davidanugraha/M4-RAG huggingface dataset:
Caldwellův katalog

Caldwellův katalogjeastronomický katalog109 jasnýchhvězdokup,mlhovinagalaxiípro pozorováníamatérskýmiastronomy. Katalog sestavilSirPatrick Caldwell-Moorejako doplněkMessierova katalogu.
Messierův katalog vznikl jako seznam objektů, které mohou v dalekohledu vypadat jako kometa, protože seMessierzajímal o jejich hledání. Amatérští astronomové jej považují za základní seznam snadno viditelných objektů. Moore ovšem upozornil, že v Messierově katalogu chybí mnoho velmi jasných objektů, jako například hvězdokupaHyády,Dvojitá hvězdokupa(NGC 869aNGC 884) agalaxie Sochař(NGC 253). Messier pozoroval zPaříže, proto do svého katalogu nezahrnul ani jasné objekty viditelné najižní polokouli, jako napříkladOmega Centauri,Centaurus A(NGC 5128), hvězdokupa Klenotnice (NGC 4755) a47 Tucanae.Moore tedy vytvořil vlastní seznam 109 objektů, aby dodržel velikost Messierova katalogu (M102je považován za chybnou položku, jak potvrdilMéchain),a zveřejnil jej v americkém časopise Sky & Telescope v prosinci 1995.
Moore použil k označení katalogu svoje druhé příjmení Caldwell, protože první písmeno jeho prvního příjmení se používá k označení položek Messierova katalogu.Položky Caldwellova katalogu se tedy označují písmenem C a katalogovým číslem z rozsahu 1 až 109 (např.C41).
Na rozdíl od Messierova katalogu, jehož položky jsou číslovány zhruba podle pořadí objevu Messierem a jeho kolegy,Caldwellův katalog je seřazen podledeklinace, takže C1 je nejsevernější a C109 nejjižnější objekt katalogu, pouzeNGC 4244aHyádyjsou číslovány mimo pořadí. Další chyby v katalogu byly časem opraveny: S Norma Cluster (NGC 6087) byl chybně označen jakoNGC 6067a Lambda Centauri Cluster (IC 2944) jako Gamma Centauri Cluster.
V tomto článku byl použitpřekladtextu z článkuCaldwell cataloguena anglické Wikipedii.
Nebulosa Roseta

Lanebulosa Rosetaes unaregión H IIgrande y circular, ubicada en el borde de una gigantescanube molecularen laconstelacióndel UnicornioMonoceros, situada en la banda de laVía Láctea. Elcúmulo abiertoNGC 2244(Caldwell 50) está estrechamente asociado con la nebulosa, en virtud de que las estrellas del cúmulo se han formado de la materia de la misma.
El complejo tiene las siguientes designaciones en el Nuevo Catálogo General (NGC) designations:
El cúmulo y la nebulosa se encuentran a una distancia de unos 5200años luzde laTierra(aunque los cálculos de la distancia varían considerablemente, hasta llegar a 4900 años luz)​ y medir unos 130 años luz de diámetro. La radiación de las estrellas jóvenes excitan losátomosde la nebulosa, haciendo que emitan radiación que hace brillar a la nebulosa. La masa de la nebulosa se estima en unas 10 000 masas solares.
Se cree que elviento estelarde un grupo de estrellas O y B está ejerciendo presión sobre la nube, causando su compresión, y generando la formación de estrellas en la nebulosa. Esta formación estelar está aún en curso.
Una imagen de la nebulosa tomada por el Observatorio de rayos XChandraen 2001, ha permitido observar la zona de las estrellas jóvenes y calientes que están en el centro de la nebulosa Roseta. Las estrellas han calentado el gas que las rodea a una temperatura del orden de 6 millones de kelvin, haciendo que emitan grandes cantidades de rayos-X.
El cúmulo de estrellas es visible con binoculares y puede apreciarse muy bien con un telescopio pequeño. La nebulosa en cambio es más difícil de detectar visualmente, y requiere de un telescopio con un bajo aumento. Es necesario un cielo oscuro, sin polución luminosa, para la observación. El color rojo no se detecta visualmente, aunque sí en las imágenes fotográficas. Este típico color rojo de las nebulosas es producido por la emisión de los átomos de hidrógeno a través del fenómeno conocido comofluorescencia.
Nebulosa de Monoceros

Lanebulosa de Monoceros, llamada tambiénbucle de Monoceros,SNR G205.5+00.2yAJG 4,​ es unresto de supernovaen laconstelacióndeMonoceros.
Fue reconocida como resto de supernova en 1963 por su fina estructura filamentosa y por observaciones enbanda de radioa 237 y 1415MHz.​
Tiene eldiámetro angularmás grande (220minutos de arco) entre todos los restos de supernova de nuestragalaxia.​
La morfología de este resto de supernova es de tipo concha o cáscara.
Su emisión enbanda de radiopresenta un espectro no térmico que indica la existencia deelectronesde alta energía.​
En elespectro visibleaparece como un anillo de emisión brillante e irregular, diferenciándose dos partes: una parte difusa en el centro y una estructura filamentosa a lo largo del borde del remanente.
Dicha estructura visible en la parte sur del remanente puede deberse a una posible interacción con unanube molecular, pese a que no se haya detectado ningúnmásera 1720,5 MHz.​
En ese borde sur se emplaza la brillantenebulosa Rosetay en el norte hay unaregión H II,Sh 2-273. Se han identificado interacciones entre la nebulosa Roseta y este resto de supernova en diferenteslongitudes de onda.​
Las regiones brillantes enrayos Xde la nebulosa de Monoceros se correlacionan bien con los filamentos de luz visible, pero ninguna de sus seis fuentes puntuales corresponde a unaestrella de neutrones.​
También emiterayos gamma, que probablemente se originan a partir de interacciones de partículas aceleradas en el resto de la supernova. Esta emisión se puede explicar por la desintegración depionesneutros producidos en interaccionesnucleón-nucleón dehadronesacelerados congas interestelar.​
Asimismo, se ha descubierto una fuente de rayos gamma de muy alta energía (VEH), denominadaHESS J0632+057, detectada por primera vez en energías deTeVpor elsistema estereoscópico de alta energía(H.E.S.S). El objeto está ubicado cerca del borde del remanente y se piensa que es unsistema binarioemisor de rayos gamma.​
La nebulosa de Monoceros tiene una edad aproximada entre 30 000​ y 100 000 años.​
Combinando informaciónfotométrica,espectroscópicayastrométricade lasestrellasen lalínea de visiónde este resto de supernova, se ha podido calcular su distancia con bastante precisión, 1130 ± 10pársecs. Otra estimación, basada en la interacción con nubes moleculares, ofrece un valor de 941 (+96, -94) pársecs.​
Estos números también concuerdan con otras estimaciones que utilizan la relación empíricaΣ–D (brillo superficial-diámetro) o el análisis deextinciónde polvo.​
NGC 2244

NGC 2244(también conocido comoCaldwell 50) es uncúmulo abiertoen laNebulosa Roseta, localizado en laconstelacióndelUnicornio. Este cúmulo cuenta con varias estrellas deltipo espectral O, estrellas super calientes que generan grandes cantidades deradiaciónyviento estelar.
Las estrellas de NGC 2244 se formaron a partir del gas circundante hace sólo cuatro millones de años y emiten luz y viento que definen la apariencia de lanebulosa. Luz de alta energía proveniente de las jóvenes estrellas brillantes de NGC 2244ionizalasnubesdehidrógenopara crear la apariencia denebulosade emisión roja. El viento de partículas calientes que fluye desde el cúmulo contribuye a un complejo enjambre degasy de filamentos de polvo mientras lentamente se van del centro del cúmulo. NGC 2244 mide cerca de 50 años luz de ancho y se ubica a 4500años luzde distancia, es visible conbinoculareshacia laconstelacióndelUnicornio.​
Las estrellas más brillantes y masivas del cúmulo sonHD 46223, detipo espectralO4, con una luminosidad 400.000 veces la del Sol y aproximadamente 50 veces más masiva, yHD 46150, de tipo espectral O5, 450.000 veces más luminosa que nuestra estrella, y hasta 60 veces más masiva, aunque esta última puede ser en realidad unaestrella binaria.​
Brazo de Orión

Elbrazo de Oriónobrazo locales un brazo espiral de nuestragalaxia, laVía Láctea, donde se encuentra elsistema solary laTierra. Su nombre se debe a su proximidad a laconstelacióndeOrión, entre elbrazo de Sagitarioy elbrazo de Perseo, los dos más grandes de nuestra galaxia. Nuestro sistema solar se encuentra cercano al borde interno de laBurbuja Local, aproximadamente a 8000pársecs(25 000años luz) delcentro galáctico.
Aunque habitualmente se lo considera un brazo espiral menor, investigaciones presentadas a mediados de 2013 sugieren que puede ser una estructura de bastante entidad, bien siendo un segmento delbrazo de Perseoo incluso independiente de este.​
El brazo de Orión cuenta con un gran número de objetos delcatálogo Messier
Catálogo Sharpless

