tomron87/hebrew-wikipedia-sentences-corpus huggingface dataset:
גלקסי הושקה לראשונה ב-2004 כפרויקט משותף בין מעבדות באוניברסיטת המדינה של פנסילבניה ובאוניברסיטת אמורי.
מקור השם הוא במאגר מידע בשם (GALA (Genome Alignment and Annotation שהוסיפו לו את האותיות XY.
התוכנה נכתבה בשפת התכנות פרל.
לתוכנה זו היו פונקציות בסיסיות, ביניהן האפשרות לייבא מידע מהדפדפן הגנומי של אוניברסיטת קליפורניה שנעשתה ללא אישור מצדם.
בהמשך הדפדפן הגנומי של אוניברסיטת קליפורניה הוסיפו את האפשרות לייצא נתונים בפורמט המתאים לגלקסי.
באמצע 2005 הושקה התוכנה כמבוססת על שפת התכנות פייתון.
פריצת דרך משמעותית חלה בשנת 2006 כאשר ה-NSF תמכה בפיתוח ממשק חדש ונגיש יותר, שהיווה את הצעד המשמעותי הראשון במילוי מטרות המיזם.
בשנים אלו החלו לתת דגש על פיתוח התוכנה אשר ניתן להתאים אותה לצרכים שונים על פני האתר, בד בבד עם העלייה באיכות והירידה במחיר של הרצפה, דבר המצריך ניתוח של תוצאות הקריאה.
התחזית היא שלכל בתי החולים תהיה הטכנולוגיה הזו, ועקב כך יתרחב השימוש בשירותי התוכנה.
ב-1.1.2014 המעבדה באוניברסיטת אמורי בראשות ג'יימס טיילור עברה, יחד עם צוותה אל אוניברסיטת ג'ונס הופקינס ומשם היא פועלת כיום (2014).
גלקסי טאב 2 10.1 הוא מחשב לוח מבית סמסונג שהוכרז בפברואר 2012. הוא הטאבלט השני בסדרת Galaxy Tab, והשני בגודל 10.1 אינץ' (כשמו),אחרי Galaxy Tab 10.1.
לטאבלט זה שלושה דגמי משנה: דגם עם חיבור לרשת 3G (רשת הדור השלישי), P5100, ושני דגמים נוספים, המתחברים לרשת רק באמצעות Wi-Fi, והם P5110, וכן דגם שכולל חיישן אינפרא-אדום, המשמש לשידור לטלוויזיה P5113.
לכל גרסאות הטאבלט שוחררו שלוש גרסאות רשמיות של סמסונג בלבד:
Ice Cream Sandwich-ICS (אנדרואיד 4.0,הגרסה שעימה הוא שוחרר).
JellyBean 4.2.2 (שוחרר בספטמבר ונובמבר 2013).
גלקסיה אפלה היא כינוי לשלב היפותטי מוקדם מאוד בתהליך היווצרותה של גלקסיה רגילה, המכילה מעט מאוד כוכבים אם בכלל.
הגלקסיה קיבלה את שמה כיוון שאין בה די כוכבים וגרמי שמיים הנצפים לעין, ורוב מסתה מורכבת מחומר אפל אשר לא ניתן לראותו.
למרות זאת, ניתן לראות את השפעותיו הכבידתיות בגלקסיה, כגון על תנועות הכוכבים ויצירת עידוש כבידתי.
המועמדים הסבירים ביותר לגלקסיות אפלות הם HI1225+01 ,AGC229385 ומספר גדול של ענני גז אשר נתגלו במהלך מחקרים על קוואזרים.
לתהליך היווצרות הגלקסיה האפלה יש תאוריות רבות ועדיין לא נמצאה הוכחה של אף אחת מהן.
בשנת 2005 גילו אסטרונומים ענן גז מרוחק וניסו לזהותו.
לאחר שנים של תצפיות והסברים, קבעו החוקרים שענן הגז הוא גלקסיה אפלה, כיוון שהשפיע על הגלקסיה M99.
גלקסיות אפלות מורכבות כנראה מחומר אפל ומאבק.
חלק מהמדענים בטוחים שחלק מהגלקסיות מכילות כוכבים, למרות שלא ניתן לבדוק ולגלות אותם עקב המרחק הרב של הגלקסיות מכדור הארץ.
אסטרונומים מעריכים שצפיפות הגז בגלקסיות אלה גבוה מצפיפות הגז בשמש פי מיליארד.
חלק מהמחקרים מצביעים על כך שבגלקסיות יכולים להיווצר קוואזרים יוצאי דופן.
בגלקסיה HE0450-2958 למשל זוהה ענן גז צפוף, בו נראתה הגלקסיה כבעלת קוואזר שאינו קשור אליה.
תגלית זו עשויה להיות גלקסיה אפלה שבה קוואזר הפך לפעיל.
עם זאת, תצפיות מאוחרות יותר גילו כי הגלקסיה אשר נחשבה כאפלה אינה מכילה יותר ענני גז צפופים, נתון השולל את התגלית.
לא ניתן למדוד את הגודל המדויק של גלקסיות אפלות כיוון שלא ניתן לראותן באמצעות טלסקופים ומכשירי מדידה אופטיים.
למרות זאת, ניתן להעריך את גודלן באמצעות השפעותיהן הכבידתיות על הסביבה.
מרבית ההשערות תומכות שגודל הגלקסיות האפלות נע פי 2-3 יותר מגודלו שביל החלב.
טענות והשערות על גלקסיות אפלות
מרבית הסיבות להנחת קיומן של גלקסיות אפלות היא למען הבאת הסברים לאירועים אסטרונומים בלתי מפוענחים, כגון היווצרותן של על־גלקסיות וסעיפים בבעיית המסה החסרה.
ישנן תאוריות שהגלקסיות האפלות הן שלב מפתח בהתפתחות גלקסיות וליצירת כוכבים, שכן הן נותנות את היסודות להתפתחות הזו ומונעים את התפרקותה עקב הכבידה החלשה שיש לה בזמן היווצרותה.
גלקסיה בעלת קוואזר יוצא דופן.
הוא נקרא בנוסף "קוואזר עירום" או "קוואזר חסר בית", משום שהוא נצפה כאילו אינו חלק מהגלקסיה, אלא מחוצה לה.
גלקסיית ענן המורכבת בעיקר ממימן, הנעה במהירות גבוהה מאוד.
הגלקסיה התגלתה בשנת 1963 על ידי גייל ביגר, סטודנט לאסטרונומיה באוניברסיטת ליידן שבהולנד.
גלקסיית ענן הנעה במהירות גבוהה.
שלושת המספרים המרכיבים את שמה מציינים, בהתאמה, את קווי האורך והרוחב שלה ביקום.
גלקסיה מורחבת של מימן נייטרלי (HI) בצביר הבתולה שהתגלתה בשנת 2005. ניתוח ההרכב הפנימי שלה מעיד על כך שהיא עשויה להכיל כמות גדולה של חומר אפל.
הגלקסיה כנראה לא מכילה כוכבים, דבר המצביע על כך שלא תיתכן מספיק כבידה למען החזקת החומר בה, דבר אשר לא קורה.
תגלית זו עשויה להפוך אותה לאחת מהגלקסיות האפלות הראשונות שאי פעם זוהו.
גָלָקְסִידִי היא עיירה באזור פוקיס במחוז מרכז יוון יוון.
העיירה בנויה לאורך מפרץ טבעי לחופו המערבי של מפרץ קורינתוס.
בעיירה יש מסורת לפיה בחודשים מרץ–אפריל מדי שנה, התושבים משליכים זה על זה קמח צבעוני כשפניהם צבועים שחור.
קיימות עדויות על היישוב במקום עוד מתקופת יוון העתיקה ועד למאה ה-2. בסוף המאה ה-10 הוא נהרס על ידי כוחות האימפריה הבולגרית הראשונה ובמהלך המאה ה-11 פעם נוספת על ידי הנורמנים.
בתקופת שלטון האימפריה העות'מאנית מספר תושבים היה קטן.
בסוף המאה ה-18 באזור התפתח נמל חשוב בו עגנו ספינות סוחר רבות.
בשנת 1864 במנזר ליד העיר התגלה כרוניקה שנכתב בשנת 1703 בוא מתוארת היסטוריה של היישוב וערים נוספות באזור לרבות נפפקטוס.
גלקסי לידר היא ספינת משא מסוג אוניית גלנוע שנבנתה בשנת 2002 במספנה סטוצ'ניה גדיניה בגדיניה, פולין.
היא הופעלה על ידי חברת הספנות היפנית ניפון יוסן, ונמצאת בבעלות חברת גלקסי מריטיים בע"מ, שבבעלותה של חברת ריי קאר קרירס בע"מ, שבבעלות משותפת של איש העסקים הישראלי רמי אונגר.
בנובמבר 2023, הספינה נחטפה על ידי החות'ים, שחטפו את הספינה ולקחו את 25 אנשי הצוות שלה כבני ערובה בתימן.
הספינה הותקפה על ידי חיל האוויר הישראלי ביולי 2025.
ספינת המשא מונעת על ידי מנוע דיזל זולצר בעל 7 צילינדרים, דו-פעימתי מסוג 7RTA-62U עם הספק של 15,540 קילו-וואט (20,840 כוח סוס).
שלושה גנרטורים, המופעלים על ידי שני מנועי דיזל מסוג MAN 7L28/32H ומנוע דיזל אחד מסוג 6L28/32H, זמינים לייצור חשמל.
בנוסף, קיים גנרטור חירום המונע על ידי מנוע דיזל נוסף מסוג MAN D 2866. הספינה מצוידת במדחף קדמי המונע חשמלית.
לגלקסי לידר יש שתי רמפות טעינה.
הרמפה האחורית בעלת קיבולת של 120 טון.
הרמפה השנייה, בעלת קיבולת נמוכה יותר, ממוקמת באמצע הספינה בצד ימין.
לספינה שישה סיפונים, המחוברים ביניהם על ידי רמפות.
קיבולת כלי הרכב היא כ-4,500 יחידות.
הספינה, שקיבלה את מספר חצר 8213/1, נבנתה במספנת סטוצ'ניה גדיניה בגדיניה, פולין, בשנת 2002. הנחת השדרית התקיימה ב-5 בנובמבר 2001, וטקס השקת אונייה התרחש ב-18 במאי 2002. הספינה הושלמה ב-26 ביוני 2002. היא אחת משתי ספינות זהות; הספינה האחות היא גלובל לידר.
שתי הספינות מנוהלות על ידי STAMCO Shipmanagement בפיראוס, יוון.
