NGC 300 (también conocida como Caldwell 70 ) es una galaxia espiral en la constelación Sculptor . Es una de las galaxias más cercanas al Grupo Local , y probablemente se encuentra entre este último y el Grupo Escultor . Es la más brillante de las cinco espirales principales en la dirección del Grupo Escultor. [2] Está inclinado en un ángulo de 42 ° cuando se ve desde la Tierra y comparte muchas características de la Galaxia del Triángulo . [3] Tiene 94.000 años luz de diámetro, algo más pequeño que la Vía Láctea , y tiene una masa estimada de (2,9 ± 0,2) × 10 10 M☉ . [4] [5]
NGC 300 | |
---|---|
Datos de observación ( época J2000 ) | |
Constelación | Escultor |
Ascensión recta | 00 h 54 m 53,5 s [1] |
Declinación | −37 ° 41 ′ 04 ″ [1] |
Redshift | 144 ± 1 km / s [1] |
Distancia | 6,07 ± 0,23 Mly (1,86 ± 0,07 Mpc ) [2] [a] |
Magnitud aparente (V) | 9,0 [1] |
Caracteristicas | |
Tipo | SA (s) d [1] |
Masa | (2,9 ± 0,2) × 10 10 M ☉ |
Tamaño aparente (V) | 21′.9 × 15′.5 [1] (94.000 años luz de diámetro) |
Otras designaciones | |
PGC 3238 [1] Caldwell 70 |
Galaxias cercanas e información de grupo
NGC 300 y la galaxia irregular NGC 55 se han identificado tradicionalmente como miembros del Grupo Escultor , un grupo cercano de galaxias en la constelación del mismo nombre. Sin embargo, las mediciones de distancia recientes indican que estas dos galaxias se encuentran en primer plano. [6] Es probable que NGC 300 y NGC 55 formen un par unido gravitacionalmente. [7]
Estimaciones de distancia
En 1986, Allan Sandage estimó que la distancia a NGC 300 era de 5,41 Mly (1,66 Mpc ). [8] En 1992, Freedman et al. Lo habían actualizado a 6,9 Mly (2,1 Mpc). [2] En 2006, Karachentsev et al. ser - estar7,0 ± 0,3 millones (2,15 ± 0,10 Mpc ). [9] Aproximadamente al mismo tiempo, se utilizó el método de la punta de la rama gigante roja (TRGB) para producir una estimación de5,9 ± 0,4 Mly (1,82 ± 0,13 Mpc ) mediante detección de bordes y6,1 ± 0,4 millones (1,87 ± 0,12 Mpc ) utilizando la máxima verosimilitud. [2] Estos resultados fueron consistentes con las estimaciones que utilizaron fotometría de infrarrojo cercano de variables cefeidas de Gieren et al. 2005 que proporcionó una estimación de6,1 ± 0,2 millones (1,88 ± 0,07 Mpc ). [2] Combinando las estimaciones recientes de TCGB y Cepheid, la distancia a NGC 300 se estima en6,07 ± 0,23 millones (1,86 ± 0,07 Mpc ). [a]
NGC 300-OT
En una imagen CCD obtenida el 14 de mayo de 2008, el astrónomo aficionado LAG Berto Monard descubrió un transitorio óptico brillante (OT) en NGC 300 que se designa como NGC 300-OT. [10] Se encuentra en RA : 00 h 54 m 34.552 s y diciembre : -37 ° 38 '31.79 " [11] en un brazo espiral que contiene la formación de estrellas activo. [12] Su magnitud de banda ancha fue de 14,3 en esa imagen. Una imagen anterior (del 24 de abril de 2008), tomada justo después de que NGC 300 resurgiera detrás del Sol , evidenció un OT que ya se estaba iluminando con una magnitud de ~ 16,3. [12] No se detectó brillo en una imagen del 8 de febrero de 2008 ni en ninguna anterior. [12] La magnitud máxima medida del transitorio fue 14,69 el 15 de mayo de 2008. [12]
En el momento del descubrimiento, el transitorio tenía una magnitud absoluta de MV ≈ −13 , lo que lo hacía débil en comparación con una supernova típica de colapso del núcleo, pero brillante en comparación con una nova clásica . [10] [12] Además, las propiedades fotométricas y espectroscópicas del OT implican que tampoco es una variable azul luminosa . [12] Desde su punto máximo, el brillo se redujo suavemente hasta septiembre de 2008 mientras se volvía cada vez más rojo. [12] Después de septiembre de 2008, el brillo siguió cayendo a un ritmo menor en el espectro óptico pero con fuertes emisiones de Hα . [12] Además, el espectro óptico se compone principalmente de líneas de emisión de Balmer de