ElCatálogo Sharplesses una exhaustiva lista de 313regiones HII(nebulosas de emisión), realizada principalmente al norte de la declinación -27° (aunque también incluye algunas nebulosas situadas al sur de esta declinación), incluidas en elCatálogo Gum. La primera versión de este catálogo fue publicada en 1953 por el astrónomo estadounidenseStewart Sharplesscon 142 objetos catalogados como «Sh1»​ y la segunda (y última) versión fue publicada en 1959 con 313 objetos conocidos como «Sh2».​
En 1953, Stewart Sharpless se unió al servicio delUnited States Naval Observatory Flagstaff Station,​ donde enumeró lasregiones HIIde laVía Lácteautilizando las imágenes delPalomar Observatory Sky Survey. Gracias a este trabajo, Sharpless publicó su catálogo de las regiones HII en dos ediciones, la primera en 1953 con 142 nebulosas,​ y la última en 1959 con 313 nebulosas​·.​
Los 313 objetos del catálogo de Sharpless se superponen con varioscatálogos astronómicos, como los 110 objeto delCatálogo Messier(M), los7840objetos delNuevo Catálogo General(NGC), elCatálogo Caldwell(C) (que es el "best-of" de los otros catálogos con 109 objetos), elCatálogo RCW(RCW) compone elCatálogo Índice(IC). Las abreviaciones por los objetos del catálogo de Sharpless son, por ejemplo utilizando "123", Sharpless 123, Sh2-123 o bien Sh 2-123 (por el último catálogo).
Uno de los objetos más célebres que se indica sobre en las cartas del cielo con el nombre de catálogo Sharpless es laSh2-155, unanebulosade la constelación deCefeo.
En algunos casos, el catálogo también comprende algunasnebulosas planetarias: una de las más bella es laAbell 31en laConstelación de Cáncer, bajo la denominaciónSh2-290.
Ejemplos del catalogo Sharpless (versión de 1959) ; cliquee sobre la imagen para ver los créditos, la mayoría fueron tomados por astrónomos amateurs, por elObservatorio Europeo del Sur, laAgencia Espacial Europeay laNASA.
Catálogo Caldwell

ElCatálogo Caldwelles uncatálogo astronómicode 109 de los más brillantescúmulos estelares,nebulosasygalaxiaspara ser observados porastrónomos aficionados. La lista es obra dePatrick Caldwell-Moore, y su intención era servir como complemento delCatálogo Messier.
El Catálogo Messier es usado frecuentemente por astrónomos aficionados como una lista de interesantesobjetos del espacio profundopara observar a simple vista, pero Caldwell-Moore observó que esa lista no incluía muchos de los objetos más brillantes del cielo, como lasHíades, elCúmulo Doble de Perseo(NGC 869[2]yNGC 884[3]) y laGalaxia de la Moneda de Plata.
Además, Caldwell-Moore observó que el Catálogo Messier, cuya confección se había basado en observaciones del cielo delhemisferio norte, excluía objetos visibles en el cielo delhemisferio sur, comoOmega del Centauro,Centauro A,El Joyeroy47 del Tucán.​​ Rápidamente, elaboró una lista de 109 objetos (para igualar el número de ellos en el Catálogo Messier) y la publicó en la revistaSky & Telescope[4]en diciembre de 1995.​
Desde su publicación, el catálogo ha crecido en popularidad y en uso entre los aficionados a la astronomía. A pesar de eso, la lista original de Caldwell fue criticada por algunos pequeños errores de compilación (listados más abajo), y al mismo Caldwell-Moore se le ha criticado su egocentrismo al compilar la lista incluyendo el uso de uno de sus apellidos para nombrarla y el empleo de los números encabezados por su inicial, "C", para renombrar objetos con designaciones más comunes.​
La lista del Catálogo Caldwell se constituyó a partir de objetos ya identificados por astrónomos profesionales y comúnmente observados por astrónomos aficionados. A diferencia de los objetos del Catálogo Messier, que están ordenados por orden de descubrimiento, los del Catálogo Cadwell están ordenados pordeclinación, siendo C1 el más boreal y C109 el más austral; pero hay dos objetos que no figuran en la secuencia:NGC 4244[5]y lasHíades.​ La lista original de Caldwell identificaba erróneamente comoNGC 6067[6]alNGC 6087(ambos soncúmulos abiertosde laconstelaciónEscuadra y Nivel), y además llamaba incorrectamente «Cúmulo de Gamma del Centauro» alCúmulo de Lambda del Centauro.​ En este catálogo destacan loscúmulosyPléyades del surpor ser los más brillantes y visibles sin necesidad de telescopio (m.a. menor a 6).
Para el aprendizaje y el disfrute en el caso de losastrónomos aficionados, un proceso aconsejable sería seguir primero el Catálogo de Messier, después el de Cadwell, y, ya por fin, el Catálogo de los 400 de Herschel (una reducción delCatálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellasy, por tanto, también delNuevo Catálogo General). Después de seguir este proceso, habría observado casi 600 objetos.
NGC 2244

NGC 2244, aussi connu sous le nom deCaldwell50, est un très jeuneamas ouvertsitué dans laconstellationde la Licorne.  Il a été découvert par l'astronomebritanniqueJohn Flamsteeden1690. Cet amas a été redécouvert parJohn Herschelen mars1830et il a été ajouté auNew General Cataloguesour la désignation NGC 2239.
Cet amas est situé dans lanébuleuse de la Rosette.
Étant donné son très jeune age, cet amas renferme plusieurs étoilesde type O, des étoiles très chaudes qui génèrent une grande quantité deradiationsainsi que de puissantsvents stellaires. L'âge de cet amas a été estimé à un peu moins de 8 millions d'années. Ses deux étoiles les plus brillantes sontHD 46223, detype spectralO4V, qui est 400 000 fois plus brillante et 50 fois plus massive que leSoleil, etHD 46150, detype spectralO5V, laquelle est 450 000 fois plus lumineuse et 60 fois plus massive que notre étoile.  Il se pourrait que ce soit uneétoile double.
NGC 2244 est à environ 1 445pc(∼4 710al) dusystème solaire. La taille apparente de l'amas est de 24minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 33 années-lumière. L'âge de cet amas est estimé à environ 8 millions d'années.
Selon laclassification des amas ouvertsdeRobert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un grand intervalle (le chiffre 3).
Nebula Rosette

Nebula Rosette(juga dikenal sebagaiCaldwell 49) adalahwilayah H IIyang terletak di dekat salah satu ujung awan molekul raksasa di wilayahMonocerosdiGalaksi Bima Sakti.Gugus terbukaNGC 2244(Caldwell 50) terkait erat dengan nebulositas, bintang-bintang di gugus tersebut terbentuk dari materi nebula.
Nebula ini diketahui memiliki bentuk yang mengingatkan kita pada tengkorak manusia, dan terkadang disebut sebagai "Nebula Tengkorak". Ini berbeda denganNGC 246, yang juga dijuluki "Nebula Tengkorak".
Gugus dan nebula ini terletak pada jarak 5.000tahun cahayadariBumidan berukuran diameter sekitar 130 tahun cahaya.Radiasidari bintang-bintang muda menggairahkanatom-atomdi nebula, menyebabkan mereka memancarkan radiasi sendiri sehingga menghasilkan emisi nebula yang kita lihat.Massanebula diperkirakan sekitar 10.000massa matahari.
Survei nebula denganObservatorium Sinar-X Chandratelah mengungkapkan keberadaan banyak bintang yang baru lahir di dalam optik Nebula Rosette dan bertaburan di dalam awan molekul padat. Secara keseluruhan, sekitar 2500 bintang muda terletak di komplekspembentuk bintangini, termasuk bintang masiftipe OHD 46223 dan HD 46150, yang terutama bertanggung jawab untuk meniup gelembung terionisasi.Sebagian besar aktivitas pembentukan bintang yang sedang berlangsung terjadi di awan molekul padat di sebelah tenggara gelembung.
Cahayasinar-Xyang menyebar juga terlihat di antara bintang-bintang di dalamgelembung, yang dikaitkan dengan plasma super panas dengan suhu berkisar antara 1 hingga 10 juta K.Suhu ini jauh lebih panas dibandingkan plasma berkekuatan 10.000 K yang terlihat di wilayah HII, dan kemungkinan besar disebabkan oleh hembusan angin panas dari bintang masif tipe O.
Pada 16 April 2019 Badan LegislatifOklahomamengesahkan HB1292 yang menjadikan Nebula Rosette sebagai objek astronomi resmi negara. Gubernur Oklahoma Kevin Stitt menandatanganinya menjadi undang-undang pada 22 April 2019.
Daftar objek NGC 2001 - 3000

Daftar ini memuatObjek NGC2001 - 3000.
Informasi dalam tabel ini diambil dariThe Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters oleh J. L. E. Dreyer,yang di akses melalui VizieR Service (website:http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR), database NASA/IPAC Extragalactic (website:http://nedwww.ipac.caltech.edu/), dan database astronomi SIMBAD (website:http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/).
Messier 10