הבעלים הרשום של הספינה הוא גלקסי מריטיים בע"מ, חברה הרשומה באי מאן, והדגל הימי שלה היא איי הבהאמה; בזמן תפיסתה, הספינה הושכרה על ידי חברת הספנות היפנית ניפון יוסן K.K., הידועה גם כ-NYK Line.
גלקסי מריטיים בע"מ נמצאת בבעלות חברת הספנות ריי קאר קרירס מאי מאן, שבהם הבעלים המוטבים הם אברהם (רמי) אונגר ויעל אונגר.
ב-19 בנובמבר 2023, גלקסי לידר הייתה במסע על מי נטל מקורפז, טורקיה, לפיפאוואב, הודו, כאשר התרחשה חטיפתה על ידי החות'ים ליד נמל העיר התימנית אל-חודיידה.
החות'ים עסקו בסדרת התקפות על ספנות מסחרית בים האדום, שהשפיעה על תעשיית ההמכלה והביטוח הימי.
לפחות עשרה חוטפים חות'ים חמושים השתמשו במסוק צבאי כדי לעלות על הספינה.
לאחר תפיסת הספינה, הם הביאו אותה לחודיידה.
על סיפון גלקסי לידר היו 25 אנשי צוות, כולל 17 מפיליפינים; אנשי צוות אחרים היו מבולגריה (כולל הקפטן והקצין הראשון), אוקראינה, מקסיקו ורומניה.
חברת ניהול הסיכונים הימיים אמברי תיארה את החטיפה כמתוחכמת ונושאת את סימני ההיכר של פעולה בסגנון איראני.
החות'ים תיעדו את התקפתם בווידאו ושחררו את הצילומים למחרת, תוך שימוש בהתקפה כתעמולה.
פקיד הגנה אמריקאי אמר לסוכנות הידיעות Associated Press בנובמבר 2023 כי החוטפים נראו כאילו עברו הכשרה על ידי צבא מקצועי, כנראה על ידי צבא איראן.
ממשלת איראן תומכת בחות'ים, וממשלת ארצות הברית אמרה בדצמבר 2023 כי סיוע מבצעי ומודיעיני איראני אפשר את התקפות החות'ים על כלי שיט מסחריים בים האדום.
חטיפת גלקסי לידר, וכן סדרת התקפות של מזל"טים וטילים של החות'ים על ספנות סוחר במצר באב אל-מנדב המוביל לים סוף, איימו על נתיבי הספנות העולמיים.
הדבר הוביל להקמת מבצע שומר השגשוג בדצמבר 2023, מבצע רב-לאומי של עשר מדינות להגנה על הספנות באזור.
המאמץ, שמתקיים תחת חסותו של כוח משימה משולב 153, מובל על ידי צי ארצות הברית, עם השתתפות של הצי המלכותי הבריטי, בחריין, קנדה, צרפת, איטליה, הולנד, נורווגיה, סיישל וספרד.
החות'ים החזיקו את 25 אנשי הצוות כבני ערובה, המורכבים מ-17 פיליפינים, שני בולגרים, שלושה אוקראינים, שני מקסיקנים ואחד רומני.
פקיד משרד החוץ הפיליפיני אדוארדו דה וגה הצהיר במרץ 2024 כי הוא לא מצפה שבני הערובה ישוחררו עד שמלחמת חרבות ברזל בעזה תסתיים.
החות'ים הפכו את הספינה לאטרקציה תיירותית.
לאחר שהספינה נתפסה והובאה לחודיידה, מבקרים תימנים הובאו (באמצעות סירת מנוע) לגלקסי לידר לסיורים; חלקם צילמו סלפי כשחיילים תימנים חמושים ברובים סיירו על הסיפון, ומשפיעני מדיה חברתית תימנים רקדו על סיפון הספינה.
גם גרפיטי פרו-חמאס נרשם על הספינה.
החות'ים השתמשו בספינה כתפאורה לקליפ תעמולה (שכותרתו "ציר הג'יהאד"), שבו מופיע המשורר החות'י עיסא אל-ליית' על הסיפון ושר "מוות לאמריקה וציון העוינת/ בחיי, לא נובס לעולם!"
באספה של ארגון הימאות הבין-לאומי, ארצות הברית, איי הבהאמה ויפן גינו את חטיפת גלקסי לידר וכן מעשים אחרים של החות'ים שאיימו על חופש השיט.
המדינות קראו לשחרור מיידי וללא תנאי של קברניט הספינה וצוותה.
מחלקת המדינה של ארצות הברית קבעה כי החטיפה היא "הפרה בוטה של החוק הבינלאומי".
ב-22 בינואר 2024, מזכ"ל ארגון הימאות הבין-לאומי ארסניו דומינגז נשא נאום פתיחה במושב ה-10 של תת-הוועדה לעיצוב ובניית ספינות של ה-IMO (SDC), וחזר על קריאותיו לשחרור מיידי של גלקסי לידר וצוותה.
תצלומי לוויין חשפו כי בסוף פברואר או תחילת מרץ 2024, הספינה הובאה קרוב יותר לחודיידה, והועברה מ-2 ק"מ מהחוף לכ-500 מטר מהנמל.
עד מרץ 2024, הצוות הוחזק כבן ערובה במשך יותר ממאה ימים; משרד החוץ של הפיליפינים אמר כי אין שום סימן לכך שהחות'ים מתכננים לשחרר את הצוות.
דובר החות'ים, נאסר אל-דין עאמר, טען כי לחות'ים "אין דרישות משלנו בנוגע לכלי זה" וכי שחרור הספינה ובני הערובה תלוי בהחלטתם של חמאס וגדודי אל-קסאם.
צוות מהוועד הבין-לאומי של הצלב האדום ביקר את צוות גלקסי לידר בפעם הראשונה ב-12 במאי 2024.
ב-22 בינואר 2025, במהלך הסכם חמאס–ישראל (ינואר 2025), החות'ים שחררו את בני הערובה לעומאן, לפי אל-מסירה.
מטוס של חיל האוויר המלכותי של עומאן שנכנס לתימן מוקדם יותר באותו יום המריא כשעה לפני ההכרזה.
משרד החוץ של בולגריה ונשיא הפיליפינים בונגבונג מרקוס אישרו את שחרור הצוות.
ב-16 במרץ 2025, כלי תקשורת של החות'ים דיווחו כי חיל האוויר של ארצות הברית הפציץ את אזור הפיקוד של הגשר במהלך התקפותיו על החות'ים במרץ 2025.
ב-28 באפריל, כלי תקשורת הקשור לחות'ים, אל-מסירה, דיווח כי שלוש תקיפות אוויריות אמריקאיות פגעו בספינה.
ב-6 ביולי, הספינה הותקפה על ידי ישראל.
לפי ישראל, החות'ים התקינו על הספינה מערכת מכ"ם המשמשת למעקב אחר כלי שיט במרחב הימי הבינלאומי.
גלקסיית אנדרומדה (נקראת גם M31 או NGC 224) היא גלקסיה ספירלית בהירה והיא הגלקסיה הגדולה הקרובה ביותר לגלקסיה שלנו, שביל החלב.
אנדרומדה היא אחת משתי הגלקסיות הגדולות שניתן לראות מכדור הארץ בעין בלתי-מזוינת.
גלקסיית אנדרומדה נקראת על שם קבוצת הכוכבים אנדרומדה שבתחומה היא נמצאת.
גלקסיית אנדרומדה נראית בבירור ככתם ערפילי בדרגת בהירות נראית 3.44, העצם השני בבהירותו בקטלוג מסיה אחרי הפליאדות, כך שקיומה היה ידוע כבר בעת העתיקה.
התעוד הידוע הראשון שלה הוא משנת 964 באטלס הכוכבים של האסטרונום הפרסי עבד אל רחמן אל-סופי, שם צוירה כענן קטן.
התצפית המתועדת הראשונה באמצעות טלסקופ נעשתה על ידי האסטרונום הגרמני סימון מאריוס ב-15 בדצמבר 1612. מאריוס ציין שזו ערפילית ללא כוכבים ושבהירותה גדולה יותר במרכזה.
שארל מסיה צפה בה בשנת 1764 ויחס את גילויה למאריוס.
הוא כלל אותה בקטלוג מסיה כ-M31, ותיאר אותה כערפילית חסרת כוכבים בצורת שני חרוטים בעלי בסיס משותף, שבהירותה יורדת ככל שמתרחקים ממרכזה.
בשנת 1780 ויליאם הרשל העריך את קוטרה הזוויתי בכמעלה וחצי ובשל גודלה ובהירותה, שיער שהיא הערפילית הקרובה ביותר לכדור הארץ וציין ש"מרחקה הוא לכל היותר פי 2,000 ממרחקו של סיריוס".
בשנת 1864 האסטרונום הבריטי ויליאם הגינס היה הראשון שערך ניתוח ספקטרוסקופי של האור המגיע מהגלקסיה והבחין שלא מדובר בספקטרום האופייני לערפיליות פליטה אלא בספקטרום האופייני לכוכבים.
בשנת 1887 צולמה הגלקסיה על ידי אייזק רוברטס ולראשונה ניתן היה להבחין בצורתה הספירלית, אך רוברטס שיער שמדובר במערכת שמש בשלבי התהוות.
בשנת 1912 נמדדה מהירותה הרדיאלית והתגלה שהיא נעה לכיוון השמש במהירות הגדולה ביותר שנמדדה עבור עצם שמימי כלשהו - כ-300 קילומטר/שנייה.
ממצא זה חיזק את ההשערה שמדובר בעצם הנמצא מחוץ לשביל החלב.
בשנת 1917 התגלתה בגלקסיית אנדרומדה נובה על ידי האסטרונום האמריקני הבר קרטיס.
הבהירות המוחלטת של הנובה הייתה מדרגה 15 לעומת נובות עם דרגת בהירות ממוצעת סביב 5 בשביל החלב ומכך הסיק קרטיס שהמרחק של הערפילית הוא בערך פי 100 מהמרחק הממוצע של הנובות בשביל החלב, ולכן לא ייתכן שהיא נמצאת בתוך שביל החלב.
בשנת 1923 זיהה אדווין האבל משתנים קפאידיים בגלקסיית אנדרומדה ובאמצעותם חישב את המרחק אליה.
מכיוון שלא היה מודע לקיומם של שני סוגים של משתנים קפאידיים, הוא טעה בחישוב המרחק והעריך אותו בכ-900,000 שנות אור בלבד, אך היה בכך די כדי לקבוע באופן חד משמעי כי מדובר בגלקסיה מחוץ לשביל החלב.
