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科德韦尔天体（C 62——C 70） 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。  C62，NGC 247，PGC 2758，科德韦尔62，是鲸鱼座的一个中间旋涡星系（虽然有时候被分类为矮螺旋星系）。土司空（鲸鱼座β）恒星南面，赤经00时 47分08.5秒，赤纬-20°45′37″，视星等9.9，星系横跨约7万光年。基于155公里 /秒的后退速度，距离地球约1110万光年，该星系与地球的距离于2011年确定，先前该星系被认为距离地球1220万光年，在最近的观测中被判定为错误值。NGC 247是玉夫座星系群的成员星系。NGC 247的一侧盘面有一个不寻常大范围的空洞；该空洞内有较年老的色泽偏红恒星，但无色泽偏蓝的年轻恒星。NGC 247是其中一个和玉夫座星系（NGC 253或科德韦尔65）有重力交互作用的星系。NGC 247与NGC 253等星系共同组成了玉夫座星系群的小范围核心区域。而玉夫座星系群的大部分成员星系和星系群核心间的重力相当微弱。德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）在1784年10月20日发现。英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）在1830年9月16日也观察到。    C62，NGC 247星系  C63，上帝之眼星云（Eye of God），科德韦尔63，或螺旋星云（Helix Nebula），NGC 7293星云，PK 36-57.1星云，位于宝瓶座，靠近南鱼座，羽林军十一（宝瓶座υ）恒星西侧，坐标：22小时29分38.5秒，赤纬-20°50′13.6″。是银河系的一个行星状星云，形状像长椭球体。它与人眼的相似为它赢得了“上帝之眼”的绰号。它就像是两个交织在一起的戒指，而在2003年的电影魔戒三部曲风靡全球之后，在网络上就被称为索伦之眼。由德国天文学家卡尔·路德维希·哈丁（Karl Ludwig Harding）（1765年9月29日-1834年8月31日）于1824年发现。距离地球约695光年，是最接近地球的行星状星云之一。视星等（V）+7.3，半径2.5光年，直径大约是5.1光年，它是距我们最近的行星状星云之一。螺旋星云是像太阳这样的恒星在结束生命后成为行星状星云的一个例子。从地球的位置，观看被抛射出去的气体在这个星云的外围，好似望穿透过一个螺旋结构。在残骸中心是恒星的核心，注定要成为一颗白矮星，发出的强光将照亮之前喷发出去的气体并激发出萤光。年龄估计为10,600年，温度范围为1800开尔文（绝对温度K），这个星云有一个内在的圆盘，直径8′ 19″（0.52秒差距），一个外面的凸起，直径是12′ 22″（0.77秒差距），和一个最外层的圆环直径25′（ 1.76秒差距），最外层的圆环因为与星际物质碰撞而有一边是平的。估计这个行星状星云的内环已经膨胀了6,500年，外环则已经膨胀了12,100年，膨胀速度分别是40公里/秒和32公里/秒。主要的环中含有许多朦胧的节点，在许多近距离的行星状星云中都观察到这样的现象。       上帝之眼星云 上帝之眼星云位置
C64，NGC 2362，科德韦尔64，是位于大犬座的疏散星团。它在1654年之前就已经被意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯特·霍迪尔纳（Giovanni Battista Hodierna）首先观测到。德国-英国天文学家威廉·赫歇尔在1783年3月4日也观测到。弧矢一（大犬座δ）恒星东北，赤经07时18分42.5秒，赤纬–24°57′15″。视星等3.8级。在NGC 2362中，最亮的恒星是大犬座τ星（弧矢增六），因此这个疏散星团有时候也被称为大犬座τ星团。