקסיה ננסית לפני כמיליארד שנים.
תצפיות נוספות העלו שבין הענן הזה והגלקסיה נמצאת כמות נוספת, גדולה עוד יותר של מימן, שמסתה מוערכת בכ- מסות שמש והיא משתרעת למרחק של כ-65,000 שנות אור מהגלקסיה בכיוון של הענן החיצוני.
ממצא זה מחזק את האפשרות שענני המימן נפלטו מהגלקסיה כתוצאה ממעבר במהירות גבוהה דרך מרכז צביר הבתולה לפני כ-120 מיליון שנים.
NGC 604 הוא אזור H II אשר ממוקם בגלקסיית המשולש.
NGC 604 התגלה על ידי ויליאם הרשל ב-11 בספטמבר 1784. הוא אחד מאזורי H II הגדולים ביותר בקבוצה המקומית.
NGC 604 ממוקם במרחק של 2.7 מיליון שנות אור והוא בעל קוטר של 1,500 שנות אור (460 פארסק), גדול יותר מפי 40 מאשר חלקה הגלוי של ערפילית אוריון.
עוצמת הארתו של NGC 604 גדולה פי 6,700 מזו של ערפילית אוריון ובמידה והיה ממוקם במקומה של ערפילית אוריון (אשר ממוקמת במרחק של 1,300 שנות אור מכדור הארץ) הוא היה נראה בהיר יותר מאשר כוכב הלכת נוגה.
כמו כל ערפיליות הפליטה, הגז ב-NGC 604 מיונן על ידי צביר כוכבים מסיביים במרכזו.
עם 200 כוכבים בעלי סיווג ספקטרלי של O ו-WR, מסה של 100,000 מסות שמש וגיל של 3.5 מיליון שנים; למרות זאת, בשונה מערפילית הטרנטולה אשר נמצאת בענן המגלני הגדול ,NGC 604 הרבה פחות דחוס.
NGC 584 היא גלקסיה אליפטית הנמצאת במרחק של 23.4 מיליון פארסק (76.4 מיליון שנות אור) מכדור הארץ בקבוצת הכוכבים לווייתן.
הגלקסיה התגלתה ב־10 בספטמבר 1785 על ידי האסטרונום הגרמני-אנגלי ויליאם הרשל.
NGC 5253 היא גלקסיה לא-סדורה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים קנטאור, קרוב לגבול עם קבוצת נחש מים, במרחק של כ-11.6 מיליון שנות אור ממערכת השמש, ושייכת לקבוצת קנטאור A.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.5 והיא התגלתה ב-15 במרץ 1787 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה בקטלוג הערפיליות השני שלו תחת הציון II 638 ותיאר אותה כ"בהירה למדי, קטנה וללא צורה סדורה".
בנו, ג'ון הרשל, הכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1847 תחת הציון h.3526 ולקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים תחת הציון GC 3620. ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 5253, כשהיא מתוארת כבהירה, גדולה למדי, מאורכת בכיוון צפון-מזרח - דרום-מערב ונעשית בהירה יותר באופן חד במרכזה.
הגלקסיה נמצאת כ-6.5 מעלות מצפון-מזרח לכוכב ι בקנטאור וכ-7.3 מעלות מצפון-מערב לכוכב מנקנט.
כ-1.8 מעלות מצפון-צפון-מערב לה נמצאת גלקסיית גלגל הרוח הדרומית ששייכת גם כן לאותה קבוצת גלקסיות.
למרות הקרבה הנראית של שתי הגלקסיות, מרחקן משביל החלב שונה וגלקסיית גלגל הרוח הדרומית נמצאת למעשה כ-4 מיליון שנות אור רחוק יותר מ-NGC 5253. מרחקה של NGC 5253 משביל החלב דומה למרחקה של קנטאור A ולכן ייתכן שהיא למעשה שייכת לתת-קבוצת קנטאור A ולא לתת-קבוצת M83.
הגלקסיה נראית מאורכת למדי ואורכה הזוויתי הוא כ-5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-16,880 שנות אור, כשישית מקוטר שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-1.5% ממסת שביל החלב.
גודלה ומסתה מסווגים אותה על הגבול בין גלקסיה לא סדורה "רגילה" וגלקסיה לא סדורה ננסית, אך בדרך כלל היא מסווגת כננסית או כ"קומפקטית".
מרכזה של NGC 5253 עשיר מאוד באבק וגז ומתרחשת בו יצירת כוכבים חדשים אינטנסיבית בקצב שמגיע לפי 10 מקצב יצירת כוכבים חדשים בענני האבק והגז שבשביל החלב.
כתוצאה מכך מרכז הגלקסיה עשיר בצבירי כוכבים צעירים, מסיביים וחמים מאוד שנותן לו גוון כחלחל.