בשנת 1953, עם השלמת מצפה הכוכבים פאלומר נערכו מדידות מדויקות יותר שהראו שהמרחק לגלקסיית אנדרומדה הוא למעשה יותר מכפול.
גלקסיית אנדרומדה קלה לזיהוי בשל בהירותה הגבוהה יחסית גם במקומות שאינם חשוכים לחלוטין.
היא נמצאת בהמשך הקו המחבר את מיראך (β באנדרומדה) ואת μ באנדרומדה במרחק של כ-3.8 מעלות מ-μ באנדרומדה, כך ש-μ באנדרומדה נמצא בערך באמצע הדרך בינה ובין β באנדרומדה ונראית לעין ככתם עמום.
באמצעות משקפת ניתן לראותה גם כאשר תנאי התצפית אינם מיטביים ואז היא נראית כאליפסה שאורכה הזוויתי כמעלה אחת - בערך פעמיים קוטרו של הירח המלא.
רק צילום בחשיפה ארוכה מאפשר להבחין בזרועות הספירליות שמשתרעות על פני כ-3 מעלות - פי 6 מקוטרו של הירח המלא.
מרחקה של גלקסיית אנדרומדה משביל החלב נמדד במספר אופנים:
שימוש במשתנים קפאידיים תוך זיהוי סוגם על ידי ניתוח הספקטרום שלהם נותן מרחק של כ-2.51 מיליוני שנות אור.
בשנת 2005 זוהה כוכב משתנה לוקה המורכב מזוג כוכבים מסיווג ספקטרלי O ו-B, המקיפים זה את זה במחזוריות של כ-3.5 ימים.
מניתוח הליקויים ניתן היה לחשב את רדיוסי הכוכבים ומניתוח הספקטרום קיבלו את טמפרטורת פני השטח וכך חושבה בהירותם המוחלטת ומההבדל בינה ובין הבהירות הנראית הוסק שמרחקם מכדור הארץ הוא כ-2.52 מיליוני שנות אור.
לענקים אדומים יש בהירות מוחלטת מקסימלית, שאינה תלויה במסתם או במתכתיותם ועל ידי מדידת הבהירות הנראית של הענקים האדומים הבהירים ביותר בגלקסיית אנדרומדה ניתן להעריך שמרחקם הוא כ-2.56 מיליון שנות אור.
מיצוע של שיטות המדידה נותן מרחק של קצת יותר מ-2.5 מיליוני שנות אור.
גלקסיית אנדרומדה נראית מכדור הארץ כאליפסה שאורכה הזוויתי כ-3.2 מעלות ורוחבה הזוויתי כמעלה.
מכיוון שמרחקה הוא כ-2.5 מיליוני שנות אור נובע שקוטרה הוא כ-141,000 שנות אור.
תצפיות שנעשו בשנת 2005 במצפה הכוכבים קק העלו שכוכבים שנצפים מסביב לגלקסיה למעשה שייכים לה וקוטרה האמיתי מגיע ל-220,000 שנות אור - יותר מפעמיים קוטר שביל החלב.
מסתה של גלקסיית אנדרומדה לא ידועה במדויק ומוערכת בכ-1.2 טריליוני (1.2x1012) מסות שמש.
תצפיות עדכניות שנערכו על ידי טלסקופ החלל שפיצר גילו כי באנדרומדה כטריליון (1012) כוכבים, פי שניים וחצי יותר מאשר בשביל החלב.
עוצמת ההארה של הגלקסיה היא פי 26 מיליארד מעוצמת ההארה של השמש.
אנדרומדה היא גלקסיה ספירלית מסוג SA(s)b I-II.
הגלקסיה נטויה בזווית של 77 מעלות ביחס לקו הראיה אליה ולכן נראית אליפטית.
תצפיות בתחום התת-אדום משנת 2007 הראו שייתכן ולמעשה זו גלקסיה בעלת מוט (Bar), כאשר המוט נמצא בכיוון ציר האליפסה הארוך, כפי שהגלקסיה נראית מכדור הארץ.
לגלקסיה שתי זרועות ברורות המקיפות את מרכזה בכיוון השעון (במבט מכיוון כדור הארץ) כאשר הן הדוקות למדי והמרחק ביניהן הוא כ-13,000 שנות אור.
בשולי הזרועות נמצאים אזורי H II.
מחוץ לדיסקת הגלקסיה יש הילה דומה להילה של שביל החלב ובה כוכבים עם מתכתיות נמוכה.
צילומים של טלסקופ החלל האבל הראו שלגלקסיה שני גרעינים במרכזה.
ייתכן שהגלקסיה נוצרה בצורה זו, או שסיפחה אליה גלקסיה קטנה יותר שנלכדה בכוח משיכתה.
את גלקסיית אנדרומדה מקיפות לפחות 15 גלקסיות לווייניות קטנות, רובן נמצאות במישור הקפה יחיד, הנטוי ב 56°- ביחס לציר הסיבוב הגלקטי.
השתיים הבהירות מביניהן מופיעות בקטלוג מסיה כ-M110 ו-M32 וניתנות לצפייה באמצעות משקפת איכותית.
מדידות ספקטרוסקופיות הראו שמהירות ההקפה של כוכבי הגלקסיה סביב מרכזה מגיעה ל-225 ק"מ/שנייה במרחק 1,300 שנות אור מהמרכז, יורדת לכ-50 ק"מ/שנייה במרחק 7,000 שנות אור מהמרכז ועולה בהדרגה עד למהירות של כ-250 ק"מ/שנייה במרחק 33,000 שנות אור מהמרכז.
לאחר מכן המהירות שוב יורדת בהדרגה עד לכ-200 ק"מ/שנייה במרחק 80,000 שנות אור.
מניתוח המהירויות ניתן להסיק שליבת הגלקסיה בעלת מסה של כ-6 מיליארד מסות שמש ושהמסה גדלה ליניארית עם הרדיוס עד למרחק 45,000 שנות אור ואז ממשיכה לגדול בקצב ההולך ויורד.
גלקסיית אנדרומדה מתקרבת למערכת השמש במהירות של כ-300 ק"מ לשנייה (כאלפית ממהירות האור)(מהירות רדיאלית ביחס למערכת השמש), והיא אחת הגלקסיות הבודדות בעלות הסחה לכחול.
מהירות זו שקולה למהירות של כ-122 קילומטר בשנייה ביחס למרכז שביל החלב, כך שבקצב זה עשויות גלקסיית אנדרומדה ושביל החלב להתנגש בעוד 3.85 מיליארדי שנים, ולהפוך לאחר עוד שני מיליארד שנה לכדי גלקסיית ענק אחת.
גלקסיית העין השחורה (Black Eye Galaxy, נקראת גם M64 מ-Messier 64 וכן NGC 4826) היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים שערות ברניקי, שהתגלתה בכמה מקרים, על ידי שלושה אנשים שונים בנפרד.
המאפיין של האבק בצידה החיצוני התגלה כבר במאה ה-18, כש-M64 נצפתה פעמיים, ב-1785 וב-1789 על ידי ויליאם הרשל, שהשווה אותה כבר אז ל"עין שחורה".
M64 מוכרת בעיקר לאסטרונומים חובבים מכוון שניתן לראות אותה גם בטלסקופים קטנים.
הגלקסיה נמצאת מעט יותר מ-5 מעלות מצפון-מערב לכוכב α בשערות ברניקי וכ-7 מעלות מדרום-דרום-מערב לכוכב β בשערות ברניקי.
כ-5 מעלות מדרום-מערב לה (מעט צפונית-מזרחית ל-α בשערות ברניקי) נמצא הצביר הכדורי M53.
גלקסיית העין השחורה מרוחקת כ-19 מיליון שנות אור (5.8 מיליון פארסק) מכדור הארץ.
גודלה הזוויתי כ-10 דקות קשת שממרחק זה שקולות לקוטר של כ-55,000 שנות אור.
סביב הגרעין הבהיר של הגלקסיה ישנו אזור עשיר באבק אשר בולע את האור המגיע אליו.
מראה זה העניק לה את שמה גם בעברית וגם באנגלית - "גלקסיית העין השחורה" (Black eye) המכונה באנגלית לעיתים גם "עין רשעה" (Evil Eye).
במקומות אחרים הוזכר גם כינוי פיוטי יותר, "גלקסיית היפהפייה הנרדמת" (Sleeping Beauty Galaxy).
במבט ראשון נראית M64 כמו גלקסיה ספירלית רגילה למדי.
כמו ברוב הגלקסיות, הכוכבים ב-M64 מסתובבים באותו כיוון, אולם, מחקר תמונות מטלסקופ החלל האבל מראות שהגז הבין-כוכבי בחלקה החיצוני של M64 מסתובב בכיוון הפוך לזה שבו נעים הכוכבים והגז בחלק הפנימי.
החלק הפנימי (אותו ניתן לראות בתמונה) בעל רדיוס של כ-3,000 שנות אור והחלק החיצוני משתרע עד לגבולותיה החיצוניים של הגלקסיה במרחק של 40,000 שנות אור ממרכזה.
תנועה הפוכה זו היא ככל הנראה המקור ליצירת הכוכבים הצעירים הנראים באזור שבין החלקים השונים.
ההשערה המקובלת כיום היא שהסיבוב הנגדי של הגז בחלקה החיצוני של הגלקסיה נוצר כאשר M64 סיפחה גלקסיית לוויין, כנראה לפני יותר ממיליארד שנים.
בתמונה של הגלקסיה ניתן להבחין בכוכבים צעירים, חמים, בצבע כחול שרק נוצרו, וכן בעננים ורודים של גז מימן - אזורי H II המאירים כערפיליות פליטה עקב קרינה על סגולה מכוכבים צעירים אלו.
הגלקסיה הלווינית כבר הושמדה כמעט כולה, וחלק מכוכביה התמזגו בגלקסיה הראשית או התפזרו אל החלל, אך עדויות להתנגשות נותרים ברקע, בגלל התנועה השונה, ההפוכה למעשה, של הגזים בחלקה החיצוני של M64.
גלקסיית העין השחורה היא אחת מ-12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", האחרות הן מאפיי 1, מאפיי 2, IC 342, גלקסיית המחוגה, גלקסיית הפסל, M81, M82, M83, M94, NGC 4945 וקנטאור A.
גלקסיית המשולש היא גלקסיה ספירלית במרחק של כ-3 מיליון שנות אור מכדור הארץ בקבוצת הכוכבים משולש.
