NGC 300 (také známá jako Caldwell 70) je spirální galaxie v souhvězdí Sochaře vzdálená přibližně 6,4 milionů světelných let. Objevil ji australský astronom James Dunlop v roce 1826. Při pohledu ze Země je nakloněná pod úhlem 42° a v mnoha vlastnostech se podobá Galaxii v Trojúhelníku.[3]
Na obloze se nachází v jižní části souhvězdí Sochaře u hranice se souhvězdím Fénixe, 12 stupňů jižně od Galaxie Sochař. Ve střední Evropě nevychází vysoko nad obzor. 8 stupňů západně leží galaxie NGC 55.
NGC 300 je jednou z pěti nejjasnějších spirálních galaxií ve směru skupiny galaxií v Sochaři.[4] Spolu se spirální galaxií NGC 55 bývá běžně označována za součást skupiny galaxií v Sochaři, která se nachází ve stejnojmenném souhvězdí a sousedí s Místní skupinou galaxií. Ovšem nedávné měření jejich vzdálenosti ukazuje, že se tyto dvě galaxie nachází mezi těmito dvěma skupinami galaxií.[5] NGC 300 a NGC 55 spolu možná tvoří gravitačně vázanou dvojici.[6]
Na snímku z CCD, který 14. května 2008 pořídil amatérský astronom L. A. G. Berto Monard, objevil jeho autor zajímavý jasný záblesk, který dostal označení NGC 300-OT.[7] Nachází se na souřadnicích RA: 00h 54m 34.552s a DEC: −37°38′31.79″[8] ve spirálním rameni s probíhající tvorbou hvězd. Širokopásmová magnituda záblesku na tomto snímku byla 14,3. Předchozí snímek z 24. dubna 2008, pořízený těsně po vynoření NGC 300 zpoza Slunce, prokázal již započaté zjasnění s magnitudou přibližně 16,3. Na snímku z 8. února 2008, ani na předešlých, nebylo zjasnění pozorováno. Záblesk dosáhl svého maxima 15. května 2008 s naměřenou magnitudou 14,69.[9]
V době objevu měl záblesk absolutní magnitudu MV přibližně -13, což je málo v porovnání s běžnou supernovou se zhrouceným jádrem, ale více než obyčejná nova.[7][9] Z fotometrických a spektroskopických vlastností navíc vyplývá, že nejde ani o jasnou modrou proměnnou hvězdu. Od jejího maxima jasnost plynule klesala až do září 2008 a spektrum červenalo. Po září 2008 již jasnost klesala pomaleji, ale obsahovala silné záření H-alfa.[9] Viditelné spektrum se dále skládá z poměrně úzkých emisních čar Balmerovy série vodíku, vápníku CA II spolu se silnou absorpcí Ca II H&K. Zkoumání starších snímků HST poskytlo přesnou horní hranici svítivosti původní hvězdy. To naznačovalo, že záblesk vytvořila původní hvězda hlavní posloupnosti s nízkou hmotností ve chvíli hvězdného sloučení podobného galaktické nově V838 Monocerotis.[7] Rozbor starších snímků z oblasti záblesku ukazuje s jistotou 70%, že původní hvězda vznikla před 8 až 13 miliony let a měla hmotnost 12 až 25 hmotností Slunce, a tedy předpokládá, že záblesk způsobila velmi hmotná hvězda během svého vývoje.[8]
V roce 2008 však byl v datech ze Spitzerova vesmírného dalekohledu objeven původce záblesku, který zářil v blízké infračervené oblasti. Tato prachem zakrytá hvězda měla výkonové spektrum záření podobné záření absolutně černého tělesa s parametry R ≈ 300 AU, T ≈ 300 K a zářivostí Lbol ≈ ×106 L ⊙ {\displaystyle L_{\odot }} . To ukazuje na spojení záblesku s energetickým výbuchem hvězdy s malou hmotností (≈ 10 M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} ). Malá zářivost záblesku proti typické supernově se zhrouceným jádrem spolu s jeho spektrálními vlastnostmi a zakrytím prachem jej činí téměř shodným se supernovou SN 2008S v galaxii NGC 6946.[7]
Spektrum záblesku NGC 300-OT pozorované Spitzerem vykazuje silné a široké spektrální čáry na vlnových délkách 8 μm a 12 μm. Tuto vlastnost můžeme najít i v galaktických protoplanetárních mlhovinách hvězd bohatých na uhlík.[7]
23. května 2010 objevil Monard další záblesk 16. magnitudy, který dostal označení SN 2010da.[10] Viditelný záblesk byl objeven 15,9" západně a 16,8" severně od středu galaxie na souřadnicích 00h 55m 04.86s -37°41′43.7″.[11]
Dvě nezávislá následná spektroskopická pozorování naznačila, že spíše než o supernovu šlo opět o další jasný záblesk, možná vybuchující jasnou modrou proměnnou hvězdu,[12][13] jak bylo dříve předpovězeno z povahy možného blízce infračerveného původce.[14] Záblesk slábnul o 0,5 až 0,7 magnitudy za 9 dní, tedy mnohem rychleji než záblesk v roce 2008.[15]
Zdroj rentgenového záření v jádru NGC 300 se označuje NGC 300 X-1. Astronomové se domnívají, že NGC 300 X-1 je nový druh binárního systému Wolfovy–Rayetovy hvězdy s černou dírou podobný jinému takovému potvrzenému systému IC 10 X-1. Jejich společnými vlastnostmi jsou doba oběhu přibližně 30 minut a vyzařovaná energie přibližně 1×1038 erg.[16]
V tomto článku byl použit překlad textu z článku NGC 300 na anglické Wikipedii.
{{Cite web}}
C1 • C2 • C3 • C4 • C5 • C6 • C7 • C8 • C9 • C10 • C11 • C12 • C13 • C14 • C15 • C16 • C17 • C18 • C19 • C20 • C21 • C22 • C23 • C24 • C25 • C26 • C27 • C28 • C29 • C30 • C31 • C32 • C33 • C34 • C35 • C36 • C37 • C38 • C39 • C40 • C41 • C42 • C43 • C44 • C45 • C46 • C47 • C48 • C49 • C50 • C51 • C52 • C53 • C54 • C55 • C56 • C57 • C58 • C59 • C60 • C61 • C62 • C63 • C64 • C65 • C66 • C67 • C68 • C69 • C70 • C71 • C72 • C73 • C74 • C75 • C76 • C77 • C78 • C79 • C80 • C81 • C82 • C83 • C84 • C85 • C86 • C87 • C88 • C 89 • C 90 • C 91 • C92 • C93 • C94 • C95 • C96 • C97 • C98 • C99 • C100 • C101 • C102 • C 103 • C 104 • C 105 • C106 • C107 • C108 • C109