这个星团距离地球约4800光年（1480秒差距），年龄大约为400万－500万年，质量大于500个太阳质量。星团与巨大的星云Sh2-310有着相同的距离，所有两者之间必定有所关联。天文学家通过研究发现，NGC 2362疏散星团内气体巨星的形成非常迅速且有效，发生时间不到500万年。 C64，NGC 2362疏散星团 C65，玉夫座星系（Sculptor Galaxy），也称为银币、银元星系、NGC 253、或科德韦尔65，PGC 2789，ESO 474-29，MCG -4-3-9，PGC 2789和UGCA 13，位于玉户座，土司空（鲸鱼座β）恒星南部，近土司空南（玉夫座α）恒星西北，坐标：赤经0小时47分33.1秒，赤纬-25°17′18″。是一种交叉漩涡星系，红移 243 ± 2 公里/秒，距离地球约约1300万光年，视星等7.2，最大直径94,000 光年，最小直径2.2万光年。玉夫座星系是一个星爆星系，意味着它目前还有着密集的恒星形成。这个星系是德国-英国天文学家卡罗琳·卢克丽霞·赫歇尔（Caroline Lucretia Herschel）在进行系统性的彗星搜寻时，在1783年9月23日发现的。在大约半个世纪之后，约翰·赫歇尔在好望角使用18英寸的金属反射镜观测，他写道：“非常明亮和巨大（24′ in length），一个壮观的天体…它的光有些斑点，但除了4颗大的和1颗非常小的，我没有看见其他的恒星，而这些恒星似乎不属于它，它们只是非常接近…”。1783年10月30日德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）也观察到。 在1961年，艾伦·桑德奇 写道：在哈伯的星系图中玉夫座星系是“Sc类型的次分类中的一种原形的例子…这一类型的摄影图片显示是以星际尘为主的星系。尘埃通道和补丁散布在表面各处，螺旋臂有时很难追踪…旋臂由尘埃定义成像螺旋衣样的形式”。伯纳德·米尔斯，在雪梨的工作指出，玉夫座星系也是一个相当强烈的无线电波源。 玉夫座星系在2004年估算距离地球是1,280 ± 120万光年（394±37万秒差距），之后计算最可靠的距离地球估计值是1,140±70万光年（350±20万秒差距）。玉夫座星系位于玉夫座星系团的中心，是最靠近银河系的星系团之一。玉夫座星系是这个星系团中最明亮的星系，它的同伴有NGC 247（科德韦尔62）、PGC 2881、PGC 2933、Sculptor-dE1、和UGCA 15，都是在星系团的核心受到引力约束的星系，这个星系团中其他的大部分星系与核心的引力关系都很微弱。 在玉夫座星系只侦测到一颗超新星，这颗超新星的名称是SN 1940E，位于星系核心东南方大约50′，这颗超新星是在1940年11月发现的。 玉夫座星系的西北部可以看见黑暗的尘埃通道，并且可以看见左右的暗星散布在核球上。借助哈勃太空望远镜发现，在NGC 253的中心有几个超级星团：一个质量为1.5×106 太阳质量，绝对星等-15，另外两个为5×104 太阳质量和绝对星等-11左右；后来的研究发现了一个更大的星团，被NGC 253的星际尘埃严重遮挡，质量为 1.4×107 太阳质量，年龄约为5.7×106 年，是个沃尔夫-拉叶星。在这个星系的中心存在一个超大质量黑洞，其质量估计是太阳的500万倍。 玉夫座星系 玉夫座星系，影像中揭示了其延伸近7万光年，北方朝上，东方朝左。 PGC 198197，是在玉夫座，一个旋涡星系，近土司空南（玉户座α）恒星西北，坐标：赤经0小时48分21.9秒，赤纬-25°07′37.0″。视星等16.0，，基于19,190公里 /秒的后退速度，直接计算得出该星系距离地球约为8.9亿光年。哈勃发布的星系距离地球约7.8亿光年，与红移距离有合理的一致性。PGC 198197的直径跨度约为10万光年。 PGC 198197星系 NGC 288，是在玉夫座的一个球状星团，近土司空南（玉户座α）恒星西北，坐标：0小时52分45.24秒，赤纬-26°34′57.4″。