חלק מהצבירים צעירים מאוד וגילם מוערך בין מיליון ל-15 מיליון שנים בלבד, כאשר הגדולים שבהם מגיעים למסות של 10,000 עד 250,000 מסות שמש.
הכוכבים המסיביים ביותר בצבירים מגיעים למסה של יותר מ-100 מסות שמש ויוצרים קרינה על-סגולה חזקה ורוחות שמש מהירות מאוד, שעל פי ההרחבה הספקטרלית של קרינת הכוכבים, מגיעה למהירות של 1,200 קילומטר בשנייה.
מדידות של הקרינה הנפלטת ממרכז הגלקסיה בגלי רדיו העלו שבליבת הגלקסיה יש אזור H II קטן בקוטר של פחות מ-6 שנות אור שהיינון של המימן שבו מתאים לקרינה העל-סגולה שנוצרת מכ-1,200 כוכבים מסוג ספקטרלי O.
לפי המדידות ברדיוס של כ-75 שנות אור מסביב למרכז הגלקסיה יש כ-7,000 כוכבים מסוג O, כך שאם התפלגות הכוכבים האחרים באותה הסביבה דומה לזו של אזורי H II אחרים, אז יש בליבת הגלקסיה בין מיליון לשני מיליון כוכבים.
בעבר הועלו השערות שיצירת הכוכבים החריגה בגלקסיה נובעת מאינטראקציה עם גלקסיה מסיבית אחרת, אך NGC 5253 רחוקה מכל גלקסיה גדולה אחרת ולא סביר שבמיליוני השנים האחרונות עברה בסמוך לאחת מהן.
הסבר אחר לקצב יצירת הכוכבים הגדול במיליוני השנים האחרונות הוא בליעה של ענן גז ואבק גדול אל תוך ליבת הגלקסיה.
המקור לענן כזה יכול להיות מעבר קרוב לגלקסיה אחרת לפני מאות מיליוני שנים שגרם לענן גז להתנתק מהגלקסיה האחרת ובתהליך ארוך להסתפח אל NGC 5253. "זנבות" של אזורי HI בכיוון צפון-דרום מצביעים על האפשרות שאלו שרידיו של הענן שנבלע ושמקורו במעבר קרוב לגלקסיית גלגל הרוח הדרומית לפני כמיליארד שנים.
NGC 5102 היא גלקסיית עדשה שנמצאת בקבוצת הכוכבים קנטאור, במרחק של כ-12.2 מיליון שנות אור ממערכת השמש, ושייכת לקבוצת קנטאור A.
הגלקסיה נמצאת כשליש מעלה ממזרח-צפון-מזרח לכוכב ι בקנטאור, שבהירותו מקשה על הצפייה בה, וכ-9 מעלות ממערב למנקנט.
כ-6.4 מעלות מדרום לה נמצאת הגלקסיה קנטאור A.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 9.65 והיא התגלתה ב-21 באפריל 1835 על ידי האסטרונום ג'ון הרשל, בזמן שצפה בשמי הדרום מכף התקווה הטובה בדרום אפריקה.
הרשל כלל אותה בקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1847 כערפילית מספר 3492 ותיאר אותה כ"בהירה מאוד, עגולה ובהירותה גדלה מאוד בפתאומיות במרכזה".
בשנת 1863 הוא כלל אותה בקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים תחת הציון GC 3504 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 5102 כשהיא מתוארת כבהירה מאוד, קטנה למדי, עגולה ונעשית בהירה יותר באופן חד במרכזה.
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-8.7 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-30,860 שנות אור, כשליש מקוטר שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-2% ממסת שביל החלב, כאשר כ- מסות שמש ממנה היא מסת הכוכבים שבגלקסיה ועוד כ- מסות שמש של גז מימן נייטרלי.
נראה שבמיליארד השנים האחרונות הגלקסיה עברה תקופה אינטנסיבית של יצירת כוכבים שבה נוצרו כ-20% מהכוכבים שבה, ככל הנראה בעקבות אירוע של ספיחת ענן גדול של גז במסה של כ- מסות שמש שכיום כמעט כולו הפך לכוכבים, וקצב יצירת הכוכבים ירד מאוד, כך שכיום כמעט לא נוצרים בגלקסיה כוכבים חדשים.
NGC 4945 היא גלקסיית מוט ספירלית שנמצאת בקבוצת הכוכבים קנטאור, במרחק של כ-12.5 מיליון שנות אור ממערכת השמש, ושייכת לקבוצת קנטאור A.
הגלקסיה נמצאת כשליש מעלה ממזרח לכוכב ξ1 בקנטאור וכ-4 מעלות ממזרח-דרום-מזרח לכוכב הבולט מוליפיין.