גלקסיה זו היא הגלקסיה השלישית בגודלה בקבוצה המקומית אחרי גלקסיית אנדרומדה ושביל החלב.
גלקסיית המשולש היא העצם הרחוק ביותר שניתן לראות בעין בלתי מזוינת, ואחת משתי הגלקסיות הגדולות שניתן להבחין בהן כך.
ישנם חוקרים הטוענים שגלקסיה זו תיקח חלק בהתנגשות הגלקסיות שביל החלב ואנדרומדה בעוד כ־4 מיליארד שנים
ייתכן שגלקסיית המשולש נצפתה כבר בשנת 1654 על ידי האסטרונום האיטלקי ג'ובאני בטיסטה אודיירנה, אך מכיוון שרישום התצפיות שלו לא היה מדויק, אין בכך ודאות.
התצפית הוודאית הראשונה נעשתה על ידי שארל מסיה בתאריך 25 באוגוסט 1764 והוא כלל אותה כערפילית בקטלוג מסיה.
ויליאם הרשל צפה בה בשנת 1783 ותיאר אותה כערפילית גדולה, עמומה ומורכבת מכוכבים.
כמו כן הוא ציין שבשוליה נמצאת ערפילית נוספת ונתן לה את המספר NGC 604, אך זהו למעשה אזור H II שמהווה חלק מהגלקסיה.
סביב שנת 1850 זיהה האסטרונום ויליאם פרסונס שהערפילית היא בעלת זרועות ספירליות.
בשנת 1922 החלו להתגלות כוכבים משתנים בתוך M33 ובשנת 1926 פרסם אדווין האבל כי 35 מתוכם הם משתנים קפאידיים.
תגלית זו אפשרה להעריך את המרחק ובכך הובהר שמדובר בעצם מחוץ לשביל החלב, כלומר בגלקסיה אחרת.
גלקסיית המשולש קטנה באופן משמעותי משביל החלב ומגלקסיית אנדרומדה, קוטרה כ-60,000 שנות אור בלבד והיא מכילה כעשירית ממספר הכוכבים של שביל החלב.
מסתה מוערכת בין שניים לשבעה אחוזים ממסת שביל החלב.
הגלקסיה נמצאת במרחק של כ-2,900,000 שנות אור משביל החלב ובמרחק של כ-750,000 שנות אור מגלקסיית אנדרומדה.
מישור הגלקסיה נטוי ב-52° ביחס לקו הראיה אליה ולכן היא נראית כאליפסה.
גודלה הזוויתי הנראה הוא כמעלה ורבע (פי 2.5 מקוטר הירח המלא) לאורך הציר הארוך וכשלושת-רבעי המעלה לאורך הציר הקצר.
בהירותה הנראית היא כ-5.7 דרגות, כך שכמעט ולא ניתן להבחין בה ללא ציוד עזר ורק בעלי ראיית לילה מעולה ותחת תנאי תצפית מיטביים מסוגלים לראותה.
הגלקסיה נמצאת כ-4.25 מעלות ממערב לכוכב אלפא במשולש וקל לאתרה באמצעות משקפת.
בגלקסיה התגלו מעל למאה כוכבים משתנים, מהם לפחות 25 משתנים קפאידיים.
בדומה לגלקסיות שביל החלב ואנדרומדה, גם בגלקסיית המשולש ניתן להבחין בערפיליות מסוגים שונים, בהן אזורי H II בהם נוצרים כוכבים חדשים, ערפיליות פליטה המקיפות כוכבים צעירים וחמים, צבירים כדוריים ושאריות סופרנובה, אם כי לא נצפתה בגלקסיה אף סופרנובה עד היום.
חלק מהערפיליות זכו למספרים משלהן בקטלוג הכללי החדש (NGC) או בקטלוגי האינדקס שמרחיבים אותו (IC).
גלקסיית המשולש נעה במהירות של כ-180 ק"מ לשנייה בכיוון שביל החלב, בדומה לגלקסיית אנדרומדה.
גלקסיית טבעת היא גלקסיה עם מראה טבעתי.
הטבעת מכילה כוכבים מאסיבים, כחולים וצעירים, כאשר אלה זוהרים מאוד.
האזור המרכזי מכיל חומר זוהר יחסית.
אסטרונומים מאמינים שגלקסיות טבעת נוצרות כאשר גלקסיה קטנה עוברת דרך מרכזה של גלקסיה גדולה.
מכיוון שרוב הגלקסיה מכילה מרחב ריק, ה"התנגשות" רק לעיתים נדירות גורמת להתנגשויות ממשיות בין כוכבים.
מכל מקום, ההפרעות בכבידה הנגרמות בעקבות אירוע כזה יכולות לגרום לגל של ייצור כוכבים לנוע דרך גלקסיה גדולה.
אובייקט הוג , שהתגלה על ידי ארט הוג ב-1950 הוא דוגמה לגלקסיה מסוג זה.
בנוסף לתיאור המבני הפשוט, ניתן למצוא בגלקסיות טבעת אזורים פעילים של היווצרות כוכבים, הממוקמים בדרך כלל לאורך הטבעת.
מחקרים מצביעים על כך שהמבנה הטבעתינוצר כתוצאה מהפרעה כבידתית חזקה, אשר דוחפת גז וכוכבים בצורה מעגלית וגורמת להיווצרות טבעת של חומר.
מלבד אובייקט הוג קיימות דוגמאות נוספות של גלקסיות טבעת ידועות כמו גלקסיית טבעת הקוטב וגלקסיית טבעת ליר.
גלקסיות אלו מציגות מגוון של צורות ומבנים, כל אחת מהן עם תכונות ייחודיות.
מחקרים עדכניים בתחום גלקסיות הטבעת נעזרים בטלסקופי חלל כמו טלסקופ החלל האבל וטלסקופ החלל ג'יימס וב כדי לחקור את תכונותיהן והיווצרותן.
המחקרים מתמקדים בעיקר בהרכב הכימי של הכוכבים והגז, ובפרמטרים הדינמיים של הגלקסיות.
הבנת גלקסיות טבעת יכולה לשפוך אור על תהליכים כלליים יותר של היווצרות גלקסיות והתפתחותן ביקום.
מחקרים על גלקסיות טבעת תורמים להבנת מנגנוני היווצרות כוכבים, התפתחות מבנים גלקטיים והשפעת התנגשות בין גלקסיות.
גלקסיית הסומבררו הידועה גם בשמות M104 (מ-Messier 104) ו-NGC 4594, היא גלקסיה ספירלית נטולת מוט בקבוצת הכוכבים בתולה, הממוקמת במרחק של כ-30 מיליון שנות אור מכדור הארץ.
יש לה גרעין חם, תפיחה מרכזית יוצאת דופן בגודלה, ושביל אבק בדיסקה הנוטה שלה.
שביל האבק האפל והתפיחה משווים לגלקסיה צורה דמוית סומבררו.
אסטרונומים חשבו בהתחלה שלגלקסיה יש רק הילה קטנה, המעידה על גלקסיה ספירלית, אבל טלסקופ החלל שפיצר גילה שההילה מסביב לגלקסיה היא גדולה ומאסיבית יותר ממה שחשבו בעבר, ומעידה על גלקסיה אליפטית ענקית.
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 8.0 והיא נראית בקלות בטלסקופים של חובבים.
התפיחה הגדולה, החור השחור העל-מסיבי ושביל האבק מושכים את תשומת לבם של אסטרונומים מקצועיים.
גלקסיית הסומבררו היא העצם הראשון בקטלוג מסיה שלא הוכנס אליו על ידי שארל מסיה אלא הוסף אליו במאה ה-20 על ידי האסטרונום הצרפתי קאמי פלמריון.
גלקסיית הסומבררו התגלתה על ידי האסטרונום הצרפתי פייר מאשן ב-11 במאי 1781, מעט אחרי שידידו שארל מסיה סיים את עריכת קטלוג מסיה.
מסיה הוסיף אותה בכתב ידו לעותק הפרטי שלו של הקטלוג וציין שמאשן גילה אותה ואת הקואורדינטות שלה.
מאשן עצמו במכתב משנת 1783 ששלח ליוהאן ברנולי השלישי סיפר על גילוייה ותיאר אותה כ"ערפילית מעל העורב שנראית ללא כוכבים".
מאשן ציין שהיא עמומה מאוד ושחישב את מיקומה ביחס לספיקה.
הוא אף הוסיף שהיא לא כלולה בקטלוג מסיה.
ב-9 במאי 1784 צפה ויליאם הרשל בגלקסיית הסומבררו מבלי שידע על גילויה ותיאר אותה כמאורכת עם מרכז בהיר במיוחד.
ג'ון הרשל צפה בה ב-1828 וגם כן שם לב שהיא מאורכת מאוד וציין שיש לה גרעין בהיר ביחס לשאר הערפילית.
הוא הוסיף שהיא מוקפת במעטפת אליפטית של אור חלש ונראה שיש פס כהה שמפריד את מרכזה מהחלק הדרומי של המעטפת.
ב-1918 צילם האסטרונום האמריקאי הבר קרטיס את הגלקסיה בחשיפה ארוכה במצפה הכוכבים ליק וכתב שהפס הכהה נמתח לרוחב כל הערפילית ומפריד לחלוטין את חלקה הדרומי ממרכזה.
בשנת 1921 קאמי פלמריון שם לב שהקואורדינטות שמסיה רשם עבור M104 תואמות את מיקומה של גלקסיית הסומבררו והוסיף אותה לקטלוג מסיה.
גלקסיית הסומבררו נמצאת כ-3.6 מעלות מדרום לכוכב χ (חי) בבתולה, כ-5.5 מעלות מצפון-צפון-מזרח לכוכב אלגורב (δ בעורב) וכ-11 מעלות ממערב לספיקה.
עם בהירות מדרגה 8 ניתן לראותה באמצעות משקפת ואפילו להבחין בצורתה המאורכת כשתנאי הצפייה טובים.
טלסקופ חובבים מאפשר להבחין בצורתה הכללית, אבל נחוץ טלסקופ בינוני על מנת להבחין בפס הכהה שמפריד בין חלקיה.
כ-15 מעלות מדרום לגלקסיית הסומבררו נמצא הצביר הכדורי M68 וכ-16.6 מעלות מצפון-צפון-מערב לה נמצאת הגלקסיה M61 בקצה הדרומי של צביר הבתולה.
מסתה של גלקסיית הסומבררו מוערכת בכ- מסות שמש והיא גדולה ב-50% ממסת שביל החלב.
