NGC 300

NGC 300
ESOのラ・シーラ天文台が撮影したNGC 300
観測データ（J2000 エポック）
星座	彫刻家
赤経	00時54分53.48秒[1]
偏角	−37° 41′ 03.8″ [1]
赤方偏移	0.000480 [1]
太陽中心視線速度	144 ± 1 km/秒[1]
距離	6.07 ± 0.23百万光年(1.86 ± 0.07メガピクセル) [2] [a]
見かけの等級 （V）	9.0 [1]
特徴
タイプ	SA(s)d [1]
質量	(2.9 ± 0.2) × 10 10  M ☉
サイズ	約110,000 光年（35kpc  ）（推定）[3]
見かけの大きさ （V）	21.9′ × 15.5′ [1]
その他の指定
ESO 295- G 020、IRAS 00525-3757、2MASX J00545347-3741037 、MCG -06-03-005、PGC 3238 、コールドウェル70 [ 1 ]

NGC 300 （コールドウェル70または彫刻家風車銀河^[4]としても知られる）は、彫刻家座にある渦巻き銀河です。1826年8月5日にスコットランドの天文学者ジェームズ・ダンロップによって発見されました。^[5]局部銀河群に最も近い銀河の1つで、局部銀河群と彫刻家銀河群の間に位置している可能性が高いです。彫刻家銀河群の方向にある5つの主な渦巻き銀河の中で最も明るいです。^[2]地球から見ると42°の角度で傾斜しており、さんかく座銀河と多くの特徴を共有しています。^[6]直径は94,000光年で、天の川銀河よりもやや小さく、推定質量は(2.9 ± 0.2) × 10 ¹⁰ M _☉です。^{[3] [7]}

NGC 300と不規則銀河 NGC 55は、伝統的に、同名の星座にある近くの銀河群である彫刻家銀河群のメンバーであると特定されてきた。しかし、最近の距離測定では、これら2つの銀河は実際には前景にあることが示唆されている。 ^[8] NGC 300とNGC 55は重力的に結びついたペアを形成している可能性が高い。^[9]

1986年、アラン・サンデージはNGC 300までの距離を5.41  Mly (1.66  Mpc )と推定した。^[10] 1992年までに、フリードマンらはこれを6.9 Mly (2.1 Mpc )に更新した。^[2] 2006年、カラチェンツェフらはこれを次のように修正した。7.0 ± 0.3 百万マイル(2.15 ± 0.10 Mpc）。^[11]ほぼ同じ時期に、赤色巨星枝の先端（TRGB）法を使用して、5.9 ± 0.4 百万マイル(1.82 ± 0.13 Mpc ) エッジ検出と6.1 ± 0.4 百万マイル(1.87 ± 0.12 Mpc）と推定された。^[2]これらの結果は、Gieren et al. 2005によるセフェイド変光星 の近赤外線測光法による推定値と一致しており、6.1 ± 0.2 百万マイル(1.88 ± 0.07 Mpc）。^[2]最近のTRGBとセフェイドの推定を組み合わせると、NGC 300までの距離は6.07 ± 0.23 百万マイル(1.86 ± 0.07 Mpc）。^[a]

2008年5月14日に撮影されたCCD画像で、アマチュア天文家のLAG Berto Monard氏がNGC 300に明るい可視光線過渡現象（OT）を発見し、NGC 300-OTと命名した。 ^[12]これは、RA :  00 ^h 54 ^m 34.552 ^s、DEC : −37° 38′ 31.79″ ^[13]に位置し、活発な星形成が行われている渦巻き腕の中にある。 ^[14]この画像では、その広帯域等級は14.3であった。NGC 300が太陽の背後から再び現れた直後に撮影された以前の画像（2008年4月24日）では、OTがすでに約16.3等級まで明るくなっていることが確認されている。 ^[14] 2008年2月8日の画像やそれ以前の画像では、増光は検出されなかった。^[14]この地震のピークの測定マグニチュードは2008年5月15日の14.69であった。^[14]