כ-4 מעלות מצפון-מזרח לגלקסיה נמצא הצביר הכדורי ω בקנטאור.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 9.3 והיא התגלתה ב-29 באפריל 1826 על ידי האסטרונום ג'יימס דנלופ, בזמן שצפה בשמי הדרום מניו סאות' ויילס באוסטרליה, והופיעה כערפילית מספר 411 ברשימת הערפיליות שגילה.
הוא תיאר אותה כ"ערפילית יפה וארוכה" וציין שהוא יכול להבחין בכוכבים בתוכה.
ג'ון הרשל כלל אותה בקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1847 כערפילית מספר 3459 ותיאר אותה כ"בהירה, גדולה מאוד, מאורכת מאוד ועם בהירות שעולה בהדרגה לכיוון המרכז".
הוא ציין גם שאורכה חורג משדה הראייה של הטלסקופ.
בשנת 1863 הוא כלל אותה גם בקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים תחת הציון GC 3386 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 4945 כשהיא מתוארת כבהירה, גדולה מאוד ומאוד מאורכת.
קו הראייה אל הגלקסיה כמעט משיק למישור הדיסקה שלה, כך שהגלקסיה נראית צרה וארוכה מאוד.
אורכה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-20 דקות קשת, כשני שלישים מקוטרו של הירח המלא, שממרחקה שקול לקוטר של כ-72,730 שנות אור, כשלושה רבעים מקוטר שביל החלב.
לעומת זה רוחבה הזוויתי הוא פחות מחמישית מאורכה הזוויתי.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כרבע ממסת שביל החלב, ונראה שחלק ניכר ממסתה נמצא במרכזה.
החומר סביב מרכז הגלקסיה נע במהירויות עצומות שמגיעות לכ-600 קילומטר בשנייה, מה שמצביע שבמרכז הגלקסיה מרוכזת מסה עצומה שמוערכת בכ- מסות שמש ברדיוס של פחות מ-150 שנות אור.
נראה שבמרכז הגלקסיה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו מגיעה לכ- מסות שמש, וריכוז המסה הגבוהה יוצר גרעין גלקטי פעיל שגורם להאצה חזקה של החומר המקיף את מרכז הגלקסיה.
מסיבה זו הגלקסיה מסווגת כגלקסיית סייפרט מסוג 2. הפעילות סביב מרכז הגלקסיה מביאה גם ליצירת כוכבים חדשים בקצב גבוה יחסית באזור.
הגלקסיה היא גם מקור חזק של קרני X והיא גלקסיית סייפרט עם עוצמת הקרינה הגדולה ביותר בתחום זה של הספקטרום האלקטרומגנטי.
NGC 4945 היא אחת מתוך 12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", האחרות הן קנטאור A וגלקסיית גלגל הרוח הדרומית הסמוכות, וכן מאפיי 1, מאפיי 2, IC 342, גלקסיית הפסל, M64, M81, M82, M94 וגלקסיית המחוגה.
NGC 5206 היא גלקסיה אליפטית ננסית או גלקסיית עדשה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים קנטאור במרחק של כ-10.5 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצת קנטאור A.
הגלקסיה נמצאת כ-3.8 מעלות ממערב-דרום-מערב לכוכב ζ בקנטאור וכ-1.3 מעלות מדרום-מזרח לצביר הכדורי ω בקנטאור.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 11.6 והיא התגלתה ב-2 ביולי 1834 על ידי האסטרונום ג'ון הרשל, בזמן שצפה בשמי הדרום מכף התקווה הטובה בדרום אפריקה, והופיעה כערפילית מספר 3158 ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1847 תחת התיאור "חלשה, גדולה למדי, עגולה ומתבהרת בהדרגה לכיוון המרכז".
בשנת 1863 הוא כלל אותה גם בקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים תחת הציון GC 3680 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 5206 כשהיא מתוארת באותו התיאור של הרשל.
סיווגה של NGC 5206 אינו מוחלט.
בחלק מהקטלוגים היא מסווגת גם כגלקסיית עדשה עם מוט (SB0) או כגלקסיית עדשה פשוטה (S0).
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-3.7 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של כ-11,260 שנות אור, כעשירית מקוטר שביל החלב.
מסתה אינה ידועה ומעוצמת ההארה שלה שעומדת על כפי מיליארד מעוצמת ההארה של השמש, ניתן להעריך שמסת הכוכבים שבה היא כ- מסות שמש, כחצי אחוז ממסת שביל החלב, כך שהיא מתאימה לסיווג של גלקסיה ננסית, למרות שייתכן שיש לה מבנה פנימי, שבדרך כלל לא מאפיין גלקסיות ננסיות.