גודלה הזוויתי מעט פחות מ-9 דקות קשת ששקולות לקוטר של כ-76,000 שנות אור.
הגודל הזוויתי של התפיחה המרכזית שלה הוא כ-3.5 דקות קשת ששקולות לעובי של כ-30,000 שנות אור.
הגלקסיה מתרחקת ממערכת השמש במהירות של כ-1,024 קילומטר בשנייה והיא העצם הראשון שנמדדה לו הסחה לאדום כל כך גדולה, שהיה ברור שלא ייתכן שעצם זה הוא חלק משביל החלב.
אחד המאפיינים המרשימים בגלקסיית הסומבררו הוא שביל האבק החוצה בתפיחה הקדמית שלה.
שביל האבק הוא למעשה טבעת סימטרית המקיפה את תפיחת הגלקסיה.
רוב הגז המימני הקר והאבק שוכנים בתוך טבעת זו.
ייתכן והטבעת מכילה את רוב הגז המולקולרי בגלקסיה, אולם דבר זה הוסק בהתבסס על תצפיות עם רזולוציה נמוכה והבחנה חלשה.
תצפיות נוספות דרושות כדי לאמת תאוריה זו.
בהתבסס על ספקטרוסקופיה בתת-אדום, טבעת האבק היא המקום העיקרי בו מתרחשת פעולת ייצור כוכבים בגלקסיה.
בשנות התשעים של המאה ה-20, קבוצת מחקר בהנהגת ג'ון קורמנדי מצאה כי קיים חור שחור על-מסיבי בגלקסיית הסומבררו.
בעזרת מידע ספקטרוסקופי מה-CFHT וטלסקופ החלל האבל, חישבה הקבוצה כי מהירות הסיבוב של הכוכבים במרכז הגלקסיה לא יכולה להישמר אלא אם מסה של כמיליארד (109) מסות שמש נמצאת במרכז הגלקסיה.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית (ידועה גם בשם M83 מ-Messier 83 או NGC 5236) היא גלקסיית מוט ספירלית הנמצאת במרחק כ-15 מיליון שנות אור מכדור הארץ בקבוצת הכוכבים נחש מים.
זו הגלקסיה השלישית שהתגלתה (אחרי גלקסיית אנדרומדה וגלקסיית המשולש) והגלקסיה הראשונה שהתגלתה מחוץ לקבוצה המקומית.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית התגלתה על ידי האסטרונום הצרפתי ניקולא לואי דה לאקאי ב-23 בפברואר 1752 כשצפה בה מכף התקווה הטובה ותיאר אותה כערפילית חסרת צורה מוגדרת.
ב-17 בפברואר 1781 צפה בה שארל מסיה וצירף אותה לקטלוג מסיה ותיאר אותה כ"ערפילית ללא כוכבים, ליד ראש הקנטאור.
מסיה ציין שהיא עמומה ושקשה מאוד להבחין בה, מן הסתם בשל מיקומה הקרוב לאופק כאשר צופים בה מצרפת (זוהי הגלקסיה הדרומית ביותר בקטלוג מסיה).
ויליאם הרשל צפה בה בשנת 1787 וציין שיש לה מרכז בהיר שממנו יוצאים שני ענפים חיוורים יותר צפונה ודרומה, ושהמרכז מוקף בערפיליות.
בשנת 1862 צפה בה האסטרונום ויליאם לאסל ושרטט אותה כבעלת 3 זרועות ספירליות וככל הנראה היה הראשון שהבחין במבנה הספירלי של הזרועות.
עד היום נצפו בגלקסיית גלגל הרוח הדרומית 6 סופרנובות: סופרנובה 1923A, סופרנובה 1945B, סופרנובה 1950B, סופרנובה 1957D, סופרנובה 1968L וסופרנובה 1983N.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית היא אחת מגלקסיות המוט הספירליות הקרובות והבהירות ביותר, עם בהירות נראית מדרגה 7.6 היא ניתנת לצפייה בקלות באמצעות משקפת.
טלסקופ חובבים מאפשר להבחין בליבה הבהירה ובהיקף החיוור יותר וכן שצורתה אליפטית מעט, אבל רק באמצעות טלסקופ בינוני ניתן להבחין בספירליות של הזרועות.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית נמצאת כ-7.23 מעלות ממערב-דרום-מערב לכוכב π (פיי) בנחש מים וכ-7.8 מעלות מדרום-מזרח לכוכב γ בנחש מים, סמוך לקו המחבר אותו עם הכוכב θ בקנטאור.
גודלה הזוויתי של גלקסיית גלגל הרוח הדרומית הוא כ-12 דקות קשת השקולות לקוטר של כ-55,000 שנות אור, ומסתה של הגלקסיה מוערכת בכ- מסות שמש (כחמישית ממסת שביל החלב).
מישור הגלקסיה נטוי בזווית של 24 מעלות ביחס לקו הראייה אליו כך שצורתה מעט אליפטית, אבל ניתן לראות בקלות את מבנה הזרועות.
הזרועות מכילות צבירים של כוכבים צעירים וכחולים בעוד שהליבה והמוט המרכזי מכילים בעיקר כוכבים זקנים וצהובים יותר.
בשנת 2005 פורסם מחקר שהראה כי בגלעינה של הגלקסיה נמצאים שני חורים שחורים, ככל הנראה כתוצאה של מיזוג בינה לבין גלקסיה אחרת שטרם הושלם.
ב-16 ביוני 2008 גילו מדענים שחקרו באמצעות הלוויין Galaxy Evolution Explorer מספר רב של כוכבים חדשים באזורים החיצוניים של הגלקסיה.
עד אז סברו כי אזורים אלה חסרים את החומרים הדרושים ליצירת כוכבים.
הגלקסיה מתרחקת משביל החלב במהירות של 513 ק"מ לשנייה.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית ביחד עם קנטאור A הן חלק מקבוצת הגלקסיות קבוצת קנטאור A (נקראת גם קבוצת M83) שמכילה כ-80 גלקסיות.
גלקסיית גלגל הרוח הדרומית וקנטאור A הן שתיים מתוך 12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", האחרות הן מאפיי 1, מאפיי 2, IC 342, גלקסיית הפסל, M64, M81, M82, M94, NGC 4945 וגלקסיית המחוגה.
גלקסיית המערבולת (המסומנת גם M51 ו-NGC 5194) היא גלקסיה ספירלית המציגה מבנה מרשים ומקיימת אינטראקציה כבידתית עם הגלקסיה הקרובה אליה NGC 5195. M51 שוכנת בקבוצת הכוכבים כלבי ציד ומרחקה משביל החלב הוא כ-23 מיליון שנות אור.
הגלקסיה ושכנתה הקרובה ניתנות לצפייה על ידי אסטרונומים חובבים ואף במשקפת.
כמו כן, היא מהווה יעד מחקר מעניין עבור אסטרונומים מקצועיים, עקב מבנה הזרועות הספירליות המרשים שלה והאינטראקציה החזקה שלה עם בת זוגה.
לעיתים מתייחסים אל זוג הגלקסיות יחד כאל M51, ואז גלקסיית המערבולת מסומנת כ-M51a ובת הזוג - M51b.
בגלקסייה זו התגלה לראשונה כוכב לכת מחוץ לגלקסיית שביל החלב, עליו הוכרז ב-2020 ונקרא M51-ULS-1b.
הגלקסיה שוכנת בקבוצת כלבי ציד, וניתן למצוא אותה כ-3.5 מעלות מדרום-מזרח לאלקאיד שבקבוצת הדובה הגדולה.
עם נטייה של 47° היא אינה שוקעת עבור צופים בקווי רוחב מעל 43° צפון ומאותה סיבה הגלקסיה נראית במיקום גבוה בשמים בכל רחבי החצי הכדור הצפוני, מה שהופך אותה לנוחה לתצפית החל משעות הערב המוקדמות בחורף ועד סוף האביב.
בתנאי ראות טובים ניתן לראות את M51 אף בעזרת משקפת ובעזרת טלסקופ 150 מ"מ, ניתן גם להבחין במבנה הספירלי הפנימי של הגלקסיה וכן לראות את בת זוגה.
בטלסקופים גדולים יותר (300 מ"מ ומעלה) ניתן להפריד בין הזרועות השונות, לראות אזורי יצירת כוכבים בתוך הגלקסיה ואת פרטי החיבור שלה ל-NGC5195. כרגיל עבור גלקסיות, ניתן לראות את מלוא גודלה של M51 רק בתצלומים בחשיפה ארוכה, אשר חושפים מבנה גדול משמעותית של גז מעבר לדיסקה הנראית בעין.
בינואר 2005, אחד מצוותי טלסקופ החלל האבל הרכיב תמונה בגודל 11,477x7,965 פיקסלים של M51 (המוצגת בתיבת המידע), בעזרת המצלמה הרב-שימושית (ACS) של הטלסקופ.
גלקסיית המערבולת התגלתה על ידי שארל מסיה ב-1773 וסומנה כ-M51 בקטלוג מסיה.
בת זוגה, NGC 5195, התגלתה על ידי פייר מאשן, חברו ועוזרו של מסיה, בשנת 1781. בשנת 1845 הייתה גלקסיית המערבולת הגלקסיה הראשונה שזוהתה כגלקסיה ספירלית, על ידי ויליאם פרסונס, רוזן רוס השלישי, בעזרת טלסקופ מחזיר-אור בקוטר 1.8 מטר שהוא בנה בטירת ביר, אירלנד.
מאמינים כי המבנה הספירלי המובהק של גלקסיית המערבולת הוא תוצאה של האינטראקציה הקרובה בינה לבין בת הלוויה שלה, NGC 5195. אך המבנה הספירלי אינו התוצאה היחידה של האינטראקציה, אשר גורמת גם להפרעות בענני גז ולהתפתחות אזורי יצירת כוכבים, הנראים בתמונת הגלקסיה כאזורים כחולים בהירים לאורך הזרועות.
בשנת 1994 נצפתה בגלקסיית המערבולת סופרנובה 1994I, אשר סווגה כטיפוס Ic והגיעה לבהירות נראית שיא של 12.8. הסופרנובה התרחשה באזור הפנימי של הגלקסיה, כ-2000 שנות אור מהגרעין, והתגלתה על ידי שני האסטרונומים החובבים ג'רי ארמסטרונג וטים פאקט ממועדון האסטרונומיה של אטלנטה.
בשנת 2005 נצפתה בגלקסיה הסופרנובה SN2005cs, מטיפוס II, ובעלת בהירות שיא של 14.0.
