科德韦尔天体（C1——C10）
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。
科德韦尔深空天体表
科德韦尔深空天体在星图中的位置
C 1，NGC 188，也称为科德韦尔1（Caldwell 1），是在仙王座的一个疏散星团，赤经00时48分26秒，赤纬+ 85°14′30″，勾陈五（仙王座43 H）恒星南面，距离地球4,800到5,400光年（1.66秒差距），视星等（V）8.1。它由英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）1831年11月3日发现。不同于其它大多数的疏散星团，由于我们银河系的引力作用，经过数百万年的漂移，NGC 188已经远离了银河平面。它被认为比银河系中其它的疏散星团更古老，估计其年龄为50亿岁，是最古老的之一。NGC 188非常靠近银河的北极，距离只有5度，位置在仙王座，由视星等10到18级约150-200颗非常大的圆形星团组成，它的位置略高于银河的盘面，并且比太阳系更接近银河的中心。在NGC 188中观测到的单个恒星质量范围为0.98太阳质量（M☉），得出的当前总质量为（1.8±0.7）×10 4太阳质量（M☉）。另一方面，对于更现实的初始质量范围内的变动，NGC 188中的总质量下降到（3.8±1.6）×10 3太阳质量（M☉），是由于在这个旧的开放星团中已经发生了如蒸发和潮汐剥离原因。
NGC 188
NGC 188位置
C 2，NGC 40，也称为蝴蝶结星云和科德韦尔2（Caldwell 2），是位于仙王座内的行星状星云，天钩八（仙王座ι）恒星东北，传舍一（仙王座41H）恒星东北面，坐标：0小时13分1.0秒，赤纬+72°31′19″。是德国-英国天文学家威廉·赫歇尔在1788年11月25日发现的一个行星状星云。他的儿子英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）在1829年11月20日也观察到。距离地球约3,500光年（约1,000秒差距），视星等（V）11.4。它的宽度约为1.2光年。这颗垂死的恒星已经抛出了它的外壳，并且留下较小、且有炙热气体围绕着的，表面温度高达50,000K；来自恒星的辐射导致外层倍加热至10,000K，并且膨胀至约1光年的直径。科学家估计，由垂死的恒星发出的每小时200万英里的恒星风，在3万到4万年的时间里，NGC 40将逐渐暗淡，白矮星的辐射和恒星风将消失，而只留下一颗如同地球大小的白矮星，星云将从视野中消失。
NGC 40
C 3，NGC 4236，也称为科德韦尔3，是位于天龙座的一个棒旋星系，少尉（右垣二）（天龙座κ）恒星西面，赤经12时16分42.1秒，赤纬+ 69°27′45″，红移0±2公里/秒，距离地球估计范围为1400万到1800万光年，视星等（V）10.5。NGC 4236是M81星系团的成员之一，M81星系团距离地球大约1,170万光年（3,600万秒差距），使其成为距离地球最近的星系团之一。这个星系团包含著名的螺旋星系M81和星爆星系M82。德国-英国天文学家威廉·赫歇尔于1793年4月6日发现。
M81（NGC 3031），是一个经典的Sb型漩涡星系, 又名波德星系。位于大熊座，少辅（右垣四）（大熊座24或d）恒星西面，赤经09时55分33.2秒，赤纬+69°3′55″，红移-0.000113 ± 0.000013公里/秒，距离地球1180万光年。星系的宽度大约为7.5万光年，在小型望远镜里，它是一个有明亮中心的大椭圆光球，其视星等是+6.94。M82与M81相距0.5度。因为体积庞大的波德星系距离地球较近, 并且拥有一颗活动星系核（其中包含了相当于约七千万太阳质量的超级黑洞），所以它在天文学研究上是一个热门的话题。此外，由于波德星系的星等较低（低星等意味着高亮度），此星系也是各天文爱好者所热衷的观测对象。M81星系是由德国天文学家约翰·埃尔特·波德（Johann Elert Bode，1747年1月19日－1826年11月23日）于1774年12月31日首先发现的，因此该星系又名“波德星系”。 1780年8月法国天文学家皮埃尔·弗朗索瓦·梅香（法语：Pierre François André Méchain，1744年8月16日－1804年9月20日）重新发现，1781年2月9日查尔斯·梅西耶（Charles Messier，1730年6月26日－1817年4月12日）确定了该星系的存在。此后查尔斯·梅西耶将其记入了梅西耶星团星云列表。距今为止，人类在M81星系只发现了一颗超新星，这颗超新星，名为SN 1993J，由西班牙天文学家弗兰西斯科·加西亚（西班牙语：Francisco Garcia Diaz）于1993年3月28日发现，位于赤经09时55分24.775秒，赤纬−69° 01′13.70″，最亮时视星等（V）+10.8，是二十世纪人类所发现的第二亮的超新星，仅次于位于大麦哲伦星系的SN 1987A。