発見時、この突発現象の絶対等級はMV ≈ −13であり、典型的なコア崩壊型超新星に比べると暗いが、古典的新星に比べると明るい。^{[12] [14]}さらに、OT の測光特性と分光学的特性は、この超新星が明るい青色変光星でもないことを示唆している。^[14]ピーク以来、明るさは 2008 年 9 月まで滑らかに低下し、継続的に赤くなっていった。^[14] 2008 年 9 月以降、明るさは光学スペクトルではより低い割合で低下し続けたものの、Hα放出は強かった。^{[14]さらに、光学スペクトルは主に、かなり狭い}水素バルマーと Ca II 輝線と、強い Ca II H&K 吸収線で構成されている。 ^[12]ハッブル宇宙望遠鏡 の過去の画像の研究により、前駆星の明るさの正確な上限が明らかになっている。^[12]これは、低質量の主系列星が祖先であり、赤色銀河新星V838いっかくじゅう座に似た恒星合体から生じた過渡現象を示唆している。^[12] OT領域の歴史的画像の分析では、祖先が約8〜13百万年前に星の爆発で形成されたことが70％の確率で示唆されており、OTが進化する大質量星によるものであると仮定すると、祖先の質量は12〜25  M _⊙であることが示唆されている。^[13]

しかし、2008年に、スピッツァーの過去のデータから、この突発現象の明るい中間赤外線の起源が発見されました。これは塵に覆われた星で、エネルギー分布はR ≈ 300 AUの黒体と似ており、 T ≈ 300 Kで放射し、L _bol ≈ × 10 ⁶ L _⊙。これは、この突発現象が低質量 ≈ 10 M_{⊙ の}星の高エネルギー爆発に関連していることを実証しました。この突発現象は、典型的なコア崩壊型超新星に比べて低い光度と、そのスペクトル特性および塵に覆われた特性により、NGG 6946の SN 2008S とほぼ同じです。^[12]

スピッツァーで観測されたNGC 300-OTのスペクトルは、8μmと12μmに強い幅広い放射特性を示しています。このような特徴は、銀河系の炭素に富む 原始惑星状星雲でも見られます。^[12]

2010年5月23日、モナードはSN 2010daと名付けられた16等級の別の突発天体を発見した。^[15] この光学的突発天体は銀河中心から西に15.9度、北に16.8度の座標00 55 04.86 −37 41 43.7で検出された。^[16]

2組の独立した追跡分光データから、これは超新星ではなく、また別の光学的突発現象であることが示唆された。あるスペクトルによれば、おそらく爆発的に輝く青色変光星である可能性がある。 ^{[17] [18]}これは、候補となる中間赤外線の祖先の性質から以前に予測されていた通りである。^[19] この突発現象は9日間で0.5～0.7等級暗くなり、NGC 300での2008年の突発現象よりもはるかに速かった。^[20]

AT 2019qylは2019年9月26日に17.1等星で発見されました。当初はIIn/LBV型に分類されていましたが^[21]、その後の分析で古典新星に分類されました。 [ ^22]

SN 2020acli（タイプIIn-pec、等級18.4）は2020年12月12日に発見されました。^[23]

NGC 300のX線源はNGC 300 X-1と命名されている。^[24] 天文学者は、NGC 300 X-1が、確認されているIC 10  X-1系に似た、新しい種類のウォルフ・ライエ+恒星ブラックホール 連星系であると推測している。 ^[24]共通する特性には、32.8時間の公転周期がある。ブラックホールの質量は17 ± 4 M _☉で、WR星の質量は26+7
−5 M _{☉ 。両天体はおよそ18.2} R _☉の距離で互いの周りを回っている。^[25]

NGC 300の明るいHII領域の一つに、STWR 13として知られる酸素系列のウォルフ・ライエ星（WO4型）がある。^[26]

• NGC オブジェクトのリスト (1～1000)

ウィキメディア・コモンズには、 NGC 300に関連するメディアがあります。

• WikiSkyの NGC 300 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
• SN 2010da の確認画像 (2010-05-24) / Wikisky DSS2 による同領域拡大画像