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科德韦尔深空天体表（Caldwell Catalogue），是一个包含109个比较明亮的星团、星云和星系的天文星表。这个星表由英国天文科普作家、业余观测者、电视节目主持人帕特里克·科德韦尔·穆尔（Patrick Caldwell-Moore）编集，提供一些天文爱好者可以观测的深空目标，是梅西耶星团星云列表的重要补充。并于1995年12月将星表发表在天空与望远镜杂志上。科德韦尔深空天体表受到天文爱好者的欢迎，由于穆尔的第一个字母和梅西耶的第一个字母同为M，所以穆尔采用他名字中的Caldwell而不是习惯上用的Moore来命名这个深空天体表，并用Caldwell的第一个字母C来标记星表中的天体。  C 11，气泡星云（Bubble Nebula），也称为NGC 7635星云， 沙普利斯（Sharpless）162或科德韦尔11（Caldwell 11）星云，位于仙后座，王良一（仙后座β）恒星西北，腾蛇增十四（仙后座4）恒星南侧，坐标：23小时20分45.0秒，赤纬+61°12′42.0″。距离地球11,000光年（3,400秒差距），是一个直径约10光年的星云，位于Messier 52疏散星团附近的一个电离氢区的发射星云，看起来像一个泡泡。直径10光年的“气泡”，是由中心年轻的恒星SAO 20575（BD + 60°2522）产生巨大的热量，以超过1,700公里 /秒的速度产生的恒星风形成。这个星云靠近一个巨大的分子云，它包含着泡状星云的膨胀，同时它被热的中心恒星激发，使它发光。于1787年11月3日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现。视星等+8.7，由中央年轻高温恒星SAO 20575（BD+60 2522）创造的，NGC 7635星云质量大约是15±5个太阳质量（M☉），这个气泡靠近巨大的分子云，当它本身被中心的恒星激发时，包含了这个膨胀的气泡星云，并造成了它的成长。中心的SAO 20575或BD+602522恒星的质量约为太阳质量的44倍，表面温度约35,000开尔文（绝对温度K）。         气泡星云  气泡星云，天文学家肯·克劳福德（Ken Crawford）的引人注目的视图，将通过氢α滤镜的长时间曝光与彩色图像结合在一起，揭示了这个宇宙气泡及其环境的复杂细节。尽管看起来很细腻，但直径10光年的气泡提供了星云过程中暴力的证据。在泡泡中心的左上方，是一颗明亮的炽热星，嵌入星尘般的蓝色色调，具有尘埃反射星光的特征。强烈的恒星风和来自恒星的强烈辐射（质量可能是太阳的质量的10到20倍），已经爆炸了炽热的气体结构，与周围分子云中的稠密物质发生了爆炸。  C 12，NGC 6946，科德韦尔12（Caldwell 12），也称为Arp 29，IRAS 20338 + 5958，MCG 10-29-6，PGC 65001和UGC 11597，又被称为焰火星系（烟花星系Fireworks Galaxy），是一个漩涡星系，位于仙王座和天鹅座交界处，天钩四（仙王座η）恒星西南面，坐标：赤经20时34分 52.3秒，赤纬+60°09′14″。距离地球约2250万光年，视星等+9.6，星系直径约为75,000光年。NGC 6946因为紧挨着银道面，因此受到银河系的星际物质严重的遮蔽，该星系的星际物质被遮挡，它包含的恒星大约是银河系的一半。于1798年9月9日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现。 