Messier 10atauM10(juga dikenal sebagaiNGC 6254) adalah sebuahgugus bolayang terletak dirasi bintangOphiuchus. 
Gugus ini ditemukan olehCharles Messierpada 29 Mei 1764, dan mengkatalogkan sebagai entri nomor 10 dalamkatalognya. Dia mendeskripsikan objek ini sebagainebulatanpa bintang, tetapi pengamatan lebih lanjut mengungkapkan bahwa objek tersebut merupakan gugus bola dengan anggota ribuan bintang. Pada tahun 1774, astronom JermanJohann Elert Bodejuga menyebutnya sebagai "tambalan samar tanpa bintang; sangat pucat". Menggunakan instrumentasi yang lebih besar, astronom kelahiran JermanWilliam Herschelmampu menguraikan gugus menjadi anggota individualnya. Dia menggambarkannya sebagai "indah gugusan bintang yang sangat padat".William Parsons, Earl of Rosse ke-3mengira dia dapat membedakan jalur gelap melalui bagian gugus. Orang pertama yang memperkirakan jarak ke gugus adalahHarlow Shapley, meskipun penurunannya dari 33.000 tahun cahaya jauh lebih jauh daripada nilai modern.
M10 memiliki diameter sekitar 19,3arcmin(menit busur), sekitar dua pertiga diameterBulan. Jika diamati dengan teleskop ukuran sedang, ukurannya kira-kira hanya setengahnya (8 hingga 9 arcmin), karena bagian inti yang terang hanya berdiameter 35tahun cahaya. Ia memiliki radius inti 48 detik busur dan radius setengah massa 147arcsec(detik busur) atau 2,5 arcmin),dan memiliki diameter spasial 83 tahun cahaya dan diperkirakan sejauh 14.300 tahun cahaya dariBumi.Angkanya satu derajat ke barat dari30 Ophiuchi,bintang oranyepusat konstelasi.Pusat konstelasi ini adalahbintang raksasatua denganklasifikasi bintangK4III.
Dalam hal kelimpahan unsur-unsur selain hidrogen dan helium, yang oleh para astronom disebutmetalisitas, Messier 10 "cukup miskin logam". Kelimpahan besi, diukur sebagai [Fe/H] sama dengan ––1.45 ± 0.04dex, hanya 3,5% dari kelimpahan yang ditemukan di permukaanMatahari.Gugus ini menunjukkan bukti diperkaya oleh unsur-unsur yang dihasilkan melaluiproses spada bintang masif dansupernova Tipe II. Gugus ini menunjukkan sedikit bukti pengayaan olehsupernova Tipe Ia.
Karenabintang binerrata-rata lebih masif dari bintang normal, bintang biner cenderung bermigrasi ke pusat gugus. Fraksi bintang biner di wilayah inti sekitar 14% di wilayah terluar gugus.Sejalan dengan itu, wilayah inti berisi konsentrasi interaksi-membentukbintang biru straggler, yang sebagian besar terbentuk 2-5 miliar tahun yang lalu.Kepadatan bintang di wilayah inti adalah sekitar 3,8massa matahariper kubik parsec.Empatbintang variabeltelah ditemukan di wilayah ini gugus.
Gugus ini mengorbit pusatGalaksiBima Saktisekali setiap 140 juta tahun, dan melintasi bidang piringan galaksi setiap 53 juta tahun sekali, danOrbit rosetteini memilikieksentrisitas orbitsebesar 0,21.
Koordinat:165708.99, −04° 05′ 57.6″
Daftar bintang paling masif

Berikut ini adalahdaftar bintang paling masifyang pernah ditemukan, dalam satuanMassa Matahari(M☉).
Kebanyakan massa yang didaftarkan dibawah masih diperdebatkan, dan, karena masih menjadi subjek penelitian masa kini, masih dalam peninjauan dan sering direvisi massa maupun karakteristiknya yang lain.
Gugus terbuka

Gugus terbukaadalah sekelompok bintang dengan jumlah sampai seribu bintang yang terbentuk dari awan molekul raksasa yang sama dan memiliki usia yang hampir sama. Lebih dari 1.100 gugus terbuka telah ditemukan diGalaksi Bima Sakti, dan lebih banyak lagi yang diperkirakan ada. Mereka terikat satu dengan yang lain oleh gayagravitasisecara longgar dan menjadi terganggu oleh pertemuan dengan gugus lain serta awan gas saat mereka mengorbit pusatgalaksisehingga sering terjadi perpindahan ke pusat galaksi atau hilangnya anggota gugus akibat bertemunya dengan sesama anggota gugus.
Gugus terbuka biasanya dapat bertahan beberapa ratus juta tahun. Sebaliknya, semakin besargugus bolayang memiliki bintang dengan gaya gravitasi lebih besar dapat bertahan sampai miliaran tahun. Gugus terbuka sudah ditemukan hanya digalaksi spiraldangalaksi tak beraturandi mana sedang terjadi pembentukan bintang.
Gugus terbuka yang masih muda masih mengandung awan molekul sisa pembentukannya, meneranginya dan membentukdaerah H II.Seiring waktu,tekanan radiasidari gugus akan membubarkan awan molekul. Biasanya, sekitar 10% massa dari awan gas akan menyatu menjadi bintang sebelum tekanan radiasi mendorong sisa gas pergi.
Gugus terbuka adalah objek utama dalam studievolusi bintang. Karena anggota gugus memiliki usia dan komposisi kimia yang sama, efek dari sifat bintang lain lebih mudah ditentukan dibanding dengan bintang yang terisolasi.Sejumlah gugus terbuka, seperti gugus terbukaPleiades,HyadesatauAlpha Perseidapat dilihat dengan mata telanjang. Sementara yang lain sepertigugus gandahampir tidak kelihatan tanpa peralatan.
Nebulosa Tarantola

LaNebulosa Tarantola(nota anche come30 Doraduso con lesigle di catalogoNGC2070eC103) è una vastissimaregione H IIsituata nellaGrande Nube di Magellano. È la più grande regione diformazione stellareconosciuta nelGruppo Localedi galassie.
Questa nebulosa, di ottavamagnitudine apparente, si osserva nella zona nord-orientale della Nube, ed è visibile in prevalenza dall'emisfero australe, dove si presentacircumpolarein tutte le regioni meridionali poste all'esterno dellazona tropicale; dall'emisfero nord, al contrario, la nebulosa è visibile solo a sud delTropico del Cancro.
Impossibile da osservare adocchio nudo, è individuabile senza difficoltà tramite un semplicebinocolo, presentandosi come una macchia tondeggiante dai bordi molto sfumati; le sue ramificazioni luminose appaiono invece con untelescopio amatoriale, che consente di rilevare anche alcuni addensamenti di stelle eammassi aperti.
La Nebulosa Tarantola fu ritenuta in un primo tempo unastella, poi chiamata 30Doradus; nel1751,Nicolas-Louis de Lacaillericonobbe la sua natura nebulare.
La Nebulosa Tarantola ha unamagnitudine apparentepari ad 8; considerando la sua distanza di 160.000anni luce, si tratta di un oggetto estremamente luminoso. Infatti, si tratta della regione diformazione stellarepiù attiva delGruppo Localedi galassie; al suo centro, un ammasso estremamente compatto distellecalde e giovani produce la maggior parte dell'energia che rende visibile la nebulosa. La reale dimensione della Nebulosa Tarantola è di circa 1.000 anni luce;se fosse posta alla stessa distanza dellaNebulosa di Orione(un'altra regione di formazione stellare, visibile ad occhio nudo) sarebbe 60 volte più grande della luna piena. Nelle aree centrali della nebulosa si trova un ricchissimo e compatto ammasso di stelle, noto comeR136a, il quale è il principale responsabile dell'illuminazione e dell'eccitamento dei gas della nebulosa.Un altro ammasso èHodge 301.
La Nebulosa Tarantola è stata la sede di un'esplosione disupernova, la cui luce è giunta a noi nel1987: la supernovaSN 1987a, una delle più studiate, data la sua relativa vicinanza (fu visibile anche ad occhio nudo, con una magnitudine apparente pari a 4,0).
Nebulosa Elica

Lanebulosa Elica(nota anche comeNGC 7293,C63oNebulosa Helixmantenendo il nomeinglese) è una dellenebulose planetariepiù vicine allaTerra. Si trova a200pco650aldallaTerranellacostellazione dell'Aquarioe ha undiametro angolaredi circa 0,5°. È stata scoperta daKarl Ludwig Hardingprima del1824.
Ha un aspetto molto simile allanebulosa Anello. È anche simile per dimensione, età e caratteristiche fisiche allanebulosa Manubrio; le significative differenze nell'aspetto sono conseguenza della relativa vicinanza e del diverso angolo da cui la si osserva.
La nebulosa Elica viene spesso chiamata l'Occhio di Dio, a partire almeno dal2003.
La nebulosa Elica è un esempio di una nebulosa planetaria formatasi alla fine della vita di una stella ditipo solare. Gli strati gassosi esterni della stella espulsi nello spazio appaiono dal nostro punto di vista come se guardassimo dall'alto un'elica. Il nucleo centrale della stella, destinato a diventare unanana bianca, risplende così intensamente da renderefluorescenteil gas precedentemente espulso.
La nebulosa si trova a circa 650 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Aquario, e ha una dimensione di circa 2,5 anni luce. Le fotografie recenti di Helix sono delle composizioni di nuove immagini ottenute dallo strumentoAdvanced Camera for Surveys(ACS) delTelescopio Spaziale Hubblee immagini con grande angolo di visuale ottenute da un telescopio da0,9mpresso l'Osservatorio Nazionale di Kitt Peak.
Sulla base della velocità di espansione, di31km/s, si stima che abbia 10 600 anni.
ばら星雲

ばら星雲（ばらせいうん、英:The Rosette Nebula、NGC2237-9, 2246、Caldwell49）は、いっかくじゅう座の方向にある散光星雲（HII領域）である。赤いバラの花飾り(ロゼット)のような姿であることから「ばら星雲（バラ星雲）」とよばれている。
NGC番号は 2237、2238、2239、及び 2246である。ばら星雲全体はウィリアム・ハーシェルが発見したが、NGC 2237と2246はスウィフト、NGC 2238はマース、NGC 2239はジョン・ハーシェルがそれぞれ個別に発見している。
おおよそオリオン座α星ベテルギウスからこいぬ座α星プロキオンに向かって1/3ほど行った冬の天の川の中、いっかくじゅう座12番星を中心とする散開星団NGC 2244の周囲に広がっている。眼では感じにくいHα線の成分が強いため肉眼で見ることはできないが、望遠鏡に干渉フィルターを用いることで視認することができる。視直径 80'x60'、距離5,500光年、実直径130光年となっている。
星雲

