La galassia NGC185 è nota anche come Caldwell 18, è una galassia sferoidale nana situata a 2,08 milioni di anni luce dalla Terra che appare proiettarsi nella costellazione di Cassiopea. È un membro del Gruppo Locale ed è un satellite della Grande Galassia di Andromeda (M31). NGC 185 fu scoperto da William Herschel il 30 novembre 1787 e lo catalogò "H II.707". John Herschel osservò nuovamente l'oggetto nel 1833 quando lo catalogò come "h 35", e poi nel 1864 quando lo catalogò come "GC 90" nel suo Catalogo generale di nebulose e di ammassi stellari.

NGC 185 fu fotografato per la prima volta tra il 1898 e il 1900 da James Edward Keeler con il Crossley Reflector of Lick Observatory. A differenza della maggior parte delle galassie ellittiche nane, NGC 185 contiene ammassi stellari giovani e la formazione stellare procedette a un ritmo basso fino al recente passato. NGC 185 è nota in ambiente accademico per via del suo nucleo galattico attivo (AGN) ed è solitamente classificata come una galassia di Seyfert di tipo 2, sebbene il suo status di Seyfert sia oggi messo in discussione. Questi tipi di galassie appaiono intensamente luminosi se osservati a lunghezze d'onda infrarosse nonostante la loro luminosità sia insignificante nelle lunghezze d'onda visibili. È forse la galassia di Seyfert più vicina alla Terra ed è l'unica Seyfert conosciuta nel gruppo locale.

La galassia è ricca di stelle variabili del tipo RR Lyrae, moltissime infatti sono state fotografate dall'Hubble Space Telescope (in rete ci sono diverse fotografie di NGC185 ad altissima risoluzione fatte appunto dall'HST), il quale ha mostrato di risolvere distintamente in stelle quasi tutta la galassia. Altre stelle che compongo NGC 185 sono le stelle al carbonio, rilevate massicciamente sempre dall'HST. NGC185 ha poi un numero considerevole di stelle di età intermedia, ho rilevato poi che la galassia contiene variabili a lungo periodo, comprese variabili Mira, semiregolari e irregolari. Le ampiezze di magnitudine di queste variabili variano fino a due ordini di grandezza, mentre i periodi si estendono tra 90 e 800 giorni. Sono presenti alcune Cepheidi, stelle al Carbonio e RGB* (Red Giant Branch star).oltre a gas e polvere vicini al centro della galassia.

Le popolazioni stellari e le storie di formazione stellare sono state ampiamente studiate, si veda a proposito gli articoli di: Lee, Freedman & Madore 1993; Young & Lo 1997; Butler & Martinez-Delgado 2005; Davidge 2005; McConnachie et al. 2005. All'interno dei confini di NGC185 sono state inoltre identificate 5 nebulose planetarie e vicino al suo nucleo un residuo di Supernova a forma di arco che avvolge il nucleo centrale. Le galassie nane come NGC185 costituiscono il tipo di galassia più popoloso di stelle dell'universo (Martinez-Delgado et al., 1999).

[BLR2008] NGC 185 1: Come per l'altra compagna satellite della Grande Galassia di Andromeda NGC 205, anch'essa ellittica nana, o che dir si voglia, nana sferoidale per distinguerla dalle ellittiche classiche, o giganti, che seguono la diversa relazione luminosità-dimensione, queste due galassie sono gli unici esempi nel Gruppo Locale ad avere nel loro interno un mezzo interstellare neutro (ISM = The Inter Stellar Medium) , o più banalmente degli addensamenti di gas nebulari. Una delle principali differenze tra le galassie riguarda proprio la quantità e distribuzione del mezzo interstellare al loro interno. Le differenze nel contenuto stellare e nella distribuzione della luce tra le galassie "early e late type" possono essere misurate dalle differenze del loro ISM. Quindi uno studio accurato dell’ISM è uno dei prerequisiti fondamentali nello studio delle caratteristiche di una galassia. L'addensamento di NGC 185 è stato catalogato con il nome di [BLR2008] NGC 185 1 - il primo Molecolar Cloud della galassia (SIMBAD) - vedere la mappa sopra - in cui la sigla tra parentesi quadre indica il riferimento al catalogo degli oggetti extragalattici definiti: "Giant Molecular Clouds" redatto da Bolatto et al., nel 2008.

Grazie infatti alla loro relativa vicinanza, in queste galassie è stato possibile visualizzare la loro composizione interna con risoluzioni piuttosto spinte. Sia in NGC 205 e sia in NGC 185 le singole stelle vengono risolte e i loro diagrammi colore-magnitudine forniscono informazioni preziose sulla storia della formazione stellare e sul loro inventario di giovani stelle massicce.
L'analisi poi su tutto lo spettro elettromagnetico di questi dettagli contribuisce allo studio evolutivo su questa classe di galassie.

Ammassi Globulari in NGC185: Sin dal 1944 (Baade 1944; Hodge 1976; Ford, Jacoby & Jenner 1977; Sharina & Davoust 2009) hanno fatto studi per osservare se la galassia NGC185 contenesse all'interno dei suoi confini gli ammassi globulari e hanno scoperto che sono tutti interni o vicini al corpo principale di NGC185. Questi lavori hanno inoltre dimostrato che in generale gli ammassi globulari ospitati da NGC185 sono vecchi (>7 Gyr) e poveri di metalli. Tuttavia recentemente sta diventando sempre più apprezzato il fatto che gli ammassi globulari possano risiedere anche lontano dalla galassia ospitante (Galleti et al. 2004; Hwang et al. 2011; Huxor et al. 2011, 2012; Jang et al. 2017). Ad oggi si conoscono 6 probabili e 3 possibili ammassi globulari all'interno della galassia NGC185, qui sotto se ne riporta l'elenco:

FJJ I            00h 38m 42.70s         +48° 18' 40.4"            18.4^v

FJJ II           00h 38m 48.10s         +48° 18' 15.0"            19.7^v       

FJJ III          00h 39m 03.80s          +48° 19' 57.5"           16.8^ v

FJJ IV          00h 39m 12.20s          +48° 20' 48.2"           19.7^ b

FJJ V           00h 39m 13.40s          +48° 23' 04.9"           16.7^ v

FJJ VI          00h 39m 15.03s          +48° 20' 15.5"                -

FJJ VII         00h 39m 18.40 s          +48° 23' 03.6"           18.9^v

FJJ VIII        00h 39m 23.70s           +48° 18' 45.1"                -

PA-N185    00h 38m 18.80s           +48° 22' 04.0"                -

Come è facilmente constatabile alcuni di essi sono a portata degli amatori, quelli che invece sono in grado di raggiungere la 20^ magnitudine in foto visuale (v), possono individuarli tutti. Addirittura i due più luminosi di essi potrebbero essere fotografati persino con un teleobiettivo da 300mm di focale per quanto risultano luminosi (16,7^v - 16,8^v).

Nella tabella sopra si riportano la sigla identificativa del globulare; le coordinate di AR e Dec (j2000.0) e la magnitudine nella banda del visuale (v) [SIMBAD]. Per tre di essi, confermati in recenti lavori, al momento non è disponibile la magnitudine.