NGC 300

NGC 300 (también conocida como Caldwell 70 o la Galaxia del Molinete de Sculptor ^{[ 3 ]} ) es una galaxia espiral en la constelación de Sculptor . Fue descubierta el 5 de agosto de 1826 por el astrónomo escocés James Dunlop . ^{[ 4 ]} Es una de las galaxias más cercanas al Grupo Local y probablemente se encuentra entre este último y el Grupo Sculptor . Es la más brillante de las cinco espirales principales en la dirección del Grupo Sculptor. ^{[ 2 ]} Está inclinada en un ángulo de 42° cuando se observa desde la Tierra y comparte muchas características de la Galaxia del Triángulo . ^{[ 5 ]} Tiene unos 94 000 años luz de diámetro, algo menor que la ^Vía Láctea , y tiene una masa estimada de (2,9 ± 0,2) × ^10¹⁰ M☉ _. ^{[ 6 ]} [ ^{7 ]}

NGC  300 y la galaxia espiral barrada de tipo magallánico NGC 55 se han identificado tradicionalmente como miembros del Grupo Sculptor , un grupo cercano de galaxias en la constelación del mismo nombre. Sin embargo, mediciones de distancia recientes indican que estas dos galaxias se encuentran en realidad en primer plano. ^{[ 8 ]} Es probable que NGC 300 y NGC 55 formen un par ligado gravitacionalmente. ^{[ 9 ]}   

La galaxia enana Sculptor C se encuentra a unos 6,65 millones de años luz (2,04 megaparsecs ) del Sol y es muy probable que sea una galaxia satélite de NGC 300. Sculptor C tiene una magnitud absoluta de aproximadamente -9,1 , lo cual es típico de otras galaxias enanas ultradébiles descubiertas recientemente. ^{[ 10 ]}

En 1986, Allan Sandage estimó la distancia a NGC 300 en 5,41 Mly (1,66 Mpc ). ^{[ 11 ]} Para 1992, esto había sido actualizado a 6,9 Mly (2,1 Mpc) por Freedman et al. ^{[ 2 ]} En 2006, esto fue revisado por Karachentsev et al. para ser    7,0 ± 0,3  Mly (2,15 ± 0,10  Mpc ). ^{[ 12 ]} Casi al mismo tiempo, se utilizó el método de la punta de la rama de las gigantes rojas (TRGB) para producir una estimación de5,9 ± 0,4  Mly (1,82 ± 0,13  Mpc ) utilizando detección de bordes y6,1 ± 0,4  Mly (1,87 ± 0,12  Mpc ) utilizando máxima verosimilitud. ^{[ 2 ]} Estos resultados fueron consistentes con las estimaciones que utilizaron fotometría de infrarrojo cercano de variables cefeidas por Gieren et al. 2005 que proporcionaron una estimación de6,1 ± 0,2  Mly (1,88 ± 0,07  Mpc ). ^{[ 2 ]} Combinando las estimaciones recientes de TRGB y Cefeidas, la distancia a NGC  300 se estima en6,07 ± 0,23  Mly (1,86 ± 0,07  Mpc ). ^[a]

AT 2019qyl fue descubierta por el Sondeo de Distancia Menos de 40 Mpc (DLT40) el 26 de septiembre de 2019, con una magnitud de 17,1. Inicialmente fue clasificada como una nova de tipo IIn/LBV, ^{[ 13 ]} pero análisis posteriores la clasificaron como una nova clásica . ^{[ 14 ]}

SN 2010da (tipo LBV, mag. 16) fue descubierto por Monard el 23 de mayo de 2010. ^{[ 15 ] [ 16 ]} El transitorio óptico fue detectado 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. ^{[ 17 ]}

Dos conjuntos de datos espectroscópicos de seguimiento independientes sugirieron que se trataba nuevamente de otro transitorio óptico en lugar de una supernova, posiblemente una estrella variable azul luminosa en erupción según un espectro, ^{[ 18 ] [ 19 ]} como se predijo anteriormente a partir de la naturaleza del candidato progenitor en el infrarrojo medio. ^{[ 20 ]} El transitorio se atenuó entre 0,5 y 0,7 mag en 9 días, mucho más rápido que el transitorio de 2008 en NGC 300. ^{[ 21 ]}