星雲（せいうん、英語:nebula）とは、宇宙空間に漂う、重力的にまとまりをもった宇宙塵や星間ガスなどから成る天体のこと。
星雲は、光を放たない暗黒星雲と光を放射あるいは付近にある恒星などの光を反射する散光星雲とがある。また、恒星から放出されたガスによってできた惑星状星雲および超新星爆発の結果生まれる超新星残骸といったものもある。
銀河(英語:galaxy) もかつては星雲と呼ばれていた。これは、銀河の正体を正確にとらえられていなかったために銀河も星雲の1つの形態に過ぎないと考えられていたからである。しかし近代になり銀河は太陽系のある銀河系（天の川銀河）の外にある天体であることが判明し、それ以降は銀河系外星雲（系外星雲）と呼ばれるようになった。この名残で、例えばアンドロメダ銀河のことを「アンドロメダ星雲」と称することがある。現在では、このような系外星雲は銀河と呼ばれるようになり、星雲と銀河の区別が明確になっている（銀河のことを星雲と呼んでいた歴史については、銀河の観測史に詳しい）。
なお、本項で扱っている星雲（Nebula、現在において星雲と呼ばれている天体）に関しては、銀河である銀河系外星雲に対して銀河系内星雲（系内星雲）と呼んでいた。
特に有名な一部のものを除いて、星雲はしばしば M や NGC といった番号で呼称される。
なお、どちらのカタログも特に星雲を区別して収録したものではないため、記載された天体は星雲に限らず、銀河や星団といったものも含まれる。
散光星雲

散光星雲（さんこうせいうん、英語：diffuse nebula）とは、可視光によって観測できる比較的広い範囲に広がったガスや宇宙塵のまとまりである天体。
散光星雲には輝線星雲と反射星雲の2種類がある。
輝線星雲は、電離ガスが自ら発光している星雲である。
輝線星雲は近くに存在する高温（スペクトル型がO型かB型）の恒星からの紫外線によって、構成成分の水素ガスが電離させられ、その原子核と電子の再結合によるバルマー系列の輝線を放射している。このため電離水素原子を意味するHII（エイチ・ツー）が存在する領域ということでHII領域とも呼ばれる。特に際立つのがHα線（波長656.3nm）の赤い輝線である。この輝線は赤外線の波長に近く肉眼では感度の低い領域なので、天体写真でしか存在が確認できない輝線星雲も多い。
暗黒星雲から恒星が誕生すると、その恒星が周囲に残るガスを輝線星雲へと変える。そのため輝線星雲は誕生したばかりの散開星団と共存していることが多い。
また、超新星残骸も輝線星雲の一種として扱うことがある。超新星残骸の場合には超新星爆発の際の衝撃波による圧縮加熱やシンクロトロン放射の吸収によって水素原子が電離させられて発光する。
反射星雲は、ガスや塵が近傍の恒星から受ける光を反射して光っているように見える星雲である。
反射星雲は近くの恒星の光に照らされているだけであるから、そのスペクトルは光源となっている恒星のものとほとんど同じである。こちらは低温の恒星の周りにも存在する。
いっかくじゅう座

いっかくじゅう座（いっかくじゅうざ、一角獣座、Monoceros）は、現代の88星座の1つ。17世紀に考案された新しい星座で、額に1本の角を持つ馬の姿をした架空の生物ユニコーン（モノセロス）をモチーフとしている。シリウス・プロキオン・ベテルギウスの3つの1等星が形作る「冬の大三角」に囲まれた領域に位置する。
固有名もない4等星がいくつかあるだけの目立たない星座だが、ばら星雲など名の知られた星雲・星団が属している。
2022年4月現在、国際天文学連合(IAU) によって2個の恒星に固有名が認証されている。
その他の特徴的な恒星には以下のものがある。
オランダの神学者で地図製作者のペトルス・プランシウスが考案したものであるとされる。プランシウスは、1612年に作成した天球儀にMonoceros Unicornis（モノセロス・ユニコーン）という名前で星座を描いていた。これより後の1624年に、ドイツの天文学者ヤコブス・バルチウスが刊行した『Usus Astronomicus Planisphaerii Stellati』に掲載した星図にUnicornuの名前でこの星座を加えていたことから、バルチウスが考案者であると誤解されることもある。西洋の伝承に登場する額に1本の角を持つ馬であるユニコーンがモチーフとされたが、一部の星図では鼻先に角を持った魚類の姿で描かれることもあった。
19世紀末アメリカのアマチュア博物学者リチャード・ヒンクリー・アレンは、著書『Star Names: Their Lore and Meaning』の中でこの星座の考案者について異説を挙げている。アレンは、天文学者ヴィルヘルム・オルバースと年代学者ルートヴィヒ・イデラー（英語版）が「1564年の文献に「双子座と蟹座の南にある別の馬」という言及があることから、もっと早い時期に考案されたものである」と述べていたとした。また、古典学者のヨセフ・スカリゲル（英語版）が「ペルシアの天球儀に描かれたこの星座を発見した」としていたとした。さらにアレンは、フランスの天文学者カミーユ・フラマリオンが古い文献に見える謎の星座 Neper をこの星座に同定していたという話を紹介している。
1872年、イギリスの天文学者リチャード・アンソニー・プロクター（英語版）は、星座名を簡略化するために「Cervus（鹿）」という名称に変更することを提唱したが、受け入れられることはなかった。アメリカの天文学者ベンジャミン・グールドは、1879年に刊行した『Uranometria Argentina』の中で、この星座の6つの星にギリシャ文字の符号を付した。
1922年5月にローマで開催されたIAUの設立総会で現行の88星座が定められた際にそのうちの1つとして選定され、星座名はMonoceros、略称はMonと定められた。17世紀に考案された新しい星座のため神話・伝承はない。
中国の天文では、いっかくじゅう座の星のうち5つの星が二十八宿の南方朱雀七宿の第1宿の「井宿」の一部とされた。17・13・εの3星は、ふたご座の5等星HD 52960とともに長江・黄河・淮河・済水の四つの大河を表す「四瀆」と呼ばれる星官を成すとされ、18・21（または22）の2星は宮殿の門外にある小山を表す「闕邱」という星官を成すとされた。
日本では、1879年（明治12年）にノーマン・ロッキャーの著書『Elements of Astronomy』を訳した『洛氏天文学』が刊行された際には「ユニコルン（一角）」と訳が充てられた。1908年（明治41年）4月に創刊された日本天文学会の会誌『天文月報』では同年12月の第9号から「一角獣」という星座名が記された星図が掲載されている。1910年（明治43年）2月に訳語が改訂された際も「一角獣」がそのまま使用された。この訳名は、1925年（大正14年）に初版が刊行された『理科年表』にも「一角獣（いっかくじう）」として引き継がれ、1944年（昭和19年）に学術研究会議によって天文学用語が改訂された際もこの呼称が継続して採用された。戦後の1952年（昭和27年）7月に日本天文学会が「星座名はひらがなまたはカタカナで表記する」とした際に、Monoceros の日本語名は「いつかくじゆう」と改められた。さらに1974年（昭和49年）1月に刊行された『学術用語集（天文学編）』で仮名遣いが改められ「いっかくじゅう」が星座名とされた。この改定以降は「いっかくじゅう」が星座名として継続して用いられている。
現代の中国では「麒麟座」という呼称を用いている。
座標:070900, −05° 44′ 24″
ニュージェネラルカタログ

ニュージェネラルカタログ（New General Catalogue）は、ジェネラルカタログにジョン・ドレイヤーが追補して1888年に発表したもので、全部で7,840個の星雲、星団や銀河などの天体が載っている天体カタログである。略してNGCと呼ばれることが多い。
新一般カタログ、New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars（星雲と星団の新一般カタログ）とも呼ばれる。
番号は1860年の分点に基づいた天体の赤経の小さい順に付けられている。なお、ドレイヤーがNGCを補遺するために作ったカタログがインデックスカタログ(IC) である。
現在用いられているものは、NGCカタログをもとに作られたRevised NGC(RNGC)、NGC 2000.0、NGC/ICである。RNGCは、1973年にジャック・スレンティックとウィリアム・ティフト（英語版）がパロマー写真星図と照合して誤りや曖昧さを正したもので、収載されている天体の座標を1975年の分点に基づいて変換している。またNGCで示された座標付近に複数の天体が存在した場合、NGC番号の後ろにA、B、…の記号を付して曖昧さを避けるようにしている。NGC 2000.0は、1988年にロジャー・シノットが、NGCカタログとICに収載された天体も合わせ座標を2000年の分点に変換してその赤経順に並べなおしたものである。NGC/ICは、2009年からヴォルフガング・シュタイニッケによって改訂が続けられているカタログであり、2022年時点では13,967個の天体が収蔵され、エクセル形式で公開されている。
その他のNGC天体はニュージェネラルカタログ天体の一覧を参照。
M21 (天体)

座標:180413.0, −22° 29′ 24″M21(NGC 6531) は、いて座にある散開星団。
青い星を多く含む若い星団である。8等級の星が1個、9等級が4個と明るい星が少ない星団である。
条件が良ければ肉眼でも発見できる。双眼鏡では数個の星がコンパクトにまとまっていて、M20やM8と同じ視野に見える。口径10cm程度の望遠鏡から星団らしい姿を楽しむことができる。小望遠鏡で約50個の星を楽に見ることができる。中心部に三角形の星の集まりがあり、そこから星団の渦巻き構造を見る人もいる。
M20を土台として、M21を北端とする「十字形の群れ」は「ウェッブの十字架」と呼ばれている。腕の曲がった十字形の星の一団である。
1764年6月5日にシャルル・メシエが発見した。メシエは「前のもの（M20）の近くにある星団。知られている星でこの2つの星団に最も近いのは、いて座11番星である。この2つの星団には8等ないし9等の星が含まれ、星雲状の物質につつまれている」と記している。ウィリアム・ヘンリー・スミスはそれを受けて「メシエの言う星雲状物質というのは微星の集合を指している」と記している。ジョン・ハーシェルはジェネラルカタログに「とても多くの星からなり、星の集まり方のまばらな星団。9等から12等の星からなる」と記している。
M73 (天体)