hidrógeno y Ca II bastante estrechas , junto con una fuerte absorción de Ca II H&K. [10] La investigación de imágenes históricas del Hubble proporciona un límite superior preciso sobre el brillo de la estrella progenitora. [10] Esto sugirió una estrella de secuencia principal de baja masa como progenitor con el transitorio resultante de una fusión estelar similar a la nova roja Galáctica V838 Monocerotis . [10] El análisis de imágenes históricas del área del OT sugiere con un 70% de certeza que el progenitor se formó en un estallido de estrellas hace alrededor de 8-13 Myr e implica que la masa del progenitor es de 12-25 M ⊙ asumiendo que el OT se debe a una estrella masiva en evolución. [11]
Sin embargo, en 2008 se descubrió en los datos históricos de Spitzer un progenitor en el infrarrojo medio brillante del transitorio . Esta era una estrella que estaba oscurecida por el polvo, con una distribución de energía análoga a un cuerpo negro de R ≈ 300 AU e irradiando a T ≈ 300 K con L bol ≈ × 10 6 L ⊙ . Esto demostró que el transitorio se asoció con una explosión energética de una estrella de baja masa ≈ 10 M ⊙ . Bajo la luminosidad de la transitoria en comparación con supernova típica de colapso de núcleo, combinada con sus atributos espectrales y propiedades del polvo cubierto, hacen que sea casi idéntica a NGG 6946 's SN 2008s . [10]
El espectro de NGC 300-OT observado con Spitzer muestra características de emisión amplias y fuertes a 8 μm y 12 μm. Tales características también se ven en las nebulosas protoplanetarias ricas en carbono galácticas . [10]
SN 2010da
El 23 de mayo de 2010, Monard descubrió otro objeto transitorio de magnitud 16, denominado SN 2010da. [13] El transitorio óptico se detectó 15 ".9 al oeste y 16" .8 al norte del centro de la galaxia en las coordenadas 00 55 04.86 -37 41 43.7. [14]
Dos conjuntos de datos de espectroscopia de seguimiento independientes sugirieron que se trataba de nuevo de otro transitorio óptico en lugar de una supernova, posiblemente una estrella variable azul luminosa en explosión según un espectro, [15] [16] como se predijo anteriormente a partir de la naturaleza del candidato mid -progenitor infrarrojo. [17] El transitorio se desvaneció en 0.5-0.7 mag en 9 días, mucho más rápido que el transitorio de 2008 en NGC 300. [18]
Sistema binario de agujeros negros
La fuente de rayos X en el núcleo de NGC 300 se denomina NGC 300 X-1. [19] Los astrónomos especulan que NGC 300 X-1 es un nuevo tipo de sistema binario de agujeros negros Wolf-Rayet similar al sistema confirmado IC 10 X-1. [19] Sus propiedades compartidas incluyen un período orbital de 30 horas.
Notas
- ^ Promedio (1.845 ± 0.125 ,1,86 ± 0,07 ) = ((1,845 + 1,86) / 2) ± ((0,125 2 + 0,07 2 ) 0,5 / 2) = 1,86 ± 0,07
Referencias
- ^ a b c d e f g "Base de datos extragaláctica de NASA / IPAC" . Resultados para NGC 300 . Consultado el 18 de noviembre de 2006 .
- ^ a b c d e Rizzi, L .; Bresolin, F .; Kudritzki, R.-P .; Gieren, W .; et al. (2006). "El proyecto Araucaria: la distancia a NGC 300 desde la punta de la rama gigante roja utilizando imágenes HST ACS". El diario astrofísico . 638 (2): 766–771. arXiv : astro-ph / 0510298 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 638..766R . doi : 10.1086 / 498705 .
- ^ Vlajić, M .; Bland-hawthorn, J .; Freeman, KC (2009). "El gradiente de abundancia en el disco exterior extremadamente débil de NGC 300". El diario astrofísico . 697 (1): 361–372. arXiv : 0903.1855 . Código bibliográfico : 2009ApJ ... 697..361V . doi : 10.1088 / 0004-637X / 697/1/361 . S2CID 15805386 .
- ^ Westmeier, T .; Braun, R .; Koribalski, BS (1 de febrero de 2011). "Gas y materia oscura en el grupo Sculptor: NGC 300" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 410 (4): 2217–2236. arXiv : 1009.0317 . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17596.x .