在NGC 6946这个星系中已经发现了10颗超新星：SN 1917A（1917年7月19日爆发，由乔治·威尔斯·里奇发现，最亮星等为14.6）、SN 1939C（由瑞士天文学家弗里茨·兹威基Fritz Zwicky于1939年7月17日发现，它的赤经为20时34分23.0秒，赤纬+60°09′37.3″，最亮时达到13.0等）、SN 1948B、SN 1968D、SN 1969P、SN 1980K、SN 2002hh、SN 2004et、SN 2008S、和SN 2017eaw。这使得它成为在100年内，这种类型事件最多产的已知星系。相比之下，银河系的恒星数量是NGC 6946的2倍，每个世纪却只有一颗超新星的事件。它还拥有一颗失败的超新星，形成潜在黑洞的N6946-BH1。尤其在2009年，星系NGC 6946内的一颗明亮恒星在几个月内爆发，变得超过太阳的一百万倍。此后不久，它似乎消失了。 NGC 6946星系 钱德拉X射线望远镜拍摄的NGC 6946 利物浦望远镜拍摄的NGC 6946图像 N6946-BH1，是一个位于星系NGC 6946内已消失的红超巨星，该恒星质量为太阳的25倍，距离地球约2000万光年。2009年3至5月期间，N6946-BH1的光度增加到太阳亮度的200,000 至1,000,000倍，但在2015年时已无法在可见光波段观测到它。目前在近红外与中红外线波段仍可看到该恒星，但它的亮度正与时间成比例的下降。N6946-BH1的亮度并不足以被视为超新星，而被认为是失败超新星。N6946-BH1在天球上的座标是20时35分27.56秒，赤纬+60°08′8.29″。2015年7月2日时它的亮度在不同波长下降至最低水平。N6946-BH1在光学爆发之前的亮度大约是太阳的10万倍，光学爆发后它的可见光波段亮度下降到无法被观测，但在红外线部分则减退为太阳的5千倍。对此现象的其中一个解释是N6946-BH1的核心已经塌缩形成黑洞。塌缩中的物质产生微中子爆发现象使恒星质量有一定比例的下降，微中子爆发产生冲击波冲破恒星外层使其亮度更高。恒星以超新星形式死亡似乎不是以太阳质量18倍为下限，并且大质量恒星的形成率似乎高于超新星的发生率。因此天文学家怀疑这些大质量恒星在死亡时有其他现象发生，而失败超新星和黑洞的形成是其中一项解释。如果N6946-BH1的现象反映了黑洞的形成，这可能就是首次观测到黑洞的形成。 N6946-BH1，来自美国宇航局哈勃太空望远镜的可见光和近红外照片显示了巨大的恒星N6946-BH1发生内爆并形成黑洞而消失了。左图显示的是恒星，它是2007年太阳质量的25倍。2009年，恒星的亮度猛增，使其发光强度比太阳高了100万倍，持续了几个月。但是从2015年的右图可以看出，它似乎消失了。从恒星所在的位置检测到少量的红外光。辐射可能来自碎屑掉落到黑洞上。黑洞位于螺旋星系NGC 6946中，距地球2200万光年。 C 13，NGC 457，或称为猫头鹰星团（Owl Cluster）、ET星团（ET Cluster）、科德韦尔13（Caldwell 13），是位于仙后座的疏散星团，阁道四（仙后座μ）恒星北面，玉良三（仙后座η）恒星东面，阁道增三（仙后座φ）恒星西侧，赤经01时19分32.6秒，赤纬+58°17′27″，视星等6.4，距离太阳约7,922光年（2,429秒差距）。它的年龄约2100万年。1787年10月18日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现。业余天文学界常称该星团为“猫头鹰星团”、“克奇纳木偶星团”、“ET星团”（外观类似电影E.T.外星人中的外星人角色）、“滑雪星团”。 NGC 457有两颗较亮的恒星，分别是视星等5等的仙后座φ-1和7等的φ-2。该星团大约有150颗视星等12到15等的恒星。 C 13，NGC 457疏散星团 C 14，是一个双星团，也称为科德韦尔14，是裸眼可见的疏散星团NGC 869和 NGC 884。经常被错误的称为英仙座h和大陵增一（英仙座χ），其实英仙座h是邻近的一颗恒星，而大陵增一（英仙座χ）就是这两个星团的合称。