座標:205900.0, −12° 38′ 00″
M73（NGC 6994）はみずがめ座にある星群である。
4個の星の集まりに過ぎないので、星図や星表によっては省略しているものもある。4つの星の個々の明るさは10.5等、10.5等、11.0等、12.0等である。
この星の集まりが、星がまばらな散開星団なのか、ただ同じ方向に見えている星の集まりなのかについて議論されてきた。2002年にはマックス・プランク研究所の Odenkirchen とボルドー天文台の Soubiran により、それぞれの星の距離は異なり、かつ異なる方向へ動いており、散開星団ではない、という研究成果が発表されている。
双眼鏡では見ることは難しい。口径10cmの望遠鏡では3つの星が見える。口径20cmの望遠鏡で、Y字型にならんだ4つの星が見える。口径30cmではさらに微星が見えてくる。アメリカのアマチュア天文家ジョン・マラスは「口径4インチ25倍の望遠鏡では見え方はメシエと同様で、何やら星雲状物質が広がっているようにも見えたが、ちょっと倍率をあげてみたら、ぼんやりとした光は消えてしまった」としている。
1780年10月5日と6日にシャルル・メシエによって発見された。メシエは「ちょっと見たところ3～4個の微星の集まりで、星雲状物質をふくみM72と平行」とした。ジョン・ハーシェルは「星団？極めて貧弱。星雲状物質はない」と記した。ウィリアム・ヘンリー・スミスは「貧弱な視野に3個の10等星。」とした。
散開星団

散開星団（さんかいせいだん、open cluster）は恒星の集団（星団）の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。
通常年齢が若く、高温で明るい星を多く含む。このため散開星団は遠距離からでも見ることができ、アマチュア天文家の好む天体の一つである。散開星団の生みの親である分子雲が星団のそばに存在している場合もあり、その場合には星団の星によって分子雲の一部が輝いて一つまたは複数の星雲として見えることがある。
ある散開星団に属する星は全てほぼ同じ年齢、同じ化学組成を持っているため、星同士の性質の違いは単にその星の質量の違いに起因している。散開星団にはO型やB型の青色巨星が含まれることが多い。これらの星は非常に明るいが寿命が短いので、これらの存在は散開星団が比較的若い天体であることを示す。散開星団の星の光を分析することによって、その星団の年齢を見積もることができる。すなわち、青色、黄色、赤色の星の数の比を調べ、青い星の割合が多いほどその星団は若い傾向がある。星団の星の一様性を使うと、恒星進化のモデルを完全にテストすることができる。なぜなら星同士を互いに比較することで、モデルの変数のうちの多くを固定できるからである。これによってモデルのテストがより容易になる。
地球から最も近い運動星団であるおおぐま座運動星団は古い散開星団であるとみられる。この星団は北斗七星のうちおおぐま座α星とη星以外のすべての星と、おおぐま座および近隣の星座のいくつかの星を含む。この星団のメンバーは、宇宙の中で1000光年以上にわたって広がっている。我々の太陽はこの集団のメンバーではなく、ちょうど近くを通り過ぎているところである。かつて、シリウスはこのおおぐま座ストリームの一員であると考えられていたが、現在では否定されている。銀河系の中での位置を考えると、太陽の運動速度は非常に奇妙である。太陽は数十億年前に他の星と接近遭遇し、これによって太陽や太陽系が重力を受けて加速したのかもしれない。
散開星団の中の星は初めは強く密集していて、同じ速度で銀河中心の周りを回っている。約5億年くらいごとに、プレアデス星団やヒアデス星団（共におうし座にある）といったよく知られた散開星団は分子雲の通過といった外部の要素によって擾乱を受ける。これによって星団の星々はわずかに異なった速度で動き、やがておおぐま座のようにばらばらにずれ動いていく。こうなると星団は、星団を形作るほどには近くないが全ての星が関連を持ち、ほとんど同じ方向に同じ速度で動く星の流れとなる。
10億年ほど経つと星団は完全にその姿を失い、ある星は銀河の向こう側に、ある星はこちら側に位置するようになる。太陽が元々属していた星団も同じ運命をたどった。今となってはどの星が、太陽と同時に生まれ、かつては同じ星団のメンバーであったが今では違う位置にある星であるのか、全く知るすべはない。
このような星団の進化の正確な歴史は、星団の最初の密度によって変わると考えられている。より強く密集していた星団はより長い期間にわたって存在する。数十億年以上も生き残っている星団はまれであるが、ケフェウス座のNGC 188やかに座のM67などが知られている。
장미 성운

장미 성운(薔薇星雲)은외뿔소자리에 있는H II 영역이다. 마치장미처럼 붉게 보이는 모습이 특징적이다.
장미 성운 영역은 NGC 목록에 2237, 2238, 2239, 2244, 2246으로 등록되어 있다. 이 중 NGC 2244는 장미 성운의 중심에 있는산개 성단으로 나이는 약 3백만년 정도이다. NGC 2239는 NGC 2244를 잘못 확인한 것으로 동일한 산개성단이기 때문에 잘 쓰이지 않는다. NGC 2237, 2238, 2246은천구상의 위치는 약간씩 다르게 지정되었지만 결국 하나의 성운을 나타내는데, 이는 관측 기술의 한계 때문에 발견 당시에는 이들이 하나의 천체임을 알지 못했기 때문이다. 성운 전체를 나타낼 때는 NGC 2237을 주로 사용한다.
산개 성단 NGC 2252는 천구상에서 장미 성운의 북서쪽에 가깝게 위치해있지만, 같은 거리에 있는지는 분명치 않다. 반면에 NGC 2186은 천구상에서 5도 정도 떨어져 있지만 동일한 거리에 있는 것으로 보인다.
성운

성운(星雲)이란성간 물질과수소로 이루어진 구름이다. 서양의 명칭네뷸라(영국 영어:Nebulae,미국 영어:Nebula(e),독일어:Nebelfleck,프랑스어:Nébuleuse,에스페란토:Nebulozo)는구름을 의미하는라틴어(nebula)에서 유래되었다.
많은 성운들은성간물질이라 불리는 가스의중력수축으로부터 형성된다. 물질수축은 성간물질의 무게에 따라서 무거운 별들은 아마도 중심에 형성될 것이다. 그리고 가스의자외선복사는 주변의 가스를이온화시켜서플라즈마를 형성하고 광학파장의가시광선으로 만들어 준다. 이러한 성운의 예는장미 성운또는펠리칸 성운이다. 이러한H II 영역으로 알려진 성운의 크기는 초기 가스의 구름의 크기에 의존하여 다양하게 변하고, 형성되는 별의 개수도 굉장히 다양해질 수 있다. 별 탄생 지경에 젊고 느슨한 성운들로 알려진 별들이 생성된다.
몇몇의 성운들은 무겁고 짧은 일생을 사는 별들의 죽음에 의해서 생기는초신성폭발의 결과로 형성된다. 이 물질들은초신성 폭발로부터초신성 잔해로 되어서 이온화된 물질들이 떨어져 나간다. 이러한 성운의 가장 좋은 예는황소자리의게성운이다. 이것은SN 1054로1054년에 발견되었고, 이 성운 중심에는 폭발하는 동안에 만들어진중성자별이 존재하고 있다.
또 다른 성운들은행성상 성운을 형성할 것이다. 행성상 성운은지구의태양과 같은 낮은 질량의 별들의 일생의 최종단계이다. 이러한 별들은 질량이태양의 8~10배 정도 이상의적색 거성으로 진화하고, 대기가 맥동하는 동안에 천천히 바깥층을 잃어버리게 된다. 충분한 양의 물질을 별에서 잃어버렸을 때 온도가 올라가고 성운 주변을 이온화 시키기에 충분한 자외선을 방출한다. 이것의 97%는수소이고 3%는헬륨이다. 이것의 주된 목적은 내부의 평행을 이루기 위한 것이다.
원시 행성상 성운은 강한 자외선을 방출하는 반사 성운의 한 종류이다. 정확히 원시 행성상 성운이 행성상 성운으로 될 때의 단계는 중심별이 온도에 의해서 결정된다.
암흑성운

천체에서암흑성운(Dark nebula, 暗黑 星雲)은성간구름중에서도 스스로 빛을 발하지 않고항성등이 발하는 빛을 반사하지 않거나 흡수하여 검게 보이는성간구름을 가리킨다. 성분은성간매질중에서 질량이 작은먼지나가스로 이루어져 있으며, 그분자구름의 규모가 커다란 것은 거대 암흑 성운(Giant Molecular Clouds), 작은 것은복의 포자라고 부른다.
다시말해 암흑 성운을 이루는 성분들이 빛을 차단하며, 눈으로 볼때 다른 천체보다 앞에 있는 암흑 성운은 특정한 형태를 이룬 것처럼 보이기도 한다. 대표적인 암흑 성운은말머리 성운이 있다.
외뿔소자리

외뿔소자리(Monoceros[məˈnɒsərəs], 그리스어: Μονόκερος)는 겨울철 밤하늘에 보이는 희미한별자리로,오리온과큰개,작은개,바다뱀자리사이에 놓여 있다. 영어로는 Unicorn이라고도 한다. 독일의 천문학자 제이콥 바취가 발견했다고 알려져있으나, 그전에 1560년대의페트뤼스 플란시우스가 발견한 것으로 예상되고 있다.오리온자리 팔에 위치하고있다.
육안으로는 보기가 매우 힘들다.
이 별자리에는 두개의 외계행성,COROT-7B와COROT-7c이COROT과 HARPS 망원경에 의해 발견되었다.
널리 알려진 가장 가까운 블랙홀이 이 별자리에 위치해있다.A0620-00이라고 하는데 질량은 태양의 6.6배이다.
외뿔소자리는 거의 눈에 띄지 않는 별자리로, 4등급의 별들 몇 개가 있을 뿐이지만, 소구경의 망원경으로 관측하기에 흥미로운 천체들을 찾아볼 수 있다.
외뿔소자리는 여러 성단과 성운을 포함한다.
외뿔소자리는 근대의 별자리로,1624년의 성도(Jakob Bartsch)에 '유니콘(Unicorn)'으로 수록되었다. 이 별자리는1564년에는 존재했던 것으로 여겨지며, 고대페르시아 제국의 별자리에도 있었다는 주장이 있다.
네뷸러상