מרכז הגלקסיה פולט אור כחול יותר משוליה, מה שמראה על אוכלוסיית כוכבים צעירה יותר במרכזה שנוצרה במהלך מיליארד השנים האחרונות, ואוכלוסיית הכוכבים הכללית בה היא צעירה יחסית לגלקסיות מסוגה ונוצרה ברובה ב-5 מיליארד השנים האחרונות.
למרות זאת, לא ניתן להבחין בספקטרום בליעה של מימן חופשי (קו Hα) בקרינת הגלקסיה, מה שמראה שכיום כבר אין בה יותר מימן חופשי ולא מתרחשת בה יותר יצירת כוכבים חדשים.
במרכז הגלקסיה ניתן להבחין גם בצביר פתוח שמסתו מוערכת בכ- מסות שמש ומתנועת הכוכבים סביב המרכז נראה שיש בליבתה חור שחור על-מסיבי שמסתו כ- מסות שמש.
NGC 55 היא גלקסיית מוט ספירלית או גלקסיה לא-סדורה ננסית בקבוצת הכוכבים פסל, הנמצאת במרחק של כ-6.2 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצת פסל.
הגלקסיה נמצאת על הגבול עם קבוצת הכוכבים עוף החול, כ-3.75 מעלות מצפון-מערב לכוכב אנקא וכ-8.3 מעלות ממזרח לכוכב β בפסל.
כ-8 מעלות ממזרח לה נמצאת NGC 300.
לגלקסיה בהירות מדרגה 7.87 והיא התגלתה בין השנים 1823 ו-1826 על ידי האסטרונום ג'יימס דנלופ, בזמן שסקר את שמי הדרום מאוסטרליה.
הגלקסיה קיבלה את הציון 507 בקטלוג הערפיליות שדנלופ פרסם בשנת 1828, כשהיא מתוארת כערפילית יפה, ארוכה מאוד ועמומה מאוד עם התבהרות קטנה במרכזה.
ג'ון הרשל, צפה בה מכף התקווה הטובה שבדרום אפריקה בספטמבר 1834, באוקטובר 1835 ובאוקטובר 1936 ורשם אותה כערפילית מספר 2315 בקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1847, בו הוא תיאר אותה כבהירה או בהירה מאוד, גדולה מאוד, מאורכת ביותר ועם צורה לא-סדורה, וייחס את גילויה לדנלופ.
הוא הכניס אותה לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים תחת הציון GC 27 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 55, כשהיא מתוארת כבהירה מאוד, גדולה מאוד, מאורכת ביותר ועם שלושה גרעינים.
אורכה הזוויתי של NGC 55 הוא כ-32 דקות קשת, דומה לקוטרו של הירח המלא, שממרחקה שקול לקוטר של כ-58,000 שנות אור, יותר מחצי קוטרו של שביל החלב.
רוחבה הזוויתי הוא רק שישית מאורכה, כך שהיא מאורכת וצרה מאוד.
צורתה אינה סדורה, כך שלפעמים היא מוגדרת כגלקסיית מוט-ספירלית מהסוג של ענני מגלן המפנה את צידה לקו הראייה אליה ולפעמים כגלקסיה לא-סדורה.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-4% ממסת שביל החלב, מה שמציב אותה על הגבול בין גלקסיה קטנה וגלקסיה ננסית.
כעשירית ממסתה היא מסת הכוכבים שבה, כ- מסות שמש, ומסת גז המימן החופשי שבה היא כ-8.5% אחוזים ממסתה או כ- מסות שמש.
שאר המסה שמהווה כ-80% מהמסה הכוללת היא של חומר אפל שטיבו אינו ידוע.
בגלקסיה יש אוכלוסיית כוכבים מגוונת, במרכזה יש אזורים של יצירת כוכבים חדשים והוא מכיל צבירי כוכבים צעירים שגילם לא עולה על 10 מיליון שנים ובשאר הגלקסיה יש אוכלוסיות צעירות בצד אוכלוסיות זקנות של כוכבים.
לגלקסיה יש מעטפת דלילה של גז וכוכבים שאינם במישור הגלקסיה שמתאפיינים בגיל של לפחות 10 מיליארד שנים ובמתכתיות נמוכה של כעשירית מזו של השמש.
ייתכן שמקורם של הגז והכוכבים שמחוץ למישור הגלקסיה הוא בספיחה של חומר בין-גלקטי לאחר יצירת הגלקסיה.
NGC 55, כמו גם NGC 300 הסמוכה ועוד מספר גלקסיות ננסיות נמצאות במחצית המרחק בין שביל החלב וגלקסיית הפסל, שנמצאת במרכזה של קבוצת פסל.