位于英仙座内，大陵一（英仙座i）恒星北面，两星团靠得很近，它们仅相隔几百光年。NGC 869和NGC 884 两者至地球的距离都是7,600光年（2300 秒差距），但最近的估计是大约10,000光年。赤经2时20秒，赤纬57°08′，视星等3.7和3.8。NGC 869的质量约为3,700太阳质量，而NGC 884的质量大约是2,800太阳质量；然而后来的研究显示这两个星团有很多的晕星环绕着，所以它们的总质量至少是20,000太阳质量。依据对个别恒星的研究，这两个星团相对来说都很年轻，年龄大约最多只有1,280万年。NGC 869年龄约500万年到1400万年，而NGC 884年龄约300万年到约1000万年。相较之下，昴宿星团的年龄估计是7,500万至15,000万年。这两个星团各自都有300颗以上的蓝白色超巨星（非常炽热，非常明亮的上部主要序列恒星），它们发出大量的UV和X辐射以及可见光，并且由于较暗的恒星通常比明亮的多得多其中，每个星团（包括较暗的恒星）的总数达到数千甚至数万。尽管这些星团中最炽热，最明亮的恒星比太阳年轻数百倍，但它们的生命已接近尾声，而最大的恒星已经变成红色巨人，这是恒星“生命”的最后阶段。这两个星团都有蓝移，NGC 869以39公里/秒接近地球；NGC 884也以相似的速度，38公里/秒朝向地球接近。星团中最热主序星的光谱类型是B0。早在公元前130年，希腊天文学家西帕丘斯（Hipparchus）就记录了这两个星团（英仙座内的光斑）。然而，双星团的真实性质在望远镜发明之后好几个世纪才被发现。在19世纪初期，德国-英国天文学家威廉·赫歇尔首度辨识出这个天体是分离的两个星团。 这个双星团是业余天文学家喜爱的目标，经常会使用小型望远镜观察或拍摄。它很容易找到，以裸眼就可以在英仙座和仙后座之间看见，在冬季的银河中间就像是一个明亮的光斑。在小望远镜中，这个星团在富含恒星的星野中呈现出美丽的亮星集团。星团中主要的亮星呈现蓝色，但有几颗橙色的恒星夹杂其中，增添了视觉上的感受。有时称它为英仙座h，但这个名称也可能是指附近某一颗较昏暗的恒星 双星团，NGC 869（右）和NGC 884（左） 双星团 NGC 869，是位于英仙座的一个疏散星团，一个疏散星团，视星等3.7，距离地球7,600光年（2,300秒差距），年龄可能有1,300万年。早在公元前130年，希腊天文学家西帕丘斯（Hipparchus）就记录了这两个星团，意大利天文学家乔瓦尼·霍迪纳（Giovanni Hodierna）也在1654年之前观察到，在19世纪初期，德国-英国天文学家威廉·赫歇尔首度辨识出这个天体是分离的两个星团。大陵一（英仙座i）恒星北面，赤经02时19分02秒，赤纬+57°09′05″。它和位于英仙座 OB1星协最西边的疏散星团NGC 884合称为双星团。这两个星团相距只有数百光年，在物理上有会相互影响。这个双星团是业余天文学家喜爱的目标，经常会使用小型望远镜观察或拍摄。它很容易找到，以裸眼就可以在英仙座和仙后座之间看见，在冬季的银河中间就像是一个明亮的光斑。在小望远镜中，这个星团在富含恒星的星野中呈现出美丽的亮星集团。星团中主要的亮星呈现蓝色，但有几颗橙色的恒星夹杂其中，增添了视觉上的感受。 NGC 869（右）和NGC 884（左） NGC 884，是英仙座的一个疏散星团，它和邻近的疏散星团NGC 869合称为双星团。也就是大陵增一（英仙座χ），赤经2时22分18秒，赤纬57°07′48″。视星等6.1。 C 15，眨眼星云（Blink），或NGC 6826星云，也称为考德威尔15（Caldwell 15）星云，是位于天鹅座西北的行星状星云，奚仲三（天鹅座θ）恒星东北，坐标：19小时44分48.2秒，赤纬+50°31′30.3″。距离地球约2000光年，其半径0.22 x 0.20光年，视星等（V）8.8。由于眼睛两侧有两个红点，通常被称为“闪烁星云”。 