M81星系（NGC 3031）和卫星星系PGC 28757
PGC 28757星系，是M81的伴侣，一个不规则星系，位于大熊座，少辅（右垣四）（大熊座24或d）恒星西面，赤经09时55分33.2秒，赤纬+69°3′55″，视星等14.3。赤经09时57分32.0秒，赤纬+69°02′46″，它的后退速度（远离地球）仅为45公里/ 秒，距离地球1200万至3250万光年，PGC 28757星系延伸跨越一千光年。
PGC 28757星系
梅西耶82（M82），也称为NGC 3034，雪茄星系，一个旋涡星系，位于大熊座，少辅（右垣四）（大熊座24或d）恒星东面，赤经09时 55分 52.2秒，赤纬 +69°40′47″，红移203±4 公里/秒，距离地球约1140-1240万光年（3.5-3.8秒差距）远，视星等8.41。属于M81星系团的星暴星系。它的亮度大约是整个银河系的5倍，中心更比我们银河系中心亮100倍。星暴活动被认为是与邻近的梅西尔81交互作用所引起的。作为最接近我们的星暴星系。在2005年，哈勃太空望远镜显示在M82星暴核心有197个大质量星团，这些星团的平均质量大约是200,000太阳质量，因此星暴核心是充满活力的高密度环境。在M82整个星系的中心，大量的恒星正在形成和消失，年轻恒星正以远超过我们整个银河系10倍的速率在诞生或消失。在M82的核心，活跃的星暴区域直径过500秒差距。钱德拉太空望远镜侦测到的X射线辐射波动，来自距离M82中心约600光年的位置，天文学家们大胆的假设这个波动的排放来自中等质量黑洞，其质量大约在200〜500太阳质量之间。像多数的星系一样，M82是个超大质量黑洞的宿主星系，以恒星动力学测量，在它中心的黑洞质量估计是3 x 107太阳质量。M81和M82的中心在视觉上相隔约130,000光年。1774年12月31日由德国天文学家约翰·埃尔特·波德（Johann Elert Bode）发现，法国天文学家查尔斯·梅西耶在1781年2月9日观测并记录为M82。
2014年1月21日格林威治标准时间19时20分在伦敦北部磨坊山（米尔山Mill Hill）的伦敦大学学院天文台由伦敦大学学院教师史蒂夫·福西（Steve Fossey）在这个星系内发现的一颗Ia型超新星SN 2014J，位于赤经9时 55分42.217秒，赤纬69° 40′26.56″，当时他在教授4个本科学生本·库克（Ben Cooke），盖伊·波拉克（Guy Pollack），马修·韦尔德（Matthew Wilde）和托马斯·怀特（Thomas Wright）使用一座0.35米（14英寸）望远镜。这一发现是偶然的，他后来说：“当时的天气并不好，眼看着云层越来越厚，于是我决定不再继续计划的天文课，而是给学生演示如何使用天文台的自动0.35米望远镜上的CCD相机。”2014年1月31日，“SN 2014J”亮度幅度达到10.5的峰值，停止增亮。在2014年，研究M82的科学家发现已知最明亮的脉冲星，命名为M82 X-2，比太阳亮一千万倍。
M82星系恒星形成的洪流，钱德拉太空望远镜影像
M82星系，左侧是来自哈勃太空望远镜的可见光视图，右侧是来自钱德拉X射线天文台的X射线视图。
M82星系的钱德拉图像，在图像中，红色代表低能带，绿色代表中间能级，蓝色代表最高观察能。白色和黄色光源是发射大量低能和高能X射线的光源。这些超发光源发出的X射线功率是银河系类似源的十到几百倍，被认为是巨大的黑洞，或者是向地球发射能量的黑洞。位于图像中心附近的最亮的点状光源是迄今为止在所有星系中检测到的最强大的超发光光源。