בעזרת הסופרנובה בשנת 2005, הוערך המרחק בין שביל החלב ל-M51 בכ-23 מיליון שנות אור.
במרחק זה, גודלה הזוויתי של הדיסקה, 11.2 דקות קשת, מתורגם לקוטר של כ-75,000 שנות אור.
מסת הדיסקה מוערכת בכ-160 מיליארד מסות שמש.
הקרינה הנפלטת ממרכז הגלקסיה מכילה ספקטרום פליטה של מימן, חמצן, חנקן וגופרית עם קווי פליטה רחבים שמאפיינים גרעין גלקטי פעיל של גלקסיות סייפרט.
משערים כי במרכז המבנה הספירלי קיים חור שחור המוקף בטבעת אבק, אשר ניצבת באופן כמעט אנכי לגלקסיה, השטוחה יחסית.
טבעת משנית חוצה את הטבעת הראשית בציר שונה, תופעה המנוגדת לציפיות.
כמו כן, זוג חרוטי יינון יוצאים מציר הטבעת הראשית.
לפני מספר עשורים לא היה ידוע אם NGC 5195, אשר נראית כבת זוגה של גלקסיית המערבולת, אכן נמצאת בקרבה פיזית אליה או פשוט נמצאת על אותו קו ראייה, אך במרחק גדול.
תצפיות בתחום הרדיו ענו על השאלה והוכיחו חד-משמעית שקיימת אינטראקציה פיזית בין שתי הגלקסיות.
סימולציות מהשנים האחרונות מעלות את האפשרות כי המבנה הספירלי של M51 נגרם על ידי מעברה של NGC 5195 דרך הדיסקה המרכזית של M51 לפני כ-500 - 600 מיליון שנה.
באחד המודלים, NGC 5195 עברה דרך הדיסק של M51 מאחור וכלפי הצופה וביצעה חצייה נוספת של הדיסק לפני כ-50 עד 100 מיליון שנה, עד שהגיעה למיקומה הנוכחי, קצת מאחורי M51.
גלקסיית המערבולת היא הבהירה בקבוצת M51, קבוצת גלקסיות קטנה הכוללת גם את גלקסיית החמניה (M63), וייתכן שגם את NGC 5023 ו-NGC 5229, שיש שמשייכים אותן לקבוצת M94 שמרחקה משביל החלב הוא כשני שלישים מהמרחק אל גלקסיית המערבולת.
ייתכן כי קבוצה קטנה זו היא למעשה תת-קבוצה בקצה הדרום-מערבי של קבוצת M101 הכוללת את גלקסיית גלגל הרוח ואת NGC 5474, אך חלק ניכר משיטות הסיווג ומהקטלוגים מזהים את שתי הקבוצות כישויות נפרדות.
גלקסיית החמניה (נקראת גם M63 מ-Messier 63 וכן NGC 5055) היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים כלבי ציד ומרחקה משביל החלב הוא כ-37 מיליון שנות אור.
M63 היא העצם הראשון בקטלוג מסיה שהתגלה על ידי פייר מאשן - חברו ועוזרו של שארל מסיה.
גלקסיית החמניה התגלתה ב-14 ביוני 1779 על ידי פייר מאשן שעזר לשארל מסיה במציאת עצמים דמויי שביט ותיעודם בקטלוג מסיה.
שארל מסיה תיאר את הגלקסיה כערפילית עמומה, דומה ל-M59. בשנת 1787 צפה ויליאם הרשל בגלקסיה וציין שצורתה אליפטית, שצירה הארוך בכיוון צפון-מערב - דרום-מזרח גדול פי אחד וחצי מרוחבה ושמרכזה בהיר בהרבה משוליה.
בשנת 1850 זיהה ויליאם פרסונס שלגלקסיה מבנה של זרועות ספירליות וזו אחת הגלקסיות הספירליות הראשונות שזוהתה ככזו.
ב-25 במאי 1971 זוהתה בגלקסיה סופרנובה מסוג I שבהירות נראיתה הגיעה לדרגה 11.8.
גלקסיית החמניה נמצאת כ-5 מעלות מצפון-מזרח לכוכב קור קרולי (α בכלבי ציד) ומעט פחות מ-6 מעלות דרום-דרום-מערבית לגלקסיית המערבולת.
ניתן לצפות בה בקלות בטלסקופ חובבים ואפילו במשקפת איכותית כאשר תנאי התצפית טובים, אך נחוץ טלסקופ מקצועי על מנת להבחין במבנה הספירלי.
בשוליים המערביים של הגלקסיה ניתן לראות כוכב בהיר יחסית עם בהירות מדרגה 9.3, כוכב זה שייך לשביל החלב ואינו קשור לגלקסיית החמניה.
גלקסיית החמנייה היא גלקסיה בינונית, אורכו הזוויתי של צירה הארוך (כפי שנראה משביל החלב) הוא למעלה מ-10 דקות קשת שממרחק של כ-37 מיליון שנות אור שקול לקוטר של כ-105,000 שנות אור.
מסתה של הגלקסיה מוערכת בכ-76 מיליארד מסות שמש או שמינית ממסת שביל החלב.
זרועותיה של גלקסיית החמניה רבות, קצרות יחסית וצפופות והן מכילות אזורים של יצירת כוכבים חדשים.
הגלקסיה שייכת לקבוצת גלקסיות קטנה הקרויה קבוצת M51 על שם גלקסיית המערבולת, והיא השנייה הכי בהירה בו אחרי גלקסיית המערבולת.
למעשה לכל שאר הגלקסיות החברות בצביר בהירות מדרגה 13 ומעלה כך שקשה לראותן בציוד חובבים.
גלקסיית לוויין היא גלקסיה המקיפה גלקסיה גדולה ממנה בהשפעת כוח הכבידה.
גלקסיות הנמצאות בסמיכות זו לזו יוצרות אינטראקציות של משיכה הדדית עקב כוחות כבידה.
במקרה ששתי הגלקסיות הן בעלות מסה דומה, הן יוצרות מערכת כפולה, שבה שתיהן נעות סביב מרכז מסה הנמצא ביניהן.
כאשר אחת הגלקסיות גדולה בצורה ניכרת מהאחרת, הגדולה היא ה"ראשית" והקטנה יותר היא גלקסיית הלוויין שלה, מרכז המסה של המערכת נמצא קרוב למרכזה של הגדולה יותר.
גלקסיות לווייניות עשויות להיווצר כתוצאה מהתנגשות של שתי גלקסיות שהסתובבו אחת סביב השנייה והתמזגו.
במהלך ההתמזגות נוצרה גלקסיה גדולה, ובזמן היווצרותה הועף חומר משתי הגלקסיות והתחיל להסתובב סביב הגלקסיה הממוזגת.
גלקסיות לווייניות של שביל החלב
לשביל החלב יש כמה גלקסיות לוויין, הגדולה ביותר היא ענן מגלן הגדול.
הגלקסיה נמצאת במרחק של כ- 163,000 שנות אור מאיתנו ובעלת מסה של כ-0.1 ממסת שביל החלב.
בשונה מגלקסיית שביל החלב, גלקסיה זו היא גלקסיה לא-סדורה.
במונחים של מרחק, יש שני מתמודדים לגלקסיית הלוויין הקרובה ביותר אל שביל החלב:
גלקסיית קשת האליפסואידית הננסית נמצאת במרחק של כ-88,000 שנות אור ממערכת השמש וכ-50,000 שנות אור ממרכז שביל החלב.
אזור עשיר בכוכבים שנמצא בקבוצת כלב גדול נמצא במרחק של כ-25,000 שנות אור בלבד ממרכז שביל החלב, אך לא ידוע אם מדובר בגלקסיה ננסית ממש או רק בחלק משביל החלב עצמו.
גלקסיית הראשן (נקראת גם UGC 10214 או Arp 188) היא גלקסיית מוט ספירלית אשר נמצאת במרחק של 420 מיליון שנות אור מכדור הארץ בקבוצת הכוכבים דרקון.
אחד המאפיינים הבולטים של הגלקסיה הוא קיומו של זנב אשר מוערך באורך של 280,000 שנות אור המורכב ממספר רב של כוכבים צעירים מסיביים אשר בוהקים בצביר כוכבים כחול.
זנב זה הדומה לזנב ראשן הוא שהעניק לגלקסיה את שמה.
גלקסיית המחוגה (נקראת גם ESO 97-G13) היא גלקסיה ספירלית אשר נמצאת בקבוצת הכוכבים מחוגה והיא אחת מהגלקסיות הקרובות ביותר לשביל החלב.
הגלקסיה נמצאת רק 4 מעלות מתחת למישור הגלקטי ומרוחקת 13 מיליון שנות אור משביל החלב.
הגלקסיה נמצאת תחת שינויים סוערים, כמו טבעות גז אשר נפלטות ממנה.
הטבעת החיצונית ביותר נמצאת במרחק של 700 שנות אור ממרכז הגלקסיה והטבעת הפנימית ביותר נמצאת במרחק של 130 שנות אור ממרכז הגלקסיה.
למרות שהגלקסיה ניתנת לצפייה בעזרת טלסקופ קטן, היא לא התגלתה עד שנת 1977, מכיוון שהיא נמצאת קרוב מאוד למישור הגלקטי של שביל החלב באזור שמוסתר על ידי אבק גלקטי מה שמקשה מאוד על הצפייה בה.
הגלקסיה מסווגת כגלקסיית סיפרט מסוג II והיא אחת הגלקסיות הפעילות הקרובות ביותר לגלקסיית שביל החלב, מה שהופך אותה ליעד למחקר בנושא של גלקסיות פעילות.
ככל הנראה הגלקסיה רחוקה מעט יותר מהגלקסיה קנטאור A ואינה שייכת לקבוצת קנטאור A.
בגלקסיית המחוגה התרחשה סופרנובה 1996cr אשר זוהתה רק אחרי יותר מעשור בצילום של טלסקופ החלל צ'נדרה.
גלקסיית המחוגה היא אחת מתוך 12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", האחרות הן מאפיי 1, מאפיי 2, IC 342, גלקסיית הפסל, M64, M81, M82, M83, M94, NGC 4945 וקנטאור A.
אנדרומדה VIII היא גלקסיה אשר התגלתה באוגוסט 2003.
הגלקסיה הנה גלקסיית לווין של גלקסיית אנדרומדה (הגלקסיה הגדולה הקרובה היותר לגלקסיית שביל החלב) ולא זוהתה במשך זמן רב עקב העובדה שהיא מפוזרת למדי.