距离地球287,000光年（8,800秒差距），视星等9.37，质量为4.8×104 太阳质量（M☉），估计年龄10.62亿年。约翰·戴耶亚在1888年就描述了它的在视觉上的外观。它位于星系NGC 253的东南方大约1.8°，银南极的北北东方37'，一颗9等星南南东方15'，在西南侧的恒星构成开放的半圆形，使用双筒望远镜就可以看见。它没有很集中，所以可以很容易分解出单独的恒星。较密集的核心大小约3'，松散且不规则的外围构成直径大约9'的环状，周边的成员非常松散的向南方扩散，特别是西南方。1785年10月27日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。 NGC 288球状星团
C 66，NGC 5694，也称为科德韦尔66，是在长蛇座的一个球状星团。它是在1784年5月22日被德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现的。折威七（天枰座σ）恒星西面，折威增三（长蛇座54/m）恒星西面，平二（长蛇座π）恒星东面，赤经14时39分36.5秒，−26°32′18.0″，视星等10.2级。距离太阳114,000光年（35,000 秒差距）和距银河中心96,000光年（29,000秒差距），是银河系已知最古老的球状星团之一，形成于近120亿年前。 C 67，NGC 1097，也称为Arp 77，Caldwell 67（考德威尔67），ESO 416-20，IRAS 02441-3029，MCG -5-7-24，PGC 10488和UGCA 41，是一个棒状漩涡星系，位于天炉座，天庚三（天炉座β）恒星西北，坐标：2小时46分19.5秒，赤纬-30°16′32″。红移1271 ± 3公里/秒，距离地球约4,500万光年，视星等10.2，最大直径16万光年，最小直径112,000 光年。塞弗特星系之一，由德国 - 英国天文学家弗雷德里克·威廉·赫歇尔（Frederick William Herschel）（1738年11月15日 - 1822年8月25日）于1790年10月9日发现。它是一个严重相互作用的星系，具有明显的潮汐碎片和与伴星系NGC 1097A相互作用引起的扭曲。自1992年以来，在NGC 1097中观测到三颗超新星（SN 1992bd，SN 1999eu和SN 2003B）。NGC 1097是一个塞弗特活跃的星系（AGN），在中心有一个引人注目的，直径约5500光年大环，中心的“眼睛”实际上是一个巨大的黑洞，周围环绕着一圈恒星。NGC 1097的中心有一个超大质量黑洞，是太阳质量的1.4亿倍。中央黑洞周围是一个发光的恒星形成环，气体和尘埃区域，有一个气体和尘埃环网，从环到黑洞，向星系中心流入的物质会在环中产生新的恒星，这个环的直径大约是5000光年。NGC 1097有两个卫星星系，紧邻的是椭圆星系NGC 1097A和NGC 1097B。矮星椭圆星系NGC 1097A是两者中较大的一个，距地球约6300万光年，是一个奇特的椭圆星系，最大直径1.5万光年，最小直径9,000光年，并在约42,000光年的距离内绕其母星系运行。矮星系NGC 1097B（5 x 106太阳质量），最外层的星系，似乎是一个典型的矮星不规则。于1790年10月9日由德国 - 英国天文学家弗雷德里克·威廉·赫歇尔（Frederick William Herschel）（1738年11月15日 - 1822年8月25日）发现。 NGC 1097A，也称为ESO 416-19，MCG -5-7-22和PGC 10479，位于天炉座，坐标：2小时46分9.9秒，赤纬-30°13′43″。是一个椭圆星系，基于1368 公里 /秒的后退速度，距地球约6300万光年，视星等13.0，最大直径1.2万光年，最小直径9千光年。 