네뷸러상(Nebula Award)은미국 SF 판타지 작가 협회(SFWA)가 지난 2년동안미국내에서 출판 및 발표된 SF 작품을 대상으로 매년 수여하는문학상이다. 수상자에게는 내부에 성운 모양이 담긴 투명한 트로피가 주어진다. 상금은 없지만 세계적으로도 저명한 상이며, 수상은 곧바로 책의 판매 증가로 이어진다.
휴고상은 팬 투표에 의해서 선택되는 상인 반면, 네뷸러상은 SFWA 소속의작가, 편집자, 비평가 등 SF 전문가들이 선출하는 상이라고 할 수 있다. 같은 작품이 네뷸러상과 휴고상을 동시 수상하는 일도 적지 않다. 그런 작품은 '더블 크라운'이라고 한다.
네뷸러상의 각 부문은 다음과 같다.
파랗게 칠해진 칸이 수상자와 작품이다.
달콤한 비밀

《달콤한 비밀》은2014년11월 11일부터2015년4월 3일까지 방영된한국방송공사 2TV 일일연속극인데 회를 거듭할수록 악역들의 허술하기 짝이 없었던 점 - 도를 넘어선 악행-줏대없이 물러터진 주인공 등 전형적인 막장 드라마로 변질됐다.
밝고 당당한 미혼모가 일과 사랑, 그리고 아이를 지키기 위해 고군분투하는 이야기를 통해 진정한 가족과 사랑을 만들어가는 가족극
미스터리 음악쇼 복면가왕

《미스터리 음악쇼 복면가왕》은MBC TV에서 2015년 4월 5일부터 방송되는 음악 예능프로그램이다.
투표자는 99명이며, 두 사람이 노래 대결을 펼친 뒤 더 많은 표를 얻은 사람이 다음 라운드에 진출한다.1라운드에서 패배한 참가자들은 노래를 한 곡 더 부르며 가면을 벗고 2라운드부터는 추가 곡 없이 가면을 벗는다.
총 여덟 명이 4개 조로 나와 듀엣 곡 대결을 펼친 뒤, 패자는 2라운드 솔로 곡을 부르면서 가면을 벗고 곡을 다 부른 후 퇴장한다.
1라운드를 통과한 네 명이 솔로 곡 대결을 펼친 뒤, 패자는 즉시 가면을 벗은 후 퇴장한다.
2라운드를 통과한 두 명이 가왕 앞에서 솔로 곡 대결을 펼친 뒤, 가왕은 일단 퇴장하고 패자는 즉시 가면을 벗은 후 퇴장한다.
3라운드를 통과한 이는 대기하고, 가왕이 노래를 부른 후 다시 투표를 하여 가왕을 결정한다.
가왕은 황금 가면과 가운을 착용한 후 행진하고 퇴장하며, 다음 가왕 결정전을 준비한다. 패자는 즉시 가면을 벗은 후 퇴장한다.
※장기집권 가왕
※가왕 등극자
Единорог (созвездие)

Шаблон:Starbox characterЕдиноро́г(лат.Monoceros) — экваториальноесозвездие. Занимает на небе площадь в 481,6 квадратного градуса и содержит 146звёзд, видимых невооружённым глазом. Лежит вМлечном пути, однако ярких звёзд не содержит. Местонахождение созвездия — внутризимнего треугольника, образованного яркими звёздами —Сириусом,ПроциономиБетельгейзе, по которым его легко найти. Единорог — одно из 15 созвездий, через которые проходит линиянебесного экватора. Видно в центральных и южных районах России. Лучшие условия наблюдения — февраль.
Новое созвездие. ПредложеноПетером Планциусомв1612 году, но его принято относить к созвездиямЯкоба Барча, опубликовавшего Единорога в своих небесных картах 1624 года. Возможно, однако, что это созвездие появилось ещё раньше — в работах1564 года. Более того, комментатор античных текстовИосиф Юстус Скалигерутверждал, что обнаружил это созвездие на античной небесной сфере. Первоначально называлосьUnicornu, современное латинское названиеMonocerosпредложилЯн Гевелий. Иногда автором созвездия называютИсаака Хабрехта II, использовавшего работы Планциуса при создании своего небесного глобуса.
NGC 2238

NGC 2238(другое обозначение —LBN 948) —эмиссионная туманностьв созвездииЕдинорог.
Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции «Нового общего каталога».
Является частью более яркой туманности, которая, в свою очередь, входит в составтуманности Розетка. Открыта Альбертом Мартом с помощью 48-дюймовогорефлектора.
Погружённое скопление

Погружённое скопление(англ.Embedded cluster) —рассеянное звёздное скопление, погружённое в родительскоемолекулярное облако. Обычно такие скопления представляют собой области активного звездообразования, формируя звёзды приблизительно одинакового возраста и химического состава. Вследствие наличия плотного вещества, окружающего звёзды, их сложнее наблюдать в видимом диапазоне спектра, но в инфракрасном и рентгеновском диапазонах звёзды видны сквозь окружающее вещество.Поглощение светав направлении таких скоплений в видимой части спектра может достигать от 3 до 20звёздных величин. ВМлечном Путипогружённые скопления можно обнаружить, в основном, вгалактическом дискеи вблизи центра Галактики, где протекает основное активное звездообразование.
Размеры звёзд, формирующихся в погружённых скоплениях, распределены в соответствии сначальной функцией масс, при этом в расчёте на одну звезду большой массы приходится много маломассивных звёзд. Тем не менее, массивные звёздыспектральных классовO и B, гораздо более горячие и яркие, чем маломассивные звёзды, создают непропорционально большое воздействие на межзвёздную среду,ионизируягаз вокруг них и создаваяобласти HII. С погружёнными скоплениями связывают ультракомпактные области HII, вероятные предшественники массивныхпротозвёзд.
Характерные размеры погружённых скоплений составляют 0,3—1пк, а массы лежат в диапазоне от 20 до 1000 масс Солнца. Плотность погружённых скоплений относительно велика: от 10 до 1000 масс Солнца в кубическом парсеке пространства. Исследования показывают, что сразу после формирования погружённых скоплений в них наблюдается ядро, а также проявляются признакисегрегации масс.
С течением временидавление излучениярассеет молекулярное облако, после чего скопление станет обычным рассеянным скоплением.
В числе известных погружённых скоплений можно упомянутьскопление Трапециявтуманности Ориона, L1688 вмолекулярном облаке Ро Змееносца,NGC 2244втуманности Розетка, скопление вТрёхраздельной туманности, NGC 6611 втуманности ОрёлиТрюмплер 14,15и16втуманности Киля.
Каталог Колдуэлла

Каталог Колдуэлла(англ.Caldwell Catalogue,C) —астрономический каталог, содержащий 109 ярких объектов глубокого космоса (звёздных скоплений, туманностей, галактик) и предназначенный длялюбителей астрономии. Составлен сэром Патриком Колдуэлл-Муром (англ.Sir Patrick Caldwell-Moore), как дополнение к популярномукаталогу Мессье. Впервые опубликован в американском ежемесячном журнале для любителей астрономии Sky & Telescope в декабре 1995 года.
В отличие от каталога Мессье, в каталог Колдуэлла включены и дополнительные объекты (Гиады,NGC 869,NGC 884,NGC 253), а также — интересные объекты южного неба, не вошедшие в каталог Мессье (47 Тукана,Омега Центавра,Центавр А, Каппа Южного Креста и т. д.).
Объекты каталога обозначены номерами с префиксом С и расположены в порядке уменьшения склонения (С1 — самый северный объект, С109 — самый южный).
В каталоге Колдуэлла представлены следующие объекты:
Рассеянное звёздное скоплениеШаровое звёздное скоплениеТёмная туманностьДиффузная туманностьПланетарная туманностьОстаток сверхновойГалактика
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Источники
Список объектов NGC (2001—3000)

Список объектов 2001-3000 из «Нового общего каталога» (NGC).Астрономический каталогсоставлен в основном иззвёздных скоплений,туманностейигалактик. Другие объекты из каталога можно найти всписке объектов NGC.
Информация в этих таблицах взята из «The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer»,и доступна при использованиисервиса VizieR. Типы галактик определены вNASA/IPAC Extragalactic Database. Другие данные в этих таблицах изастрономической базы данных SIMBAD, если не указано иное.
玫瑰星雲

玫瑰星雲（也稱為科德韋爾49）是一個大的球形電離氫區（外觀呈現圓形），位置在麒麟座，是銀河系內的一個巨大分子雲接近末端的部分。疏散星團NGC 2244（科德韋爾50）內的恆星是由這個星雲的物質形成的，因此與這個星雲緊密的結合。
這一群星雲包括下列幾個NGC天體：
這個星團和星雲距離地球約5,000光年，測量得到的直徑大約是130光年。來自年輕恆星的輻射激發星雲中的原子，使得這個星雲成為我們看見的發射星雲。估計星雲的質量大約是10,000太陽質量。
錢德拉X射線天文台對這個星雲的調查顯示，在玫瑰星雲內有許多新誕生的光學恆星鑲嵌在稠密的分子雲中。總共有大約2,500顆恆星存在於這個恆星形成的複合體內，包括大質量的O型星HD 46223和HD 46150，主要負責吹出電離的氣泡。
大部分正在進行的恆星形成活動都發生在緻密的分子雲中朝向東南的氣泡。
在氣泡中的恆星之間，也可以看見瀰漫的X射線輝光，這歸因於溫度從100萬至1,000萬K的超高溫電漿。
這比電離氫區的10,000K電漿要熱得多，而這很可能是由大質量的O形星產生的衝擊波熱風引起的。
足夠黑暗的場所是必須的。使用雙筒望遠鏡可以看見雲氣中的星團，在小望遠鏡中也可以清楚的看到，但星雲本身難以直接看到，需要一個低倍數的望遠鏡來觀賞。照相很容易拍攝到玫瑰星雲，而這也是唯一能記錄紅色的方法，肉眼是看不出顏色的。
星云