הגלקסיה התגלתה לבסוף בעזרת מדידת הסחה לאדום של כוכבים מול גלקסיית אנדרומדה, מה שהראה שקיימות מהירויות שונות בין גלקסיית אנדרומדה VIII לגלקסיית אנדרומדה והן גלקסיות נפרדות.
מדידות נוספות שפורסמו בשנת 2006 מראות תוצאות שונות ומערערות על קיומה של אנדרומדה VIII כגלקסיה נפרדת מגלקסיית אנדרומדה.
גלקסיית גלגל הרוח (נקראת גם M101 מ-Messier 101, וכן NGC 5457) היא גלקסיה ספירלית הנמצאת במרחק של כ-21 מיליון שנות אור מכדור הארץ בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה.
זהו אחד מעצמי מסיה האחרונים שהוכנסו לקטלוג מסיה על ידי שארל מסיה, עצמו מעט לפני פרסום המהדורה השלישית שלו, והעצם האחרון שמסיה צפה בו לפני השלמת הקטלוג (M102 ו-M103 הוכנסו לקטלוג על פי הדיווח של פייר מאשן בלבד).
גלקסיית גלגל הרוח התגלתה ב-27 במרץ 1781 על ידי עוזרו של שארל מסיה, האסטרונום הצרפתי פייר מאשן, שדיווח על תגליתו למסיה.
מסיה צפה בה באותו לילה וצירף אותה לקטלוג מסיה, שהיה בשלבים האחרונים לפני פרסומו, תחת התיאור "ערפילית ללא כוכבים מאוד עמומה בין היד השמאלית של רועה הדובים והזנב של הדובה הגדולה.
ויליאם הרשל צפה בגלקסיה בשנת 1783 וציין שיש בחלקה הצפוני כוכב בהיר ומספר כוכבים חיוורים בחלקה הדרומי.
בתצפית נוספת בשנת 1789 הוא ציין שהיא בהירה מאוד ועם גרעין קטן המוקף בערפיליות נרחבת ושבשוליה יש שתי ערפיליות נוספות (NGC 5461 ו-NGC 5462 שכיום ידוע שאלו אזורי H II בזרוע של הגלקסיה).
ג'ון הרשל צפה בה בשנת 1831 ותיאר אותה כערפילית גדולה ועגולה שבהירותה גדלה משוליה לכיוון המרכז בהתחלה באופן הדרגתי ואחר כך בחדות.
בשנת 1851 פרסם ויליאם פרסונס רישום של הערפילית עם מספר זרועות ספירליות המקיפות אותה והיה הראשון לגלות את המבנה הספירלי שלה.
בשנת 1918 ביצע האסטרונום האמריקאי הבר קרטיס צילום ארוך חשיפה של מספר ערפיליות וביניהן גלקסיית גלגל הרוח.
הצילום הראה שהגלקסיה גדולה מאוד ומכילה מספר ערפיליות שזוהו מסביבה ומהוות למעשה אזורים צפופים יותר בזרועותיה (עצמים 5449, 5450, 5451, 5453, 5455, 5458, 5461 ו-5462 בקטלוג הכללי החדש).
עד היום נצפו בגלקסיית גלגל הרוח 4 סופרנובות: SN 1909A שסוגה אינו ידוע והגיע לדרגת בהירות 12, SN 1951H ו-SN 1970G שהיו סופרנובות מסוג II והגיעו בשיאן לדרגות בהירות 17.5 ו-11.5 בהתאמה, ו-SN 2011fe שהייתה סופרנובה מסוג Ia ושבהירותה הגיעה בשיאה לדרגה 10.
גלקסיית גלגל הרוח נמצאת כ-5.6 מעלות מצפון-צפון-מזרח לכוכב אלקאיד, כ-5.7 מעלות ממזרח-דרום-מזרח לאלקור וכ-4 מעלות מצפון מזרח לכוכב θ (תטא) ברועה דובים.
גלקסיית המערבולת נמצאת כ-8.8 מעלות מדרום-מערב לגלקסיית גלגל הרוח וגלקסיית החמניה נמצאת במרחק של כ-14.6 מעלות באותו הכיוון.
עם בהירות נראית מדרגה 7.8 ניתן להבחין בה בקלות באמצעות משקפת או באמצעות טלסקופ חובבים.
טלסקופ בינוני מספיק כדי להבחין במבנה הספירלי שלה, אך רק צילום ארוך חשיפה מאפשר לצפות במבנה המורכב והמרשים שלה שמשתרע על כמעט חצי מעלה - כגודלו של הירח המלא.
המרחק אל גלקסיית גלגל הרוח נמדד באמצעות זיהוי של מאות משתנים קפאידיים על ידי טלסקופ החלל האבל.
הבהירות המוחלטת שלהם חושבה ממחזורי ההשתנות של אורם ובאופן זה נקבע שהמרחק אל M100 הוא כ-21 מיליון שנות אור.
מישור הדיסקה של הגלקסיה כמעט ניצב לקו הראייה אליה כך שהיא נראית כמעט מעגלית עם קוטר זוויתי של כ-29 דקות קשת, השקול לקוטר של כ-175,000 שנות אור.
לגלקסיה מבנה מורכב וא-סימטרי של זרועות מתפצלות וזרועות משנה קצרות.
לזרועות צבע כחלחל המראה על נוכחות של כוכבים צעירים וחמים מאוד שנוצרו במאות מיליוני השנים האחרונות ויש בהן אזורים צפופים של מימן מיונן שבהם נוצרים צבירי כוכבים שנראים כמו גושים כחולים בתוך הזרועות.
חלק מהאזורים האלה נחשבו בעבר לעצמים נפרדים והוכנסו לקטלוג הכללי החדש עם מספרי NGC משלהם.
מסתה של גלקסיית גלגל הרוח מוערכת בכ- מסות שמש והיא מאירה בעוצמה של פי מעוצמת ההארה של השמש.
מסביב לגלקסיית גלגל הרוח נמצאות מספר גלקסיות קטנות יותר ועמומות יותר שמהוות קבוצת גלקסיות שנקראת על שמה קבוצת M101. רוב הגלקסיות עמומות מכדי להראות באמצעות ציוד חובבים, אך הבהירות שבהן, NGC 5474 ו-NGC 5585, הן עם דרגת בהירות 11 וניתנות לצפייה באמצעות טלסקופ חובבים.
חלק מהגלקסיות הקרובות הן למעשה גלקסיות לוויין של גלקסיית גלגל הרוח.
גלקסיית הַפַּסָּל, ידועה גם בתור NGC 253 או גלקסיית מטבע הדולר, היא גלקסיה ספירלית בקבוצת הכוכבים פסל.
גלקסיית הפסל עוברת שלב אינטנסיבי של יצירת כוכבים חדשים, בקצב גבוה בהרבה מהממוצע בגלקסיות ספירליות.
גלקסיית הפסל מהווה מטרה פופולרית בקרב אסטרונומים חובבים, בשל הקלות בה ניתן להבחין בענני האבק שבה.
גלקסיית הפסל היא הגלקסיה הגדולה והבהירה ביותר מבין הגלקסיות של קבוצת פסל שהיא קבוצת גלקסיות קטנה המכילה כ-13 גלקסיות.
התגלית הרשומה הראשונה היא של קרוליין הרשל, אחותו של האסטרונום המפורסם ויליאם הרשל, בשנת 1783. ויליאם הרשל צפה בה שנים רבות לאחר מכן ותיאר אותה כ"אובייקט יפיפה".
ב-1961 תיאר אותה אלן סנדייג' כך: "זהו המגדיר של סוג Sc, סוג מיוחד של גלקסיות, שמתאפיין במבנה של פסי אבק.
פסים ועננים מורכבים של אבק פזורים לכל השטח שנראה בצילומים.
הזרועות ניתנות להבחנה במעקב אחרי פסי האבק לא פחות מאשר המבנה הספירלי".
מיילס שגלקסיית הפסל היא מקור חזק של קרינת רדיו.
גלקסיית הפסל היא אובייקט פופולרי בשל היותה בהירה וקלה לאיתור, שנייה בכך רק לגלקסיית אנדרומדה.
כבר במשקפת ניתן להבחין בה בקלות, אך לא מתגלה מבנה מוגדר.
טלסקופים בינוניים (מעל ל-20 ס"מ קוטר) מראים מבנה ברור בתנאי תצפית טובים.
בפס האבק המרכזי ניתן להבחין בטלסקופים של 25 ס"מ ומעלה.
איתור הגלקסיה קל בזכות היותה כ-7.3 מעלות מדרום לכוכב הבולט דנב קאיטוס.
כ-4.5 מעלות מצפון לה נמצאת הגלקסיה הספירלית NGC 247 שגם כן שייכת לקבוצת פסל.
יצירת הכוכבים האינטנסיבית יצרה כמה צבירי כוכבים ענקיים.
הגדול שבהם מכיל מאסה של יותר מ-10 מיליון מסות שמש, ובו ריכוז גדול של כוכבי וולף-ראייה.
הגיל הממוצע של כוכביו מוערך ב-6 מיליון שנים בלבד.
צביר נוסף ליד מרכז הגלקסיה בעל מאסה של למעלה ממיליון מסות שמש, ושניים שמסתם לפחות 50,000 מסות שמש.
בפינה הצפון-מזרחית של הגלקסיה הובחן ענן מימן מולקולרי ומספר גדול של כוכבים חדשים, מה שמרמז שארעה שם התנגשות גלקסיות עם גלקסיה ננסית לפני כ-200 מיליון שנים, שחוללה את יצירת כוכבים בהתנגשות ענני מימן מולקולרי.
כמו בגלקסיות נוספות שבהן מתחוללת יצירה אינטנסיבית של כוכבים, רוחות קרינה מהכוכבים החדשים בצירוף אירועי סופרנובה תדירים גרמה לפיזור אבק וגז מהגלקסיה עצמה להילה הסובבת אותה.
אובדן חומר זה צפוי לגרום לירידה חדה בקצב יצירת כוכבים.
מסתה הנראית של גלקסיית הפסל היא כ- מסות שמש, אך מתנועה הגלקסיות האחרות בקבוצה מסביבה, ניתן להעריך שמסתה המלאה היא בערך פי 15 מכך.
אורכה הזוויתי הוא כ-27.5 דקות קשת שממרחק של כ-10.5 מיליון שנות אור, שקול לקוטר של כ-83,000 שנות אור.
מתנועה החומר סביב הליבה של גלקסיית הפסל, נראה שקיים בתוכה חור שחור על-מאסיבי שמסתו ככל הנראה כ-5 מיליון מסות שמש.