NGC 1097星系 NGC 1097A星系（PGC 10479） NGC 1097的中心5,500光年宽区域的彩色合成图像 C68，NGC 6729，也称为科德韦尔68或Caldwell 68，是位于南冕座的一个弥漫反射和发射星云。它是由德国天文学家和地球物理学家约翰·弗里德里希·朱利叶斯·施密特（Johann Friedrich Julius Schmidt）（1825年10月25日- 1884年2月7日）于1861年6月15日发现的。这个扇形的星云从南冕座R朝着南冕座T向东南方向展开，南冕座R是在南冕座分子复合体的一颗前主序星，是在银河系内接近恒星形成区的一颗恒星，距离地球约424光年。鳖七（南冕座γ）恒星西侧，鳖八（南冕座ε）恒星北边，坐标：19小时1分54.1秒，赤纬-36°57′12″。NGC 6729星云所喷出的物质以每小时高达一百万公里的速度撞向周围空间。NGC 6729星云与反射星云NGC 6726和6727位于同一区域。南冕座R变星的这颗恒星目前正在向太阳系运动，径向速度是36公里/秒。赤经19时 01分53.6503秒，赤纬-36°57′07.621″，视星等+11.50，距离地球26.8 ± 0.2光年（8.21 ± 0.06秒差距），绝对星等+12.38，亮度是太阳亮度的2.7 倍，大约22.2万年后该恒星将会距离太阳只有1.77光年（0.54秒差距）。 NGC 6729星云 NGC 6729星云的位置 NGC 6726，是在南冕座中的弥漫反射星云，人马座边界处，鳖七（南冕座γ）恒星西侧，鳖八（南冕座ε）恒星北边，坐标：19小时1分39.2秒，赤纬-36°53′29″。视星等7级。是由德国天文学家和地球物理学家约翰·弗里德里希·朱利叶斯·施密特（Johann Friedrich Julius Schmidt）于1861年6月15日发现的。NGC 6726星云与反射星云NGC 6727和6729位于同一区域。这张星云图片是由欧洲南方天文台在智利拉西拉天文台的宽视野摄像仪（Wide—field Imager）所拍摄的。南冕座R星周围这张星云图片是由12张不同的快照合成而来的，清晰地刻画出，新生恒星群依旧被气体和尘埃云包围着，而且相互影响。这一星云图片涵盖了大约4光年的太空，并聚焦于微小的南冕座恒星生成区域。新生恒星发出炽热的强烈辐射，而环绕在周围的气体和尘埃云反射或者吸收掉辐射，然后以不同的波长将辐射重新发散出去。 NGC 6726星云和NGC 6727，HH 100，HH 101，HH 104星云
NGC 6727，是在南冕座中的弥漫反射星云，人马座边界处，鳖七（南冕座γ）恒星西侧，鳖八（南冕座ε）恒星北边，坐标：19小时1分42.2秒，赤纬-36°52′35″。视星等8级。是由德国天文学家和地球物理学家约翰·弗里德里希·朱利叶斯·施密特（Johann Friedrich Julius Schmidt）于1861年6月15日发现的。NGC 6727星云与反射星云NGC 6726和6729位于同一区域。 NGC 6726和NGC 6727中的这些壮观的反射星云，是几颗明亮的恒星被大片尘土飞扬的云团捕获的结果。在两个明亮的反射星云以北，奇特的彩色弯曲条纹围绕着一个有趣的物体，该物体在红外光下最为明显。它是南冕座R星（R CrA），这是一颗仍在其表面积聚星际物质的年轻恒星。这些紧凑的星云在恒星形成的后期从原恒星中弹出，有时成对出现，并从隐藏的恒星形成区域向相反方向移动。南冕座R星（R CrA）复合体距离最近的恒星形成区域之一约500光年。该图像右上是球状星团NGC 6723，是苏格兰天文学家詹姆斯·邓洛普（James Dunlop）于1826年6月2日发现的，距离地球3万光年，位于鳖七（南冕座γ）恒星西侧，鳖八（南冕座ε）恒星北边，坐标：18小时59分33.2秒，赤纬-36°37′52″。视星等7级。伯尔尼（Bernes）157是一种回旋镖状的暗星云，部分可见于左下角，距离地球520光年。它像一条巨大的垂坠黑色围巾一样围绕着日冕星云伸展。