M82星暴星系的壮观多波长视图，哈勃望远镜图像旨在对10,000摄氏度的氢气（橙色）成像，揭示了从星系中喷出的物质的惊人画面。斯皮策太空望远镜的红外图像（红色）显示，冷气体和灰尘也被喷射出去。钱德拉X射线太空望远镜图像（蓝色）显示了由于剧烈流出而被加热到数百万度的气体。喷发可以追溯到星系的中心区域，那里的恒星形成速度非常快，比银河系快约十倍。这些新形成的恒星中有许多非常巨大，它们通过进化而爆炸成超新星。这些恒星在爆炸之前就发生了剧烈的质量损失，超新星产生的热量将气体以每小时数百万英里的速度驱赶出了星系。人们认为，在恒星爆发期间从星系中驱逐物质是在整个宇宙中扩散碳和氧等元素的主要方法之一。M82恒星形成的爆发被认为是由大约1亿年前与附近一个大型星系M81的近距离碰撞中产生的冲击波引起的。这些冲击波触发了M82中巨大的尘埃和气体云团的坍塌。再过一亿年左右，大部分的气体和尘埃将被用来形成恒星或从星系中吹出，因此爆炸将消退。
M82超新星SN 2014J位置照片，上图：2013年12月10日拍摄的M82；下图：2014年1月22日拍摄，超新星位置标于图上。
M82星系拥有两个超亮物体，称为超X光射线源（ULX）。 其中之一是M82 X-2脉冲星，该发现于2014年10月8日宣布。
M82星系的核心包含两个超X光射线源（ULX），即M82 X-1和X-2。
M82星系中心的脉冲星（粉红色）
M82星系中心的脉冲星
这张图说明了超稠密宇宙物体的相对质量，从白矮星到大多数星系核心中包裹的超大质量黑洞。
麻省理工学院詹妮弗·朱（Jennifer Chu）于2012年3月2日发布发现了第一颗爆炸的中子星，这颗恒星位于球状星团特赞5（Terzan 5）的星系中心附近。
宇宙中最早的恒星之一SMSS J031300.36-670839.3，麻省理工学院詹妮弗·朱（Jennifer Chu）于2014年2月9日发布。
人马座A *星，银河系黑洞中观察到的最明亮的耀斑，2012年11月6日麻省理工学院新闻发言人詹妮弗·朱（Jennifer Chu）发布。
C 4，鸢尾花星云（虹膜星云）（艾丽斯星云Iris Nebula），也称为NGC 7023或Caldwell 4，是位于仙王座的一个明亮反射星云和科德韦尔天体。NGC 7023其实是存在于LBN 487星云之内的一个星团，并被一颗+7等的恒星SAO 19158所照亮。鸢尾花星云的亮度为+6.8，+3.23等的明亮变星仙王座β（上卫增一）西南，米拉型变星仙王座T西侧，赤经21时01分35.60秒，赤纬+68°10′10.0″，距离地球约1,300光年，直径大约6光年。1794年10月18日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现。疏散星团的宽度约为10 弧分，距离上相当于约3光年，而反射星云的大小约为该尺寸的两倍。为星云提供主要照明的7.4级恒星是HD 200775，表面温度在2到4万华氏度之间，其辐射大部分在紫外线中。据信该恒星仍在向着主序收缩，其质量可能是太阳质量的5至15倍。它的形成可能始于大约10万年前，大部分气体和尘埃被吹散了，大约在5000年前就将其遮盖了。一旦到达主序，它应持续约一亿年，然后再成为超新星并成为中子星（或可能成为黑洞）。
C 4，鸢尾花星云2
C 5，IC 342，是位于鹿豹座的一个旋涡星系，它的位置很接近银河赤道，因此受到尘埃的遮蔽，无论业余或专业的天文学家都难以观测到它。杠一（鹿豹座γ）恒星南部偏西，上丞（右垣七）（鹿豹座A）恒星东北，赤经03时46分 48.5秒，赤纬+68°05′46″，红移31 ± 3 公里/秒，距离地球1070万±90万光年（330万±30万秒差距）或1,300万光年，星系的宽度约为6至6.5万光年，视星等9.1，它有一个氢云（HII）的核。IC 342是在马菲星系群中最明亮的两个星系之一，这是很靠近本星系团的一个星系团。这个星系是英国天文学家威廉·弗雷德里克·丹宁（William Frederick Denning，1848年11月25日－1931年6月9日）在1892年8月19日发现的。
C 5，IC 342星系