SN 2020acli ( tipo  IIn-pec , magnitud 18,4205) fue descubierto por el Sondeo de Distancia Menos de 40 Mpc (DLT40) el 12 de diciembre de 2020. ^{[ 22 ]}

AT 2024oth (tipo desconocido, magnitud 19,85) fue descubierto por BlackGEM el 27 de junio de 2024. ^{[ 23 ]}

AT 2024txt (tipo desconocido, magnitud 19,77) fue descubierto por Pan-STARRS el 29 de julio de 2024. ^{[ 24 ]}

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. ^{[ 25 ] [ 26 ]} Está ubicado en RA : 00 ^h 54 ^m 34.552 ^s y DEC : −37 ° 38 ′ 31.79 ″ ^{[ 27 ]} en un brazo espiral que contiene formación estelar activa. ^{[ 28 ]} Su magnitud de banda ancha era 14.3 en esa imagen. Una imagen anterior (del 24 de abril de 2008), tomada justo después de que NGC 300 reapareciera detrás del Sol , evidenció un OT que ya estaba brillando a ~16.3 de magnitud. ^{[ 28 ]} No se detectó brillo en una imagen del 8 de febrero de 2008, ni en ninguna anterior. ^{[ 28 ]} La magnitud máxima medida del transitorio fue de 14,69 el 15 de mayo de 2008. ^{[ 28 ]}     

En el momento de su descubrimiento, el transitorio tenía una magnitud absoluta de MV ≈ − 13 , lo que lo hacía débil en comparación con una supernova de colapso de núcleo típica , pero brillante en comparación con una nova clásica . ^{[ 26 ] [ 28 ]} Además, las propiedades fotométricas y espectroscópicas del OT implican que tampoco es una variable azul luminosa . ^{[ 28 ]} Desde su pico, el brillo disminuyó suavemente hasta septiembre de 2008 mientras se volvía continuamente más rojo. ^{[ 28 ]} Después de septiembre de 2008, el brillo continuó disminuyendo a una tasa menor en el espectro óptico, pero con fuertes emisiones de Hα . ^{[ 28 ]} Además, el espectro óptico está compuesto principalmente por líneas de emisión de hidrógeno Balmer y Ca  II bastante estrechas, junto con una fuerte  absorción de Ca II H&K. ^{[ 26 ]} La investigación de imágenes históricas del Hubble proporciona un límite superior preciso en el brillo de la estrella progenitora. ^{[ 26 ]} Esto sugirió una estrella de secuencia principal de baja masa como progenitora con el transitorio resultante de una fusión estelar similar a la nova galáctica roja V838 Monocerotis . ^{[ 26 ]} 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 unos 8-13 Myr e implica _que  la masa del progenitor es de 12-25 M ☉ suponiendo que el OT se deba a una estrella masiva en evolución. ^{[ 27 ]} 

Sin embargo, en 2008 se descubrió un brillante progenitor infrarrojo medio del transitorio en datos históricos de Spitzer . Se trataba de una estrella oscurecida por polvo, con una distribución de energía análoga a la de un cuerpo negro de R ≈ 300 UA y que irradiaba a T ≈ 300 K con L _bol ≈ × 10⁶ L _☉ . Esto demostró que el transitorio estaba asociado con una explosión energética de una estrella de baja masa ≈ 10 M_☉. La baja luminosidad del transitorio en comparación con las supernovas de colapso de núcleo típicas, combinada con sus atributos espectrales y propiedades cubiertas de polvo, lo hacen casi idéntico ala SN2008SdeNGG 6946. ^{[ 26 ]} 

El espectro de NGC  300-OT observado con Spitzer muestra fuertes y amplias líneas de emisión a 8  μm y 12  μm. Estas líneas también se observan en nebulosas protoplanetarias galácticas ricas en carbono . ^{[ 26 ]}

El 19 de abril de 2025, NGC  300-OT fue clasificado como un transitorio rojo de luminosidad intermedia (ILRT). ^{[ 29 ]}

• Lista de objetos NGC (1–1000)

• NGC 300 en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hidrógeno α , Rayos X , Astrofotografía , Mapa del cielo , Artículos e imágenes
• Imagen de confirmación de SN 2010da (24-05-2010) / Ampliación de la misma región en Wikisky DSS2