IC 4812，是在南冕座中的双星和反射星云，人马座边界处，鳖七（南冕座γ）恒星西侧，鳖八（南冕座ε）恒星北边，坐标：19小时1分03.5秒，赤纬-37°03′37″。视星等7级。该双星照亮了反射星云，这个区域充满了气体和灰尘。由美国天文学家德莱尔·斯图尔特（DeLisle Stewart）于1899年8月4日发现。 C69，昆虫星云（Bug Nebula），也称为臭虫星云，或蝴蝶星云（Butterfly Nebula），也被称NGC 6302星云，PK 349 + 1.1，ESO 392-PN5，Sh2-6星云，是天蝎座中的一个双极的行星状星云，距离地球约4000光年，视星等（V）7.1，半径大于1.5±0.2光年，延伸约5.3光年。它是结构复杂的行星状星云，NGC 6302的光谱显示它的中心恒星是银河系内最热的天体之一，表面的温度高达200,000K，暗示形成它的恒星一定也很大。尾宿九（天蝎座υ）恒星西部，神宫（天蝎座μ2）恒星东部，坐标：17小时13分44.2秒，赤纬-37°6′15.94″。是由一颗名为HD 155520巨大红巨星老化形成的，最初直径约为我们太阳的1000倍，然后它失去了扩展的外层，其中一些气体从赤道上抛弃，它在过去的2200年中以每小时600,000英里的极快速度把气流向外排斥，这种气体的温度大约为约250,000摄氏度，形成环形圈，产生蝴蝶形结构的细长“翅膀”。这颗中央恒星是一颗白矮星，最近才被发现，温度为200,000开尔文（绝对温度K），质量为太阳质量的0.64倍。于1826年6月5日由苏格兰天文学家詹姆斯·邓洛普发现。NGC 6302有着复杂的型态，看起来似乎有着双极性的两个主瓣，有证据显示在上一阶段的质量流失中形成了第二对的瓣。一道黑色的暗线在外面贯穿丰厚的腰部遮蔽了中央恒星所有光的波长。这个行星状星云在西北方有一个突出的瓣，瓣中气流的速度是263公里/秒。在瓣的最边缘，外流的速度高达600公里/秒。在瓣的西缘显示出的特征，暗示与早先喷发出来的滴状气体发生了碰撞而改变了这个区域。证据显示有多种结晶的硅酸盐类，并且被解释为第一批在太阳系外检测出的碳酸盐类。但是因为碳酸盐类在无水的环境中难以形成，这项检测的结果已经有人提出质疑。其他检测到的固体物质包括水冰的结晶和石英。在NGC 6302的检出物中最有趣的特征是存在于尘埃中的富氧物（硅酸盐）和富碳物（多环芳香烃）等物质。恒星通常不是氧富足或是碳富足，变化在于它们形成和日后生长的过程，因为核心的化学变化会改变恒星的大气层，当恒星或星云被观测到有双重的化学性时，显示它正从富氧性化学转变成富碳性化学。 昆虫星云 昆虫星云位置 C70，NGC 300，即科德韦尔70（Caldwell 70），是玉夫座南面的一个漩涡星系，是最接近本星系群的星系，并可能位于本星系群和玉夫座星系群之间。该星系由苏格兰天文学家詹姆士·邓洛普（James Dunlop）于1826年8月5日发现。它是玉夫座星系团方向五个主要的漩涡星系中最明亮的。近土司空南（玉夫座α）恒星南面，火鸟六（凤凰座α）恒星东北，火鸟九（凤凰座β）恒星北部，赤经00时54分53.5秒，赤纬-37°41′04″，红移144 ± 1公里/秒，距离地球6,070,000±230,000万光年（186,070,000±70,000万秒差距）。从地球上观测，它的倾斜角是42°，星等8.1，并有许多方面和三角座星系相当类似。NGC 300和不规则星系NGC 55传统上被认为是玉夫座星系群的成员，但最近的距离量测指出这两个星系其实是该星系群的前景星系。NGC 55和NGC 300相距仅百万光年，NGC 300和NGC 55可能受到彼此的重力互相束缚。以145公里 /秒的后退速度太小，估计距离地球范围为400万到900万光年，其中约7百万光年是最被接受的推测。表观尺寸约4.5万光年。 1986年美国天文学家艾伦·桑德奇推测NGC 300的距离地球是541万光年（166万秒差距）。1992年 弗里德曼（Freedman）等人的量测则是690万光年（210万秒差距）。