C 6，猫眼星云（Cat's Eye Nebula），或NGC 6543星云，科德韦尔6星云，是德国-英国天文学家威廉·赫歇尔于1786年2月15日在天龙座发现的一颗相对明亮的行星状星云。其光谱由英国业余天文学家威廉·哈金斯（William Huggins）（1824年2月7日 - 1910年5月12日）于1864年8月29日用分光镜观察到的第一颗行星状星云，经过研究，显示行星状星云本质上是气态而不是恒星。它位于天棓一（天龙座ξ）恒星北部，坐标：17小时58分33.4秒，赤纬+66°37′59.2″。距离地球3,300±900 光年，视星等为+8.1，宽度在0.5光年以上，内核半径0.2 光年。观察表明，明亮的星云具有7000至9000开尔文（绝对温度K）的温度，其密度平均为每立方厘米约5000个颗粒。它的外晕具有15000开尔文左右的较高温度，但密度低得多。
2001年，钱德拉X射线天文台对X射线波长的观测显示，NGC 6543星云内存在极热气体，温度为170,000开尔文（绝对温度K），快速恒星风的速度约为1900公里 / 秒向外扩张。哈勃太空望远镜观察它的中心是一颗明亮和炽热的恒星，约1000年前这颗恒星失去了它的外层结构，从而产生的可见图像揭示出其中独特的扭结，喷柱，气泡以及纤维状的弧形结构。根据观测结果，星云主体的密度大约每立方厘米有5000颗粒子，温度大约8000K，外层星云晕的温度更高，达15,000 K，而密度方面则比内部平均值。
星云中央拥有一颗一颗O型（蓝色）恒星，其表面温度约为80000开尔文，是太阳发光的10000倍，半径为452,000公里，是太阳半径的0.65倍。猫眼星云尘埃的质量估计为6.4×10−4的太阳质量。据光谱学分析，由于受恒星风的影响，中央恒星的质量正以每秒20兆吨的速度不断流失，相等于每年3.2×10−7太阳质量，恒星风的风速为每秒1900公里。根据计算结果，中央恒星的质量与太阳差不多，大约一个太阳质量，演化前的恒星质量估计约为太阳的五倍。
猫眼星云的垂死中央星会通过不断的抽搐将其外层物质抛掷到宇宙空间中，形成一个简洁的，由尘埃组成的同心圆外壳。
猫眼星云释出的红外线给人们更多观察，其分析结果证实它存在低温星际尘埃，相信这些尘埃是在恒星演化末期阶段形成的，尘埃吸收恒星光线，并以红外线释出，光谱显示这些尘埃的温度约为70K。除了低温尘埃之外，星云释出的红外线也使人们发现它存在非离子物质，包括氢分子（H2）。一般行星状星云也存在非离子物质，但大量均在恒星远处方能找到。猫眼星云则不然，它的非离子物质存在于外晕的内层边缘，且能发出光线，这可能是因冲击波把氢分子刺激，使它们以不同的速度互相碰撞。猫眼星云的物质主要为氢和氦，并拥有少量重元素碳。星云的光亮部分主要是中央恒星释出的恒星风及星云形成时射出的物质相碰撞而成的，两者间的撞击产生上述的X射线，恒星风也使星云内层泡沫状物质的一部分给挖走，这个情况在内层两端均有发生。人们也怀疑星云的中央恒星为一连星系统，一颗恒星吸取另一颗恒星物质的过程形成一吸积盘，并在物质受方恒星两极射出喷流，这些喷流又与先前射出的物质碰撞。由于天体进动（岁差）的关系，恒星的两极喷流方向会随时间而改变。
猫眼星云
C 7，NGC 2403，是一个位于鹿豹座的中间棒旋星系，距离地球8百万光年，有一个H II型的星系核。上卫增三（鹿豹座42）恒星东部偏南，内阶一（大熊座ο）恒星西北，赤经07时36分 51.4秒，赤纬+65°36′09″，红移131 ± 3 公里／秒，距离地球900万光年（250万秒差距）到2100万光年，视星等8.9。NGC 2403的后退速度为130公里／秒，距离地球1100万光年是最普遍接受的当前值。该星系的宽度约为7万光年。NGC 2403首先由1788年11月1日由德国-英国天文学家威廉·赫歇尔发现，属于M81星系团的成员之一，到目前为止，人们在NGC 2403里发现了两个超新星，分别是 SN 1954J和SN 2004dj。
NGC 2403星系
SN 2004dj这颗II-P型超新星是由日本天文学家板垣公一于2004年7月31日格林尼治时间18是15分发现的。在发现时，它的视星等为11.2，已过了亮度最高的时期。此超新星的前身星位于NGC 2403的一个年轻的致密星团中，它在鹿豹座中。位于赤经07时37分17.044秒，赤纬+65°35′57.84″，距离懂球大约1100万光年。这个星团在美国天文学家艾伦·桑德奇（Allan Sandage，1926年6月18日－2010年11月13日）1984年出版的星表内列在第96位，因此前身星被称作“桑德奇96”。这个星团在美国亚利桑那州图森市西南90公里的基特峰国家天文台的照片中很容易看见，外观像恒星。