גלקסיה ננסית שקוטלגה NGC 253-dw2 הובחנה בסמוך, וככל הנראה תתנגש בעתיד ותסופח לגלקסיית הפסל.
גלקסיית הפסל היא אחת מתוך 12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", האחרות הן מאפיי 1, מאפיי 2, IC 342, גלקסיית המחוגה, M64, M81, M82, M83, M94, NGC 4945 וקנטאור A.
גלקסיית אריה A, נקראת גם גלקסיית אריה III, היא גלקסיה לא-סדורה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים אריה במרחק של כ-2.6 מיליון שנות אור ממערכת השמש והיא אחת הגלקסיות הבודדות ביותר בקבוצה המקומית, כאשר לא נראה שיש בסביבתה גלקסיה אחרת.
הגלקסיה התגלתה בשנת 1940 על ידי פריץ צוויקי בצילומים של מצפה הכוכבים פאלומר.
והיא נראית כאזור עשיר מאוד בכוכבים עם בהירות נראית מדרגה 13.2, אך צפיפות הכוכבים שבה היא נמוכה מספיק כדי שיהיה ניתן להבחין דרכה בגלקסיות רחוקות יותר הנמצאות הרבה מעבר לה.
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-5.1 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של כ-3,860 שנות אור.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כחצי אלפית ממסת שביל החלב, אך מסת הכוכבים הנראים שבה היא רק כ- מסות שמש, ונראה שהיא מורכבת ברובה מחומר אפל שטיבו אינו ידוע.
עוצמת ההארה הכוללת שלה היא פי 3 מיליון מעוצמת ההארה של השמש והמתכתיות של כוכבי הגלקסיה היא כ-4% בלבד מזאת של השמש.
הגלקסיה היא ייחודית בין הגלקסיות הננסיות של הקבוצה המקומית בכך שאין לה אינטראקציה עם גלקסיות אחרות ובכך שאוכלוסיית הכוכבים שבה צעירה יחסית, כ-90% מכוכבי הגלקסיה הם בני פחות מ-8 מיליארד שנים.
כמו כן נראה שאת הגלקסיה מקיף אזור H I גדול שמשתרע למרחק של פי 3 מגודלה הנראה של הגלקסיה, ובנוסף יש בה אזורי H II ובהם מספר על-ענקים כחולים שגילם צעיר במיוחד.
תופעות אלה נדירות מאוד בקרב הגלקסיות הננסיות שברובן כמעט אין בכלל מימן נייטרלי וכמעט שאין בהן כוכבים צעירים ומאסיביים.
גלקסיית ברנרד, נקראת גם NGC 6822, היא גלקסיה לא-סדורה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים קשת במרחק של כ-1.5 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצה המקומית.
הגלקסיה התגלתה ב-17 באוגוסט 1884 על ידי אדוארד ברנרד שתיאר אותה כערפילית חלשה מאוד וסמוכה לערפילית הפלנטרית GC 4510, שהתגלתה כ-100 שנים קודם לכן על ידי ויליאם הרשל (הוכנסה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 6818).
כשנה מאוחר יותר הוא צפה בה שוב וציין שהיא נראית לו גדולה וצפופה יותר ושיער שבהירותה גדלה, שכן היא ו-NGC 6818 קרובות זו לזו ובעלות בהירות דומה כך שלא סביר שב-100 השנים שחלפו מאז גילויה של NGC 6818 אף אחד לא שם לב לערפילית נוספת שנמצאת בסמוך.
ג'ון דרייר תיאר אותה כ"חלשה מאוד, גדולה, מאורכת וללא צורה מסודרת" והכניס אותה לקטלוג הכללי החדש תחת הציון NGC 6822. בשנת 1925 אדווין האבל ערך סקירה של הערפילית ושל ערפיליות קטנות שבסביבתה וניתח את הצורה ואת הספקטרום של הכוכבים ושל הערפיליות.
הוא זיהה משתנים קפאידיים בגלקסיה עצמה וצבירים כדוריים וערפיליות פליטה בסביבתה והסיק שמדובר בגלקסיה מהסוג של ענני מגלן, אך קטנה יותר ורחוקה יותר מהם.
הגלקסיה נמצאת כ-40 דקות קשת מדרום-דרום-מזרח ל-NGC 6818 בחלקה הצפון-מזרחי של קבוצת קשת, כ-9 מעלות ממערב לכוכב β בגדי.
כ-4.5 מעלות מדרום-מערב לה נמצאת גלקסיית קשת הלא סדורה הננסית, שלמרות המרחק הזוויתי הקטן ביניהן, מרחקה משביל החלב כפול.
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-15.5 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של כ-6,750 שנות אור.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כאחוז ממסת שביל החלב, אך מסת הכוכבים הנראים שבה היא רק כ- מסות שמש, כך שלפחות 90% ממסתה היא חומר אפל שטיבו אינו ידוע.
עוצמת ההארה הכוללת שלה היא פי מעוצמת ההארה של השמש והמתכתיות של כוכבי הגלקסיה היא כ-30% מזאת של השמש.
נראה שבעבר הייתה לגלקסיה צורה יותר סדורה והיא כללה מוט מרכזי, ולכן הסיווג המורפולוגי שלה הוא IB(s)m, כלומר גלקסיה לא סדורה עם מוט, ללא טבעת מהסוג של ענני מגלן.
סביב הגלקסיה ניתן להבחין במספר ערפיליות, והאבל בסקירתו משנת 1925 ציין עשר מהן: חמש ערפיליות פליטה שהן למעשה אזורי H II שבהן מתרחשת יצירה של כוכבים חדשים וחמישה צבירים כדוריים המקיפים את הגלקסיה.
במאה ה-21 התגלו עוד מספר צבירים כדוריים סביב הגלקסיה כך שמספרם הוא לפחות שמונה, ובאמצעות מדידת מהירות התנועה שלהם סביב הגלקסיה ניתן היה להעריך את מסתה הכוללת.
אחת מערפיליות הפליטה היא בצורת טבעת, אך לא מדובר בערפילית פלנטרית מהסוג של ערפילית הטבעת שבשביל החלב ובסמוך אליה יש ערפילית פליטה נוספת שזכתה לכינוי "ערפילית הבועה".
גלקסיית ווֹלְף-לוּנְדְמָרְק-מֶלוֹט (נקראת גם בקיצור בראשי תיבות גלקסיית WLM) היא גלקסיה לא-סדורה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים לווייתן במרחק של כ-3 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצה המקומית.
הגלקסיה התגלתה ב-15 באוקטובר 1909 על ידי האסטרונום מקס וולף, שתיאר אותה כערפילית מוארכת בעלת מספר "ליבות".
בשנת 1926 ציינו האסטרונומים קנוט לונדמרק ופיליברט ז'אק מלוט רשימה של ערפיליות שנמצאו בצילומים של שמי הלילה ושלפי מיטב ידיעתם לא מופיעות בשום קטלוג.
ביניהן הייתה גם הערפילית שגילה וולף, שתוארה על ידי מלוט כדומה לערפילית ברנרד, שאז כבר היה ידוע שהיא גלקסיה.
הגלקסיה נמצאת כ-7 מעלות מדרום-מערב לגלקסיית לווייתן הננסית, שהיא הגלקסיה הקרובה ביותר אליה, אך המרחק ביניהן הוא כ-850,000 שנות אור, כך שגלקסיית וולף-לונדמרק-מלוט היא אחת הגלקסיות המבודדות ביותר בקבוצה המקומית.
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-11.5 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של למעלה מ-10,000 שנות אור, כך שהיא אחת מהגלקסיות הננסיות הגדולות בקבוצה המקומית.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כאחוז ממסת שביל החלב, אך מסת הכוכבים הנראים שבה היא רק כ- מסות שמש, כך שכ-98% ממסת הגלקסיה מורכבת מחומר אפל שטיבו אינו ידוע.
המתכתיות של כוכבי הגלקסיה אינה אחידה ונראה שיש בה אוכלוסיות כוכבים שונות.
כוכבי הגלקסיה הזקנים ביותר הם בני כ-12 מיליארד ומחצית מכוכבי הגלקסיה נוצרו עד לפני 9 מיליארד שנים ולהם מתכתיות נמוכה של כחצי אחוז מזו של השמש.
לאחר מכן חלה ירידה ניכרת ביצירה של כוכבים חדשים, אך קצב היצירה שלהם עלה שוב לפני כמיליארד שנים ויש בגלקסיה אוכלוסייה צעירה יחסית של כוכבים שלהם מתכתיות גבוהה יותר של כ-8 אחוז מזו של השמש, אך עדיין נמוכה בהרבה ביחס למתכתיות של כוכבי שביל החלב.
את הגלקסיה מקיף צביר כדורי בודד שלו בהירות נראית מדרגה 16 ועוצמת הארה של פי 340,000 מעוצמת ההארה של השמש.
נראה שהמתכתיות של כוכבי הצביר נמוכה מהמתכתיות הממוצעת של הגלקסיה ועומדת על 2%-3% מהמתכתיות של השמש.
גלקסיית אנדרומדה I, היא גלקסיה אליפסואידית ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים אנדרומדה במרחק של כ-2.4 מיליון שנות אור ממערכת השמש והיא גלקסיית לוויין של גלקסיית אנדרומדה (M31).
לגלקסיה בהירות נראית מדרגה 12.7 והיא התגלתה בשנת 1972, יחד עם גלקסיית אנדרומדה II וגלקסיית אנדרומדה III על ידי סידני ון דר ברג, שחיפש גלקסיות לווייניות של גלקסיית אנדרומדה בתמונות שצולמו על ידי טלסקופ שמידט במצפה הכוכבים פאלומר בשנים 1970-1971.
הגלקסיה נמצאת כ-3.2 מעלות מדרום למרכז גלקסיית אנדרומדה וכ-2.8 מעלות ממערב לכוכב μ (מו) באנדרומדה.
גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-4 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של כ-2,800 שנות אור.
מסתה מוערכת בכ- מסות שמש, כרבע אלפית ממסת שביל החלב, אך מסת הכוכבים הנראים שבה היא רק כ- מסות שמש, ונראה שהיא מורכבת ברובה מחומר אפל שטיבו אינו ידוע.
עוצמת ההארה הכוללת שלה היא פי 4.5 מיליון מעוצמת ההארה של השמש והמתכתיות של כוכבי הגלקסיה היא כ-3.5% בלבד מהמתכתיות של השמש, כך שכוכבי הגלקסיה הם זקנים יחסית לכוכבים של שביל החלב או של גלקסיית אנדרומדה.