2006年卡拉琴采夫（Karachentsev）等人的量测结果是7.0±0.3 百万光年（2.15±0.10 百万秒差距）。在大约同一时间以红巨星分支技术和边缘检测法量测的结果是5.9±0.4 百万光年（1.82±0.13 百万秒差距），如使用最大似然估计的结裹是6.1±0.4 百万光年（1.87±0.12 百万秒差距）。2005年由吉伦（Gieren）等人以造父变星红外线测光的结果6.1±0.2 百万光年（1.88±0.07 百万秒差距）。结合红巨星分支技术和造父变星的结果，NGC 300的距离大约是6.07±0.23 百万光年（1.86±0.07 百万秒差距）。 2008年5月14日，业余天文学家贝托·莫纳德（Berto Monard）在他拍摄的NGC 300影像上发现了一个光学瞬变体，编号为NGC 300-OT。该瞬变体的天球座标是赤经00时54分34.552秒，赤纬-37°38′31.79″，位于恒星形成相当活跃的星系螺旋臂上。该影像中它的宽波段视星等14.3，而早先在同年4月24日所拍摄的NGC 300的影像中，该瞬变体视星等大约是16.3。而该天体亮度在5月15日达到初期14.69，亮度就快速下降至2008年9月，并且持续偏红。研究哈勃太空望远镜历史影像得知了该天体准确的前身星亮度上限，结果显示前身星是一颗低质量的主序星，而它的瞬变现象可能是恒星的合并，类似银河系内的麒麟座V838。有70％的可能性是在800至1300万年前爆发，暗示该前身星如果是一颗演化阶段已离开主序星的大质量恒星，它的质量可能有12到25太阳质量。 在2008年斯皮策太空望远镜研究历史资料时，发现了该瞬变体的前身星，是一颗被尘埃遮蔽的恒星，能量分布长度大约300天文单位，温度300 K的黑体，显示该瞬变现象与一颗质量大约是10个太阳质量的恒星爆炸有关，而它的低光度相当于典型的II型超新星。它的光谱特性和灰尘遮蔽的状况让它相当类似NGC 6946（科德韦尔12）内部的SN 2008S。 2010年5月23日，美国天文学家蒙纳德（Monard）在NGC 300内发现了一个视星等16等的光学瞬变体，该天体获得超新星的编号SN 2010da。这个光学瞬变体距离NGC 300的中心西方15.9"，北方16.8"，天球座标是赤经00时55分 04.86秒，赤纬-37°41′43.7″。紧接着两组独立的光谱资料则指出它可能是另一次光学瞬变现象，而非超新星，而且其中一组光谱显示它比较有可能是高光度蓝变星爆发，并且使用中红外线波段寻找该天体的前身星。该瞬变现象于9天内下降了0.5到0.7等，下降率远高于同星系内2008年另一个光学瞬变事件。 NGC 300的核心内有一个编号NGC 300 X-1的X射线天体。天文学家认为它可能是由沃尔夫–拉叶星和黑洞组成的联星系统，该系统与已确认的IC 10 X-1相当类似。两者的共同特征是轨道周期大约30小时，并且X射线能量达到约1×1038尔格。 NGC 300星系，欧洲南方天文台智利拉西拉天文台拍摄，通过Hα滤镜观察到的NGC 300图像，使受热的年轻恒星或来自恒星爆炸的冲击波加热的气态区域突出，而这些恒星的可见光和紫外线辐射被阻挡，使其褪色到背景中。 NGC 300星系，可见光（红色和黄色）图像与远紫外线GALEX图像（蓝色）的合成，该图像通过使用用于图像的假色来强调各种功能。 结果是，年轻的炽热蓝星在它们最近形成的区域中脱颖而出，而被紫外线辐射和恒星爆炸产生的冲击波加热的气体则以粉红色出现，而核心中的老星则看起来是黄绿色。 NGC 300星系，NGC 300核心的图像，其中成千上万的恒星被单独成像。在一段时间内研究此类图像应该可以发现数百个造父变星，并提供比当前可用星系距离更准确的估计。 NGC 300星系，哈勃空间望远镜拍摄NGC 300的图像，左上方是详细成像的区域（上方），底部是核心的一小块插图，以显示其图像的真实程度。 NGC 300内的造父变星 画家笔下NGC 300内的恒星质量黑洞 NGC 300星系和NGC 55星系及火鸟六（凤凰座α）恒星。