当使用小望远镜直接观看时，受到包围的星云遮蔽，中央恒星的亮度会被替换掉。这个星云的一大特色是在两个都有明亮的瓣，这被称为快速低电流辐射区。星云的年龄估计为1万年，于1793年9月6日由英国天文学家约翰·赫歇尔发现。 眨眼星云 C 16，NGC 7243，也称为科德韦尔16，是在蝎虎座的一个疏散星团和科德韦尔天体。它的亮度+6.4等，座标位置为赤经22时15分8.5秒，赤纬+49°53′51″。是在双星的蝎虎座α（腾蛇一）、蝎虎座4（腾蛇二）和行星状星云IC 5217西南。距离地球大约2,800光年，估计年龄为一亿年，成员主要是蓝色和白色的恒星。1788年9月26日由德裔英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。 NGC 7243疏散星团 NGC 7243疏散星团 IC 5217（无图像），一个行星状星云，苏格兰裔美国天文学家威廉妮娜·帕顿·史蒂文斯·弗莱明（Williamina Paton Stevens Fleming，1857年5月15日至1911年5月21日）于1904发现，视星等11.3级，腾蛇一（蝎虎座α）恒星西面，腾蛇二（蝎虎座4）恒星北面，赤经22时23分55.7秒，赤纬+50°58′03″。 C 17，NGC 147，或UGC 326，MCG 8-2-5，DDO 3，是仙后座的一个矮椭球星系，也是仙女座星系的卫星星系之一。视星等为9.4，它以195公里 /秒的速度接近地球，距离地球估计范围为190万到250万光年，最大尺寸大约8000光年。阁道增一（仙后座π）恒星南面，赤经为00时33分12.2秒，赤纬为48°30′32″。在1829年9月8日有英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）发现。它与仙女座星系（M 31）约7.5度的分离，可能距离它更大的仙女座星系约30万光年（与银河系和麦哲伦星系之间的距离大致相同）。 NGC 147星系 NGC 147星系附近天空 C 18，NGC 185，或UGC 396，MCG 8-2-10，ZWG 550.9，是仙后座的一个矮椭圆星系或球状星系，也是仙女座星系的卫星星系之一。视星等9.3级。1787年11月30日由德籍英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。阁道增一（仙后座π）恒星南面，赤经00时38分57.6秒，赤纬48°20′15″。 NGC 185星系 NGC 185星系位置 C 19，IC 5146，又称茧状星云（Cocoon Nebula），称为科德韦尔19（Caldwell 19），Sh 2-125，是天鹅座中的弥漫星云和科德韦尔天体，IC 5146特别是指星云中的星团和Sh2-125，它的视星等亮度是+10.0/+9.3/+7.2。近蝎虎座，邻近西北肉眼可以看见的腾蛇三（天鹅座π2）、东侧是蝎虎座的疏散星团NGC 7209，和西面明亮的疏散星团M39。车府四（天鹅座ρ）恒星东部，坐标：21小时53分28.7秒，赤纬+47°16′1″。视星等9.5，这个星云距离地球大约4,000光年远，中心的恒星大约是在10万年前形成的；星云的视直径大约12弧分，实际直径相当于15光年。依照观看IC 5146的经验，暗星云巴纳德168（B168）是一个不可分割的目标，它形成一条暗带环绕着星团，并且投影在西方拖曳在茧星云的后方。星云中由一个名为碰撞（Collinder）470的年轻疏散星团，其视星等为7.2，估计年龄为几十万年。该星云中最大的恒星是BD +46 3474，估计是太阳质量的14±4倍。美国天文学家爱德华·巴纳德（Edward Emerson Barnard）在1893年10月11日拍摄了这个星云，1894年7月28日由德国天文学家马克斯·沃尔夫（Max Wolf）独立发现。 