NGC 2403星系中的SN 2004dj超新星，在这张哈勃太空望远镜影像中，一颗巨大恒星的爆炸被2亿颗太阳照耀。右上角的箭头指向恒星爆炸，称为超新星爆炸。这幅图像中的超新星是如此明亮，以至于很容易将其误认为我们银河系中的前景恒星。然而，这颗名为SN 2004dj的超新星却远远超出了我们的银河系。它位于NGC 2403的郊区，这个星系位于距地球1100万光年的地方。
NGC 2404，1886年2月2日由法国天文学家纪尧姆·比古丹（Guillaume Bigourdan）发现。位于鹿豹座，是一个发射星云和开放星团，上卫增三（鹿豹座42）恒星东部偏南，内阶一（大熊座ο）恒星西北，赤经07时37分07秒，赤纬+65°36′40″，NGC 2404是螺旋星系NGC 2403中最大和最亮的发射星云，距离地球大约1100万光年，NGC 2404直径约有1000光年。
NGC 2404星系
C 8，NGC 559，是仙后座的一个疏散星团，距离地球3,700万光年，视星等9.5级，它看起来小而紧凑。此星团约有120颗成员星，其中最亮的一颗是一颗9等星。此外，这个星团旁大约10角分的地方有一个超新星遗迹G127.1+0.5。但它和NGC 559似乎没有物理上的联系。1787年11月9日由德国-英国天文学家弗里德里希·威廉·赫歇尔（Friedrich Wilhelm Herschel）发现，它的儿子英国天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）1829年10月5日也观察到。阁道二（仙后座ε）恒星西面，阁道三（仙后座δ）恒星北面，赤经1时29分31秒，赤纬63°18′24″。
C 9，洞穴星云（Cave Nebula），科德韦尔天体 9，沙普利斯155星云，也称为Sh2-155， Sharpless 155或S155，当通过望远镜观察时，它呈现出一个深洞，而命名为洞穴星云。是仙王座中的弥漫星云，造父一（仙王座δ）恒星东北，坐标：22小时57分17.1秒，赤纬+62°28′33″。藏身在一个包含发射、反射星云和暗星云的复杂结构体内，一个朦胧且非常弥漫的亮星云。这是一个目视很难看见的天体，但是在适当的曝光下，可以得到惊人的影像。这个星云的名称得自于它的外观，在其东侧是一条紧邻着非常明亮曲线的发射星云的暗纹，当透过望远镜观看时好像看见了深邃的山洞。图中左侧的卷曲弹簧或“猪尾”深色星云，似乎是无名的。估计距离地球2800光年，视星等（V）7.7，半径35光年。研究表明它形成于仙王座B分子云和仙王座OB3星协的年轻恒星附近。电离氢气的明亮边缘由来自年轻恒星的高能辐射提供能量。这个宇宙洞穴超过10光年的范围。
洞穴星云
C 10，NGC 663，是在仙后座内，拥有大约400颗恒星的一个年轻的疏散星团，这400颗星星在天空中的跨距估计大约是1/4度。据说这个星团仅凭裸眼就能看见，但使用望远镜观看可以得到更佳的效果，而使用双筒望远镜就能看见星团中最亮的恒星。虽然表中列出最亮恒星的视星等只有7.1等，但有几位观测者报告估计有更亮的恒星。阁道二（仙后座ε）恒星南面，阁道三（仙后座δ）恒星东面，赤经 01时46分赤纬+61°15′。NGC 663估计距离地球6,850光年（2,100秒差距），年龄大约在2000-2500万年。这意味着恒星的光谱类型为B2或者更高（感觉上有更大的质量），已经到达主序带的顶端。这个星团出现在一个分子云的前方，但这之间并无物理上的关联。这团云气已经影响到该星团在目视观测上的背景恒星亮度景观。这个星团有大量的Be恒星，发现的数量已经高达24颗，这是一种光谱类型为B，但在光谱中有着突出的氢发射光谱。大部分在该星团中的Be星光谱类型在B0和B3之间。这个星团中的一颗卫星标志物LS I + 61°235，是一颗有X射线伴星的Be恒星，互绕的周期大约是3年。在这个星团内部至少有5颗蓝离散星（原本是双星，经由合并才成为蓝离散星），它们都是由两颗恒星合并所形成的恒星。星团中也有两颗周期分别是0.6天和1.03天的食双星。德国天文学家卡罗琳·赫歇尔（Caroline Herschel）于1783年9月27日发现，德国天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）于1787年11月3日再发现。
NGC 663疏散星团
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