NGC 55星系介绍见后面发的C72（科德韦尔72） 麒麟座V838（V838 Mon），是位在麒麟座的一颗红色变星，距离太阳约20,000光年（6 千秒差距），它可能是已知最大的恒星之一，该恒星在2002年经历了一次爆发事件并被观测到。一开始相信这是一次新星爆发，但在之后发现并非如此。爆发的原因至今不明，但有数个理论已经提出，其中包含恒星死亡的过程、联星合并或吞噬行星。位于赤经07时 04分04.85秒，赤纬−03°50′50.1″。视星等15.74，半径是太阳的1,570 ± 400倍。2002年命名为麒麟座V838，代表它是麒麟座内的第838颗变星。 2002年1月6日一颗在麒麟座内先前不知名的恒星被发现光度增加，起初的光度曲线被认为是一颗新星，是一对联星中的白矮星经由吸积从邻近的伴星获得出足够的氢气，然后形成表面喷发的现象，因此它也被标示为麒麟座新星2002。麒麟座V838在2002年2月6日达到6.75等的最大视星等，然后光度如预期的很快变暗。但是，这颗星在3月再度变亮，而这次光度集中在红外线的波长上。之后，四月初在红外线的波长上又发生一次增光，然后它的亮度回复到接近爆发之前的星等15.6等。这颗恒星的亮度曾经达到约太阳的百万倍，在它达到最大光度时，可以确认是银河系最亮的恒星之一。造成明亮的原因是恒星表层迅速的扩大，另一个可能性是麒麟座V838可能已经吞噬了它所属的巨大行星，证实了它的半径是1,570± 400的太阳半径（相当于木星的轨道半径），麒麟座V838将会是第一颗已知的超巨星。这颗恒星的前身星质量可能是太阳的5至10倍，而亮度则是太阳的550至5,000倍。原始的半径约是太阳的5倍，温度在4,700至30,000K。天文学家慕纳里（Munari）等人于2005年认为这颗变星的前身是一颗质量非常大的恒星，可能高达太阳的65倍。 哈伯太空望远镜于2002年12月17日拍摄的麒麟座V838 附： IC 10，是在仙后座的一个不规则星系，它是美国天文学家刘易斯·斯威夫特（Lewis Swift）在1887年10月8日发现的。尼古拉斯·梅奥尔在1935年首先建议这个天体是银河系外的天体，美国天文学家埃德温·鲍威尔·哈勃（英语：Edwin Powell Hubble，1889年11月20日－1953年9月28日）怀疑它是本星系群的星系；但是，几十年来仍然不能确定它的地位。在1962年，测定了IC 10的径向速度，发现它以大约350公里/秒的速度向银河系接近，成为它是本星系群成员的坚强证据。在1996年，观测其中的造父变星，直接测量出它的距离，最终确定了它是本星系群的成员。尽管它非常的接近，但因为靠近银河系延伸的盘面，因此受到星际物质严重的遮蔽。显而易见的，IC 10和仙女座星系、三角座星系有着相同的距离，表明IC 10可能是属于M31的子群。IC 10是本星系群中所知唯一的星暴星系，它有许多的沃夫–瑞叶星，显示它们在较短的时间跨度内形成。目前，这个星系产生恒星的速率是每年0.04-0.08个太阳质量，这意味着星系中的气体可以供应几十年或更长的时间。以远红外线观察IC 10，显示宇宙尘在这个温和的星暴星系中缺乏足够的小颗粒。这个星系有一个巨大的氢气壳，测量它的大小是68′X 80′，远大于这个星系在可见光的视大小（5.5′X 7.0′）。IC 10的可见部分相对于外层的氢气壳也是不寻常的，两者似乎有各自不同的旋转方向。它有个电离氢区（H II区）的核。位于王良一（仙后座β）恒星北侧，赤经00时20分17.3秒，赤纬+59°18′14″，红移-348 ± 1 公里/秒，距离地球2,200,000 ±200,000 光年（660,000 ± 60,000秒差距），视星等10.4 ± 0.2。它的宽度约为7,000光年，因此它被称为矮星系。核心有一颗恒星黑洞，质量是太阳质量的24至33倍。 IC 10星系
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