IC 5146星云 C 20，北美星云（North America Nebula），或NGC 7000或Caldwell 20（考威尔20），是天鹅座中的一个反射星云，也是天鹅座内最亮的一颗星。天鹅座最亮的恒星天津四（天鹅座α）东侧，坐标：20小时58分47.0秒，赤纬+44°19′48″。星云的显着形状类似于北美洲大陆东部沿海地区和墨西哥湾地区，故称为“北美星云”。距离地球约2,200±100光年（675±30秒差距），直径为100光年。北美星云非常巨大，在天空中涵盖面积超过10个满月的大小，但是他的表面亮度非常低，所以不能以裸眼看见。用双筒望远镜和广视野望远镜，在非常黑暗的夜空下，可以看出是雾状的光斑。不过，在黑暗的夜空环境下，也可以用肉眼看见。由英国天文学家威廉·赫歇尔于1786年10月24日或1833年由他的儿子约翰·赫歇尔发现的。北美星云和邻近的鹈鹕星云（IC 5070）实际上都只是同一个电离氢区（H II region）构成的星际云的一部分，横亘在地球和这个复杂的星云之间的星际尘埃吸收掉了来自后方的恒星和星云的光，造成了我们所看见的形状。这个星云的确实距离还不得而知，也不知道是否这颗恒星使氢游离而发光。如果如同一些资料所认为的，是天津四这颗恒星使这团云气游离，这团复杂的星云距离将大约是1,800光年，而他的实际大小大将约是100光年（在天空中的视直径约6°）。 北美星云 北美星云和鹈鹕星云 北美星云中密集的气体和尘埃柱，位于21时00分30秒，赤纬+ 43°52″。这些巨大的气体柱是许多星云的共同特征，它们内部的物质通常密度很高，足以坍塌形成恒星。这个气体长达7光年，可以在其中容纳100亿亿个地球大小的行星。 北美星云的外观变化，可见光视图（左上方）显示出与北美大陆的惊人相似之处。该图像极出了北美东部沿海地区和墨西哥湾地区。右边的红色区域在可见光下类似于鹈鹕，因此被称为“鹈鹕星云”。右上方的视图包括可见和红外观测。现在，由北美星云和鹈鹕星云组成的热气呈现出鲜艳的蓝色，而红色则显示出红外光。漆黑的尘埃特征开始在红外视图中发光。在下面的两幅图像中，仅显示了来自斯皮策太空望远镜的红外阵列相机的数据在左侧，红外阵列相机和多波段成像光度计的数据都在较长的波长上。对这些图片看起来有所不同，部分是因为红外光可以穿透灰尘，而可见光则不能。在斯皮策的视野中，可见图像中的尘土飞扬的乌云变得透明。此外，斯皮策红外探测器还可以捕捉到包裹着婴儿恒星的尘土飞扬的茧的光芒。 北美星云位置 鹈鹕星云（Pelican Nebula），也称为IC 5070和IC 5067 ，位于天鹅座中，天津四（天鹅座α）东侧，坐标：20小时50分48.0秒，赤纬+44°20′60″。在北美星云相关的电氢云区域。是个反射星云，它的气体扭曲与鹈鹕有相似之处，因而得名。鹈鹕星云位于天津四（天鹅座α）附近，与其较为突出的邻居北美星云（NGC 7000）分开，占有很大面积，被一片充满黑暗尘埃的分子云与北美星云分隔。距离地球大约1,900光年的距离，直径跨度为15光年，视星等8.0。由法国天文学家查尔斯·约瑟夫·艾蒂安·沃尔夫（Charles Joseph Étienne）（1827年11月9日 - 1918年7月4日）于1891年6月1日发现的。因为具有特别活跃的恒星形成和气体演化的混合，因此对鹈鹕星云有很多的研究。来自年轻恒星充满活力的光，使冷的气体慢慢转化变热，并导致电离的波前逐渐向外推进，但特别浓密的丝状冷气体依然存在。从现在起的数百万年后，这个星云将不再是现在所认识的鹈鹕星云，恒星和气体的平衡将展现出与现在完全不同的外观。 鹈鹕星云 鹈鹕星云和北美星云 鹈鹕星云（右）和北美星云（左） 鹈鹕星云（中）和北美星云（左） 鹈鹕星云位置 鹈鹕星云位置 |
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