- ^ http://annesastronomynews.com/photo-gallery-ii/galaxies-clusters/ngc-300/
- ^ Karachentsev, ID; Grebel, EK; Sharina, ME; Delfín, AE; et al. (2003). "Distancias a galaxias cercanas en Sculptor". Astronomía y Astrofísica . 404 : 93-111. arXiv : astro-ph / 0302045 . Bibcode : 2003A y A ... 404 ... 93K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030170 .
- ^ van de Steene, GC; Jacoby, GH; Praet, C .; Ciardullo, R .; Dejonghe, H. (2006). "Determinación de la distancia a NGC 55 desde la función de luminosidad de la nebulosa planetaria" . Astronomía y Astrofísica . 455 (3): 891–896. Código Bibliográfico : 2006A & A ... 455..891V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20053475 .
- ^ Sandage, A. (1986). "La relación corrimiento al rojo-distancia. IX - Perturbación del campo de velocidad muy cercano por la masa del Grupo Local". Revista astrofísica . 307 : 1-19. Código bibliográfico : 1986ApJ ... 307 .... 1S . doi : 10.1086 / 164387 .
- ^ Karachentsev, ID; Kashibadze, OG (2006). "Masas del grupo local y del grupo M81 estimadas a partir de distorsiones en el campo de velocidad local". Astrofísica . 49 (1): 3–18. Bibcode : 2006Ap ..... 49 .... 3K . doi : 10.1007 / s10511-006-0002-6 .
- ^ a b c d e f g Prieto, JL; Sellgren, K .; Thompson, TA; Kochanek, CS (2009). "Un espectro de Spitzer / IRS del transitorio luminoso 2008 en NGC 300: conexión a nebulosas protoplanetarias". El diario astrofísico . 705 (2): 1425–1432. arXiv : 0907.0230 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 705.1425P . doi : 10.1088 / 0004-637X / 705/2/1425 .
- ^ a b Gogarten, SM; Dalcanton, JJ; Murphy, JW; Williams, BF; et al. (2009). "El transitorio NGC 300: un método alternativo para medir masas de progenitores". El diario astrofísico . 703 (1): 300–310. arXiv : 0907.0710 . Código bibliográfico : 2009ApJ ... 703..300G . doi : 10.1088 / 0004-637X / 703/1/300 .
- ^ a b c d e f g h Bond, ÉL; Bedin, LR; Bonanos, AZ; Humphreys, RM; et al. (2009). "El transitorio óptico luminoso de 2008 en la cercana galaxia NGC 300". Las cartas de la revista astrofísica . 695 (2): L154 – L158. arXiv : 0901.0198 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 695L.154B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 695/2 / L154 .
- ^ "ATEL 2640: Fotometría óptica del nuevo transitorio óptico SN 2010da en NGC 300" . Telegrama de astrónomos. 2010-05-26 . Consultado el 25 de mayo de 2010 .
- ^ "Lista de supernovas" . Oficina Central de Telegramas Astronómicos . Consultado el 3 de julio de 2011 .
- ^ "ATEL 2636: SN 2010da es un impostor de SN " . Telegrama de astrónomos. 2010-05-25 . Consultado el 25 de mayo de 2010 .
- ^ "ATEL 2637: Espectroscopía de SN 2010da en NGC 300" . Telegrama de astrónomos. 2010-05-25 . Consultado el 25 de mayo de 2010 .
- ^ "ATEL 2632: progenitor de IR medio de SN 2010da en NGC 300" . Telegrama de astrónomos. 2010-05-24 . Consultado el 25 de mayo de 2010 .
- ^ "ATEL 2660: seguimiento óptico y de infrarrojos cercanos de SN 2010da: evidencia de polvo caliente" . Telegrama de astrónomos. 2010-06-04 . Consultado el 11 de junio de 2010 .
- ^ a b Barnard, R .; Clark, JS; Kolb, UC (2008). "NGC 300 X-1 e IC 10 X-1: ¿una nueva generación de binario de agujero negro?". Astronomía y Astrofísica . 488 (2): 697–703. arXiv : 0807.0606 . Bibcode : 2008A & A ... 488..697B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20077975 .
enlaces externos
- NGC 300 en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , hidrógeno α , rayos X , astrofoto , mapa del cielo , artículos e imágenes
- Imagen de confirmación de SN 2010da (2010-05-24) / Wikisky DSS2 zoom-in de la misma región
Coordenadas : 00 h 54 m 53,5 s , −37 ° 41 ′ 04 ″