星雲（源自拉丁文的：nebulae、nebulæ或nebulas，意思就是“雲”）是宇宙塵、氫氣、氦氣和其他等離子體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系。
星雲通常也是孕育並形成恒星的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。
存在於瑪雅的證據顯示，在望遠鏡發明之前就已經知道星雲的存在。與天空中的獵戶座有關的神話支持這一個理論：神話中提到天空周圍有著熊熊的爐火。
大約在公元150年，托勒密在他著作的天文學大成這本書的第7卷和第8卷寫道：五顆星出現在雲中。他還注意到在大熊座和獅子座之間存在著與任何星星都沒有聯繫的雲氣。第一次真正的提到星雲，有別於星團，是波斯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲的恆星之書(964)。他注意到在仙女座星系位置上的一朵小雲。他還記錄到船帆座o的星群是是一個模糊不清的恆星，還有其它的天體，像是衣架星團，被阿拉伯和中國天文學家在公元1054年觀測到的超新星SN 1054，創造的蟹狀星雲。
不知道是甚麼原因，蘇菲沒有注意到獵戶座星雲，這個至少和仙女座星系同樣著名的夜空天體，尼古拉斯－克勞德·佩雷斯克（英语：Nicolas-Claude Fabri de Peiresc）在1610年11月26日，使用望遠鏡發現的獵戶座星雲。這個星雲也在1618年被讓-巴蒂斯特·齊扎特觀測過。然而，直到1659年惠更斯首度詳細的研究獵戶座星雲，他還認為自己是第一個發現這個星雲的人。
在1715年，愛德蒙·哈雷發表有六個星雲的報告，在1746年被讓－菲利浦·德·舍索（英语：Jean-Philippe de Chéseaux）增加到20個（包括8個以前不知道的），並且這個數量在世紀中穩定的增加。從1751-1753年，在好望角編製了有42個星雲的目錄，其中大多數是以前不知道的。然後，夏爾·梅西耶在1781年編製了有103個星雲星團的目錄，雖然他這樣做的目的是避免在搜尋彗星時誤認了這些星雲。
星雲的數量在威廉·赫歇耳和他的妹妹卡羅琳·赫歇爾的努力下，數量有了大量的增加。他們一千個新星雲和星團目錄（页面存档备份，存于互联网档案馆）在1786年出版，在1789年出版了第二本，第三本也是最後一本，收錄了510個在1802年出版。在做了這麼多的工作之後，威廉·赫歇耳認為星雲只是未能解析的星團。然而，他在1790年發現一顆被星雲包圍著的恆星，並得出這是一個真正星雲的結論，而不是遙遠的星團。
在1864年初，威廉·哈金斯檢查了大約70個星雲的光譜，他發現三分之一都有氣體的吸收譜線，其餘的則顯示連續的光譜，因此認為包含了大量的恆星。在1912年，當維斯托·斯里弗顯示包圍著昴宿五的星雲有著和疏散星團的昴宿星團一樣的光譜之後，目錄中添加了第三類星雲：星雲輻射的光是反射的星光。
斯里弗和哈伯繼續收集許多瀰漫星雲的光譜，發現29個是發射光譜，和33個是與恆星一樣的連續光譜。在1922年，哈伯，宣布幾乎所有的星雲都與恆星有著關聯，並且是被恆星照亮的。他也發現有發射光譜的星雲幾乎都與光譜是B1或更熱的恆星有關（包括所有O型主序星），而與連續光譜星雲有關的都是溫度較低的恆星。哈伯和亨利·諾利斯·羅素兩人都推論高溫的恆星以某種方式改變了周圍的星雲。
許多星雲或恆星都是在引力坍縮的星際介質氣體或ISM中形成的。當物質因為本身的重量而坍縮時，在中心可能會形成大質量的恆星，而且它們的紫外線輻射會造成周圍的氣體電離，使它們發射出可見光的波長。玫瑰星雲和鵜鶘星雲就是這種星雲的例子。這些星雲的小，就是所謂的電離氫區，會依據原來分子雲的大小而有所不同。它們位於恆星誕生區，而形成的恆星經常是所知的那些年輕、鬆散的集團。
有些星雲的形成是大質量、生命短暫的恆星發生超新星爆炸的結果。從超新星爆炸拋射出來的物質是被高能量電離的，而且它還會產生緻密物質。在這之中，金牛座的蟹狀星雲就是最著名的例子。這個超新星事件發生在西元1054年，所以被標記為SN 1054，被創造的緻密物質就是位於蟹狀星雲中心的中子星。
另一種可能形成的星雲是行星狀星雲，這是低質量恆星生命的最後階段，像是地球的太陽。質量上限大約是8-10倍太陽質量的恆星，會演化成為紅巨星，並且外層的大氣層在脹縮時，會以緩慢的速率流失質量。當恆星失去了足夠的物質之後，它表面的溫度會升高，而且它發射出的紫外線會使早先被拋出而環繞在周圍的氣體被電離。這種星雲的97%是氫，3%是氦，其餘的則是微量但可偵測到的物質。在這一階段的主要功能是完成平衡。
星系（螺旋星雲）、距離遙遠的星團（球狀星團）和無法解析的恆星，在它們的性質被理解之前，都因為無法分辨，曾經也被歸類為星雲，但現在都已不再是星雲。
被稱為星雲的物體主要分為4大類：
這樣的分類並未包含所有的雲狀結構天體，像是赫比格-哈羅天體就是一個例子。
反射星雲是在恆星的瀰漫星雲的例子。
大多數的星雲都可以被描述成瀰漫星雲，這意味著它們是擴散的，沒有明確的邊界。在可見光下，這些星雲可以再細分為發射星雲和反射星雲，這種分類法取決於我們看它是如何發光的。發射星雲包含電離的氣體（多數是氫離子），它們發射出譜線。這些發射星雲經常被稱為電離氫區；職業的天文學家經常使用HII來表示這些電離的氫。相對於發射星雲，反射星雲本身幾乎不會產生可見光，他僅是反射鄰近恆星的光。
暗星雲也與瀰漫星雲相似，但它似乎既不發射也不反射任何光線，取而代之的是，它們是在更遙遠的恆星前面或發射星雲前面的黑暗雲氣。
雖然這些星雲在可見光中有著不同的波長，但是它們的光源都來是紅外線波長。這些輻射主要來是星雲內部的塵埃。
行星狀星雲是低質量漸近巨星分支的恆星轉化成白矮星時，從外殼拋出的氣體形成的星雲。這些星雲發射出的光譜類似於在恆星形成區域發現的星雲所發出的光譜。技術上，因為多數的氫都是電離的，因此它們是HII區。但是，行星狀星雲的密度比恆星形成區的星雲更高和更緊密。它們被稱為行星狀星雲是因為天文學家初次看見這些天體時，認為這些星雲像是行星的盤面，雖然它們與行星沒有任何關聯。相信我們的太陽在誕生120億年後會成為其中的一員。
原行星雲（PPN）是介於晚期漸近巨星分支（LAGB）階段和隨後的行星狀星雲（PN）階段之間，當恆星快速的進行演化而短暫存在的一種天體。在AGB階段，恆星經歷質量的損失，釋出由氫氣形成的星周殼。當這個階段結束時，恆星就進入PPN階段。
PPN因為中心的恆星而充滿活力，使它發射出強烈紅外線輻射而成為反射星雲。當來自中心被汙染的恆星風形成和衝擊外殼成為軸向對稱的型式，同時生成快速移動的分子風。當PPN成為行星狀星雲的精確點取決於中央恆星的溫度。PPN的階段會持續至中心恆星的溫度達到30,000K之後，這是熱得足夠使周圍氣體電離的溫度。
大質量恆星抵達生命的終點時會成為超新星。當在核心的核融合停止，恆星會坍縮。墜入內部的氣體不是從核心被強烈的反彈就是獲得大量的能量，因而導致恆星爆炸性的向外擴展。膨脹的氣殼形成超新星殘骸，一種特別的瀰漫星雲。雖然有許多可見光和X射線輻射源自超新星殘骸電離的氣體，但大量的電波發射是來自被稱為同步輻射的非熱輻射。這種輻射源自高速電子在磁場內的振盪。
象鼻管