NGC 5204 היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה, הנמצאת במרחק של כ-17 מיליון שנות אור ממערכת השמש בין קבוצת M94 ובין קבוצת M101 הרחוקה יותר, כך שלא ברור אם היא שייכת לאחת משתי הקבוצות.
לגלקסיה בהירות מדרגה סביב 11.7 והיא התגלתה ב-24 באפריל 1789 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שהכניס אותה לרשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1802 תחת הציון IV.63, ותיאר אותה כבהירה למדי, גדולה למדי, עגולה ולא סדורה, ניתנת להפרדה לכוכבים ומתבהרת בהדרגה לכיוון המרכז.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1625 כשהיא מתוארת כדי בהירה, עגולה ולא סדורה, מתבהרת בהדרגה בכיוון המרכז, אך ללא גרעין מובחן, וניתנת להפרדה לכוכבים.
הוא הוסיף אותה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3575 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 5204 כשהיא מתוארת כדי בהירה, גדולה למדי, עגולה ולא סדורה, ניתן להפרדה לכוכבים ומתבהרת בהדרגה בכיוון המרכז.
הגלקסיה נמצאת כ-3.5 מעלות מצפון-צפון-מזרח לזוג הכוכבים מיזר ואלקור וכ-5.5 מעלות ממזרח-צפון-מזרח לכוכב אליות.
כ-6 מעלות מדרום-מזרח לה נמצאת גלקסיית גלגל הרוח (M101), שמרחקה משביל החלב הוא כ-21 מיליון שנות אור, כך שמרחקה מ-NGC 5204 הוא למעלה מ-4 מיליון שנות אור.
M94, שמרחקה משביל החלב דומה למרחקה של NGC 5204, נמצאת כ-18 מעלות מדרום-דרום-מערב לה, כך שהמרחק ביניהן הוא לפחות 5 מיליון שנות אור.
מסיבה זו קשה לקבוע האם NGC 5204 שייכת לקבוצת M94 או לקבוצת M101, או שהיא אינה שייכת לאף אחת מהן ונמצאת למעשה בין שתי הקבוצות.
אורכה הזוויתי של NGC 5204 הוא כ-5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-25,000 שנות אור, כרבע מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-2% ממסת שביל החלב, כאשר רק כ- מסות שמש או פחות מ-8% ממנה היא מסת הכוכבים שבגלקסיה וכ- מסות שמש או מעט יותר מ-8% ממנה היא מסת הגז החופשי שבה.
שאר המסה של הגלקסיה, כ-84%, היא של חומר אפל שטיבו אינו ידוע.
הגלקסיה נראית לא-סדורה, אך למעשה היא מכילה זרועות ספירליות מרובות ולכן היא מוגדרת כגלקסיה ספירלית דמוית ענני מגלן.
למרות שהיא עשירה יחסית בגז חופשי, יצירת הכוכבים החדשים בה אינה אינטנסיבית אלא מתרחשת בקצב מתון של כשליש מסת שמש בשנה.
בשנת 1979 התגלה שהגלקסיה מהווה מקור חזק של קרני-X וב-1992 התברר שמדובר במקור נקודתי שקיבל את הסימון NGC 5204 X-1 ושנמצא סמוך למרכז הגלקסיה, אך לא בליבתה, כך שלא מדובר בגרעין גלקטי פעיל.
בשנת 2001 התגלה שצמוד למקור הקרינה יש כוכב מסיבי וחם, כך שככל הנראה מקור הקרינה הוא מערכת בינארית של חור שחור עם מסה של עשרות מסות שמש המוקף על ידי על-ענק כחול שמאבד מסה משכבותיו החיצוניות אל דיסקת ספיחה המקיפה את החור השחור.
החומר בדיסקה מגיע לטמפרטורה של מיליוני קלווין ויוצר את הקרינה החזקה.
עם זאת, עוצמת הקרינה שנפלטת מהמערכת גדולה הרבה יותר מהקרינה שנפלטת ממערכות דומות ומצביעה על כך שייתכן שהחור השחור מסיבי יותר ומגיע למסה של מאות או אלפי מסות שמש.
במקרה כזה, הכוכב שמקיף אותו היה צריך לנוע במהירות גבוהה מאוד ולסיים הקפה בתוך מספר ימים קטן, אך תצפיות ממושכות לא הראו השתנות מחזורית של הקרינה על פני פרקי זמן קצרים כאלה והמנגנון שגורם לקרינה להיות חזקה מהרגיל עדיין אינו ברור.
NGC 5474 היא גלקסיה ספירלית קטנה בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה, הנמצאת במרחק של כ-23 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצת M101.