象鼻管是在大質量的O型和B型恆星所創建，還在逐漸擴大的H II區邊緣發現的。這些恆星通過強烈的紫外線輻射，推擠在附近太空中的星際物質而形成。象鼻管看起來像是大柱子或成列的氣體和塵埃，但是有各種不同的形狀、長度和顏色。因其獨特的形成過程，天文學家試圖使用2D和3D模擬，理解這種現象是如何發生，。
最著名的象鼻管是哈伯太空望遠鏡拍攝到在鷹星雲中的創生之柱。
O型和B型的恆星會輻射出強烈紫外線（UV）的恆星，紫外線輻射會電離圍繞在附近的氫氣雲，形成H II區。因此雲層內的氣體被電離的程度是不均勻的，所以會有較緻密的氣體團塊散佈其中，這些團塊被稱為蒸發氣體球（EGGs，evaporating gaseous globules），它們是象鼻管的起始點。當EGGs像一個盾牌擋住恆星風，在它們後面的氣體就會形成支柱形狀。恆星風風是從恆星持續不斷吹出來的氣體，會侵蝕和驅離較輕和較稀薄的氣體。EGGs和順風排列的氣體就構成形成象鼻管的基礎。
象鼻管在H II區雲的外牆上形成。在可見光區，不透明的氣體遮蓋了象鼻管的內部，所以天文學家只能研究其表面結構。柱子的長度可以光年計，一光年為光行走一年的距離。天文學家透過紅外線、毫米波、和無線電波的觀察，可以計算EGGs及象鼻管的溫度和密度。它們測量出象鼻管有冰冷的芯心（20K），被覆著溫暖的氣體（60K），及更外面的熱殼層（250-320K）。
象鼻管最著名的例子就是創生之柱，這是NASA彙集哈伯太空望遠鏡拍攝的多張影像編輯而成的。它位於距離7,000光年遠的鷹星雲，它也是在巨蛇座內有著相同年齡恆星的一個星團創生之柱有多個象鼻管，其中一個大約有7光年長。天文學家也發現創生之柱不會繼續存在，因為6,000年前一顆超新星爆炸的衝激波將會摧毀它們。
玫瑰星雲是象鼻管可以形成特殊形狀的例子，它不是正常的直列而是具有雙螺旋結構。雙螺旋結構是由磁場和沿著象鼻管的電流造成的。這使得圓柱的表面產生細絲波紋而不是像正常圓柱的平直。這些細紋互相環繞著對方，而不是排在旁邊，形成了扭曲的排列結構。
弥漫星云

弥漫星云，意思是朦胧，云雾。弥漫星云没有规则的形状，也没有明显的边界。实际上，除环状对称的行星状星云外，所有的星云都可以称作形状不规则的弥漫星云。
弥漫星云大小各异，最大的甚至能达到几百光年，平均直径大约几十光年，平均密度10-100原子/cm3。大多数弥漫星云的质量在10个太阳质量左右
弥漫星云多种多样，可分類为亮星云和暗星云。
这类星云年轻热星，它们发出的紫外線辐射使云中的气体发生电离，星云也因此发出可见光。如猎户座大星云，巨蛇座的天鹰星云都属于发射星云。
顧名思義，这种星云本身不发光，它的光亮是因对来自邻近恒星之光的反射。有名的反射星云如围绕金牛座中昴星团诸星的反射星云。
这些星云则表现为在较亮恒星或星云背景上的暗黑剪影，这些巨大的暗星云中没有星星，它们吸掉来自其后面远方天体发的光。著名的暗星云如马头星云，南十字座的煤袋星云，蛇夫座的蛇幢星云等。
对于不同种类的星云，他们有着不同的形成机理。一些星云由星际物质中的气体所形成，而其他的则由恒星产生。前者的例子便是巨型分子云，最寒冷、最致密的星际气体；它们因大量稀疏气体的冷却与聚集而形成。后者的例子则是行星际星云，由恒星在其演化后期喷发的物质所形成。
恒星形成区是一类与举行分子云有关的发射星云。其中的物质在其自身重量下坍缩，产生恒星。巨型恒星可能在其内部形成，它们的紫外辐射能使周围的气体电离，使其发出可见光。这种围绕着大型恒星而充满氢离子的区域被称为电离氢区，而电离氢区之外的电中性氢区域则被称为光解离区。
NGC 2244

NGC 2244（也稱為科德韋爾50或衛星星團）是位於麒麟座，在玫瑰星雲內的一個疏散星團。這個星團有幾顆O型恆星，這些超熱恆星產生大量的輻射和恆星風。
估計這個星團的年齡不到500萬年。星團中最亮的恆星是麒麟座12，它是一顆前景的K級巨星。星團中最亮的兩個成員是光譜為O4V的HD 46223，比太陽亮40萬倍，質量大約50倍；另一顆是光譜類型O5V的HD 46150，其光度比我們的恆星大45萬倍，質量高達60倍，但它實際上可能是一顆雙星。
星云奖

星云奖（英語：Nebula Award）是美國科幻及奇幻作家協會颁发的科幻及奇幻艺术年度大奖，因奖品为嵌在荧光树脂中的螺旋状星云而得名。與雨果獎同為科幻、奇幻界最受矚目的年度獎項。
名單上大部分作品目前都未有中文译本，故在此一并列出英文书名和作者姓名。
打了星的應該是官方譯名
麒麟座

麒麟座又名獨角獸座（希臘: Μονόκερως）是在天球赤道上的一個黯淡星座，它的名字在希臘的意思是獨角獸。它是由17世紀的荷蘭的製圖員普朗修斯（Petrus Plancius）所創建的星座。與它接壤的星座在西邊是獵戶座，北邊是雙子座，南方是大犬座和长蛇座的東面。與它接壤的星座還有小犬座、天兔座和船尾座。日本語的麒麟座(きりん)，則是指中文的鹿豹座(Camelopardalis)。
麒麟座很不容易用裸眼看見，它只有幾顆四等星。闕丘增七（麒麟座α）是視星等3.93的四等星，只比3.98等麒麟座γ亮一點點。
但是，麒麟座有一些有趣的特徵，是很適合小望遠鏡的目標。參宿增二十六（麒麟座β）是令人難忘的三合星，三顆星似乎形成一個被固定住的三角形。它們的視星等分別為4.7、5.2和6.1等。威廉·赫歇爾在1781年發現它們時，註記為"天空中最美麗的景觀之一"。
四瀆四（麒麟座ε）是固定的聯星，視星等分別是4.5和6.5等。
四瀆增一（麒麟座S或麒麟座15），是位於NGC 2264中心的一顆藍白色變星，變光幅度很小（4.2-4.6等），它有一顆視星等8等的伴星。
麒麟座V838，是一顆變光的紅超巨星，在2002年1月6日曾經爆發；在當年的2月，曾有一天亮度增加了10,000倍。在這次的爆炸結束之後，哈伯太空望遠鏡觀測到照亮了環繞在恆星周圍塵埃的回光。
麒麟座也包含普拉斯基特星，它是一個大質量的聯星系統，估計總值量加起來將近100個太陽。
麒麟座有兩顆屬於同一個行星系的超級地球系外行星：COROT衛星計畫檢測到的柯洛7b和也被地基的HARPS找到的柯洛7c。這兩顆行星都是在2009年發現的。在克卜勒-10b於2011年1月被發表之前，直徑只有地球1.58倍的柯洛7-b 是直徑最小的系外行星（體積約為地球的3.95倍）。
麒麟座包含許多星團和星雲，下面是其中最值得注意的：
相對於其它的座，麒麟座是一個現代的星座。它的外型是一位荷蘭的製圖員普朗修斯（Plancius）在1612或1613年創建天球儀上，稍後被雅各·巴契（Jakob Bartsch）於1624年以獨角獸的型態繪製在它的星圖上。
海因里希·歐伯斯和路德維格·伊德勒（Ludwig Ideler）指出（依據理查·欣克利·艾倫的陳述）在占星學的應用上，這個星座可能古老的。來自1564年的一段陳述：在雙子座和巨蟹座之間有許多的恆星，但是它們都不明亮；最早可以參考的資料來自13世紀的米契爾·史考特，但描述的是一匹馬，而不是獨角獸，而且它的位置也不相符。約瑟夫·史卡利傑的報告在古老的波斯天球上曾經發現獨角獸。[Camille Flammarion]相信這是一個以前的星座，Neper（鑽孔器）佔據天球的面積相當於現代的麒麟座和顯微鏡座，但這還有爭議。
中國的星官稱為四瀆、阙丘和外厨，它們都在麒麟座的邊界內。
沙普利斯亮星云表

沙普利斯亮星雲表（英語：Sharpless catalog）是一個包含313個分布在赤緯-27°以北的電離氫區（發射星雲）亮星雲表（事實上，它也包括該赤緯以南的一些星雲。）。第一版於1953年出版，共有142個天體（Sh1），第二版也是最後一版由美國天文學家斯圖爾特·沙普利斯於1959年出版，有313個天體。除了電離氫區，這份星表也包括一些行星狀星雲和超新星殘骸。
沙普利斯於1953年加入美國海軍天文台，任職於旗杆站（英语：United States Naval Observatory Flagstaff Station）。在那裡，他使用帕羅馬巡天（英语：Palomar Sky Survey）的影像對銀河系的電離氫區進行調查和編目。沙普利斯根據這項工作出版了兩個版本的電離氫區目錄：第一次是在1953年，有142個星雲；1959年的第二版也是最後一版，有313個。
沙普利斯使用的座標基於波恩星表（Bonner Durchmusterung，BD）和科爾多瓦巡天星表（Cordoba Durchmusterlung，CD），但第二個版本被調整為1900.0分點。
在第二個版本中，南半球地區的一些座標有約1弧分的不確定性。這可能會使它們很難找到，因此發佈了一個名為BFS（Blitz, Fich和Stark）的修訂目錄，新增65個區域，移除約20個。大多數被移除的天體都是上述的行星狀星雲或超新星殘骸。
沙普利斯的313個項目有些與110個梅西耶天體（M）、7840個NGC天體表（NGC）、科德韋爾深空天體表（本身是其他星表中的「最佳」，有109個項目）和RCW星表重疊。同時代的星表有古姆和RCW，但它們主要涵蓋南半球的天體。
第二版沙普利斯（1958年版）目錄中較著名的輛星雲示例：點擊圖片可獲取圖片來源，其中大多數來自業餘天文學家、歐洲南方天文臺、歐洲航天局或美國國家航空暨太空總署。