לגלקסיה בהירות מדרגה סביב 10.8 והיא התגלתה ב-1 במאי 1787 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שהכניס אותה לרשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1789 תחת הציון I.214, ותיאר אותה כבהירה למדי, גדולה למדי ועם גרעין בעל גבול חד.
הגלקסיה נמצאת כ-44 דקות קשת מדרום-דרום-מזרח ל-M101, כ-3.5 מעלות ממערב-צפון-מערב לכוכב θ ברועה דובים וכ-8 מעלות מצפון-צפון-מזרח לכוכב אלקאיד.
אורכה הזוויתי של NGC 5204 הוא כ-5 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של מעט יותר מ-30,000 שנות אור, כשליש מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-3 אלפיות בלבד ממסת שביל החלב, כאשר כ-60% ממסתה, כ- מסות שמש מורכב מגז מימן נייטרלי ורק כ-30% ממסתה או כ- מסות שמש היא מסת הכוכבים שבה.
בשל מסתה הנמוכה היא מוגדרת לפעמים כגלקסיה ספירלית ננסית.
הגרעין של הגלקסיה אינו נמצא במרכזה אלא סמוך לקצה הצפוני שלה, הפונה לכיוון M101. ככל הנראה הגלקסיה עברה בסמוך ל-M101 במאות מיליוני השנים האחרונות וכתוצאה מכך צורתה התעוותה.
המרחק בינה ובין M101 הוא כ-286,000 שנות אור בלבד והיא ככל הנראה קשורה אליה כבידתית ומהווה גלקסיית לוויין שלה.
למרות הכמות הגדולה יחסית של מימן חופשי בגלקסיה, קצב היצירה של כוכבים חדשים בגלקסיה אינו גבוה ועומד על כעשירית מסת שמש בשנה.
NGC 5585 היא גלקסיה ספירלית קטנה בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה, הנמצאת במרחק של כ-24 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצת M101.
לגלקסיה בהירות מדרגה 11.2 והיא התגלתה ב-17 באפריל 1789 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שהכניס אותה לרשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1802 תחת הציון I.235, ותיאר אותה כבהירה למדי, בעלת צורה לא סדורה ומתבהרת בהדרגה לכיוון המרכז.
בנו, ג'ון הרשל, צפה בה גם כן והכניס אותה לקטלוג הערפיליות שפרסם בשנת 1833 תחת הציון 1790 כשהיא מתוארת כעמומה מאוד, גדולה מאוד, עגולה ומתבהרת בהדרגה לכיוון מרכזה.
הוא הכניס אותה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3856 כשהיא מתוארת כדי עמומה, גדולה, בעלת צורה לא סדורה ומתבהרת מאוד ובהדרגה לכיוון מרכזה.
ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 5585 כשהיא מתוארת גם כן כדי עמומה, גדולה, לא סדורה ומתבהרת מאוד ובהדרגה לכיוון מרכזה.
הגלקסיה נמצאת באזור ללא כוכבים בולטים בקצה המזרחי של קבוצת הכוכבים הדובה הגדולה, על הגבול עם קבוצת הכוכבים דרקון, כ-3.3 מעלות מצפון-מזרח ל-M101 כ-5 מעלות מצפון לכוכב θ ברועה דובים וכ-8 מעלות מדרום לכוכב תובאן (α בדרקון).
אורכה הזוויתי של NGC 5585 הוא פחות מ-6 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-40,000 שנות אור, כ-40% מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כ-3% ממסת שביל החלב, כאשר רק כחצי אחוז ממסתה או כ- מסות שמש היא מסת הכוכבים שבה וכ-8% ממסתה או כ- מסות שמש היא מסת הגז שבה.
שאר המסה, למעלה מ-90%, היא של חומר אפל שטיבו אינו ידוע.
הגלקסיה נראית לא-סדורה, אך תצפיות באורכי גל שונים מראים את קיומן של זרועות ספירליות ומבנים דמויי טבעת ומוט מרכזי, אך הם אינם בעלי צורה ברורה ונראה שהטבעת והמוט אינם סימטריים ביחס למרכז הגלקסיה.
רוב אוכלוסיית הכוכבים שבגלקסיה היא זקנה יחסית עם כוכבים בני למעלה מ-7 מיליארד שנים, אך בטבעת ובקצות המוט יש אוכלוסייה צעירה יותר של כוכבים חמים וכחולים בגילים של פחות ממאה מיליון שנים.
בסך הכל זוהו בגלקסיה 47 אזורים שבהם מתרחשת יצירה אינטנסיבית של כוכבים חדשים, רובם מרוכזים סביב מרכז הגלקסיה כאשר בודדים מתוכם נמצאים במרחק של בין 10,000 שנות אור ל-15,000 שנות אור ממרכז הגלקסיה.
קוטרם של האזורים נע בין 150 שנות אור ו-560 שנות אור והגיל של רובם הוא בין 2 מיליון שנים ל-10 מיליון שנים ובודדים מביניהם זקנים יותר.
NGC 5195 או M51B היא גלקסיית עדשה או גלקסיה לא-סדורה בקבוצת הכוכבים כלבי ציד, הנמצאת במרחק של כ-23.4 מיליון שנות אור ממערכת השמש ונמצאת באינטראקציה כבידתית עם גלקסיית המערבולת הסמוכה אליה.
כתוצאה מהאינטראקציה, הגלקסיה התעוותה וצורתה קשה לסיווג.
לגלקסיה בהירות מדרגה 9.55 והיא התגלתה ב-20 במרץ 1781 על ידי האסטרונום פייר מאשן, שדיווח עליה לחברו שארל מסיה.
מסיה ציין את הגילוי בכתב ידו על גבי העותק האישי שלו של קטלוג מסיה והוסיף שרטוט של זוג הגלקסיות.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3574 ובשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 5195 כאשר היא מתוארת כבהירה, די קטנה, קצת מאורכת, מתבהרת בהדרגה לכיוון מרכזה וקשורה ל-M51.
קל לזהות את הגלקסיה באמצעות טלסקופ חובבים כ-4.5 דקות קשת מצפון למרכז של גלקסיית המערבולת, כאשר שתיהן נמצאות כ-3.6 מעלות מדרום-מערב לכוכב הבולט אלקאיד.
כ-5.8 מעלות מדרום-דרום-מערב לזוג נמצאת גלקסיית החמניה ואלו הן שלוש הגלקסיות הבהירות ביותר בקבוצת גלקסיות קטנה שנקראת קבוצת M51. כ-8.8 מעלות מצפון-צפון מערב להן נמצאת גלקסיית גלגל הרוח ששייכת לקבוצת M101, שייתכן שקבוצת M51 מהווה למעשה תת-קבוצה שלה.
אורכה הזוויתי של NGC 5195 הוא כ-5.8 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-40,000 שנות אור, כ-40% מהקוטר של שביל החלב.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כרבע ממסתה של גלקסיית המערבולת ו-4%-5% ממסת שביל החלב, כאשר לפחות 80% ממסתה או קרוב ל- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
כך שהיא מכילה מעט גז ואבק או חומר אפל.
בהתאם לכמות הנמוכה יחסית של גז חופשי, קצב היצירה של כוכבים חדשים בגלקסיה נמוך יחסית, כשביעית מסת שמש בשנה, לעומת קצב גדול פי 14 בגלקסיית המערבולת השכנה.
ייתכן שהגלקסיה איבדה את הגז החופשי שלה כתוצאה ממעבר קרוב לגלקסיית המערבולת.
אוכלוסיית הכוכבים של NGC 5195 היא זקנה יחסית וכ-80% מהם הם בני לפחות 10 מיליארד שנים והשאר בני כמיליארד שנים, מה שתואם את קצב היצירה הנמוך של כוכבים חדשים.
הסיווג של הגלקסיה כגלקסיית עדשה מסוג SB0 אינו חד משמעי והיא לפעמים מסווגת כגלקסיית מוט ספירלית מסוג SB1 או כגלקסיה לא-סדורה מסוג I0. בשנת 1945 זוהתה בגלקסיה סופרנובה שהגיעה בשיאה לדרגת בהירות 14.
NGC 4526 היא גלקסיית עדשה בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-48 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 9.6 והיא בין הגלקסיות הבהירות שבצביר והבהירה ביותר מבין אלה שלא נכללו בקטלוג מסיה.
הגלקסיה התגלתה ב-8 באפריל 1784 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1786 תחת הציון I.31, כשהיא מתוארת כבהירה מאוד, מאורכת, בעלת מרכז בהיר מאוד, ובין שני כוכבים בהירים.
הוא ציין את מיקומה ביחס לכוכב 31 בבתולה.
הוא הכניס את הגלקסיה גם לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3075 ועם אותו התיאור, וציין שהערפיליות שאביו, ויליאם, רשם כ-I.31 וכ-I.38 הן למעשה אותה ערפילית.
בשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4526, כאשר היא מתוארת כבהירה מאוד, גדולה מאוד, מאורכת מאוד, בעלת מרכז בהיר מאוד שמתבהר בחדות ובין שני כוכבים מדרגת בהירות 7.
הגלקסיה נמצאת בחלקו הדרומי של צביר הבתולה, כ-6.9 מעלות מצפון-מערב לכוכב δ בבתולה, כ-7.7 מעלות ממערב-דרום-מערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.3 מעלות מצפון-צפון-מערב לכוכב פורימה.
אורכה הזוויתי של NGC 4526 הוא כ-7.2 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-100,000 שנות אור, דומה לקוטר של שביל החלב, אך מסתה מוערכת רק בכ- מסות שמש, כ-3.5% ממסת שביל החלב, כאשר קרוב לשלושה רבעים ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
בדומה לגלקסיות אחרות מסוגה, בגלקסיה יש מעט גז ואבק, ולכן יצירה של כוכבים חדשים מתרחשת בקצב נמוך יחסית שמוערך בכ-3 מאיות של מסת שמש בשנה, או מסת שמש בכ-36 שנים.
בהתאם לכך, אוכלוסיית הכוכבים בגלקסיה היא די זקנה וגילה הממוצע מוערך בכ-11 מיליארד שנים והמתכתיות של הכוכבים היא כ-85% מזו של השמש.
במרכז הגלקסיה נמצאת דיסקת אבק שרדיוסה הזוויתי כ-15 שניות קשת ששקול לרדיוס של כ-1,200 שנות אור, ונראה שבתוכה עדיין מתרחשת יצירה של כוכבים חדשים.
מתנועת החומר מסביב לליבת הגלקסיה נראה שבתוכה נמצא חור שחור על-מסיבי שמסתו כ- מסות שמש.
בשנת 1969 זוהתה בגלקסיה סופרנובה שבהירותה הנראית הגיעה לדרגה 16 וקיבלה את הציון SN1969E.
בשנת 1994 זוהתה בגלקסיה סופרנובה נוספת מסוג Ia שהגיעה בשיאה לדרגת בהירות 15 וקיבלה את הציון SN1994D.
ככל הנראה היא נוצרה מננס לבן, שהיה מורכב מפחמן ומחמצן, וספח מסה מכוכב שכן עד שמסתו חצתה את גבול צ'נדראסקאר.
NGC 4535 היא גלקסיית מוט ספירלית בקבוצת הכוכבים בתולה, הנמצאת במרחק של כ-50 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לצביר הבתולה.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 10.2 והיא התגלתה ב-28 בדצמבר 1785 על ידי האסטרונום ויליאם הרשל, שכלל אותה ברשימת הערפיליות שפרסם בשנת 1789 תחת הציון II.500, כשהיא מתוארת כגדולה מאוד ושניתן בקלות להבחין במספר כוכבים בתוכה.
בנו, ג'ון הרשל, לא צפה בה אף פעם, אך הכניס אותה לקטלוג הכללי של ערפיליות וצבירי כוכבים שפרסם בשנת 1864 תחת הציון GC 3080 עם התיאור של אביו.
בשנת 1888 ג'ון דרייר הכניס אותה לקטלוג הכללי החדש, תחת הציון NGC 4535, כאשר היא מתוארת כדי עמומה, גדולה מאוד וניתנת להפרדה לכוכבים.
הגלקסיה נמצאת בחלקו הדרומי של צביר הבתולה, כ-7.1 מעלות מצפון-מערב לכוכב δ בבתולה, כ-7.4 מעלות ממערב-דרום-מערב לכוכב וינדמיאטריקס וכ-9.8 מעלות מצפון לכוכב פורימה.
אורכה הזוויתי של NGC 4535 הוא כ-7.1 דקות קשת, שממרחקה שקול לקוטר של כ-105,000 שנות אור, מעט יותר מהקוטר של שביל החלב.
מישור הגלקסיה כמעט ניצב לקו הראייה אליה מה שמאפשר להבחין בקלות בזרועותיה הספירליות, אך מקשה למדוד את מהירות התנועה של הכוכבים בשוליה ולכן מסתה אינה ידועה בוודאות ומוערכת בכ- מסות שמש או 6-7% ממסת שביל החלב, כאשר כשלושה רבעים ממסתה או כ- מסות שמש, היא מסת הכוכבים שבגלקסיה.
כמו כן יש בגלקסיה כמויות משמעותיות של חומר בין כוכבי - כ- מסות שמש של מימן אטומי, כמות דומה של מימן מולקולרי וכן כ- מסות שמש של אבק, המאפשרות יצירה של כוכבים חדשים בקצב של כ-2 מסות שמש בשנה.
כמות החומר מאפשרת יצירה של כוכבים מסיביים מאוד ובגלקסיה נצפתה אוכלוסייה משמעותית של אלפי על-ענקים מסוגים ספקטרלים שונים, רובם על-ענקים כחולים והשאר צהובים ואדומים שגילם מוערך בעשרות מיליוני שנים בלבד.
עשרות מכוכבים אלה הם משתנים קפאידיים שמאפשרים לשפר את הערכת המרחק לגלקסיה.