NGC 300

NGC 300
Image illustrative de l’article NGC 300
La galaxie spirale NGC 300 par le relevé DSS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Sculpteur,,
Ascension droite (α) 00h 54m 53,448 4s
Déclinaison (δ) −37° 41′ 03,163″
Magnitude apparente (V) 8,1
8,7 dans la bande B
Brillance de surface 14,07 mag/am2
Dimensions apparentes (V) 19' × 12,9'
20,89' × 13,49',>
Décalage vers le rouge 0,000491 ± 0,00000133
Angle de position 111°

Localisation dans la constellation : Sculpteur

(Voir situation dans la constellation : Sculpteur)
Astrométrie
Vitesse radiale 147 ± 0 km/s
Distance 1,939 ± 0,262 Mpc (∼6,32 millions d'al)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale,,,,
Type de galaxie SA(s)d, Scd, SAcd
Dimensions environ 16,92 kpc (∼55 200 al),
Découverte
Découvreur(s) James Dunlop
Date
Désignation(s) PGC 3238
MCG -6-3-5
ESO 295-20
AM 0052-375
IRAS 00528-3758
Caldwell 70

1AXG J005454-3739
J00545344-3741031
GLXY G300.3-79.4+134
HIPASS J0054-37
SGC 005232-3757.2
WISEA J005453.46-374103.0

2MASX J00545347-3741037
Gaia DR3 5001350950743544192
Liste des galaxies spirales
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NGC 300 (Caldwell 70) est une galaxie spirale située à environ 1,94 ± 0,26 Mpc (∼6,33 millions d'al) de la Terre, selon des mesures indépendantes du décalage vers le rouge, dans la constellation du Sculpteur. Elle a été découverte par l'astronome écossais James Dunlop en 1826.

Parfois surnommée la galaxie du moulinet du Sculpteur (Sculptor Pinwheel Galaxy, anglais), NGC 300 est une galaxie spirale presque vue de face. Du fait de sa proximité avec le groupe local, dont fait partie la Voie lactée, elle constitue une cible privilégiée par les astronomes pour l'étude de ce type de galaxie.

NGC 300 est proche d'une autre galaxie, NGC 55, avec laquelle elle pourrait constituée une paire de galaxies liées gravitationnellement.

Repérage et observation (amateur)

Dans le ciel terrestre, NGC 300 se situe dans une région pauvre en étoiles brillantes, ce qui peut rendre difficile sa localisation. Elle se trouve dans la partie sud de la constellation du Sculpteur, en direction de celle du Phénix.

La magnitude apparente de NGC 300 est égale à environ 8, ce qui la rend distinguable dans une paire de jumelles dotée d'une ouverture de 40 à 50 mm, ou bien avec un petit télescope.

Caractéristiques

La classe de luminosité de NGC 300 est IV et elle présente une large raie HI.

Distance

Trop rapprochée du Groupe local, on ne peut utiliser la loi de Hubble-Lemaître pour déterminer sa distance. Cependant, à ce jour (2026), 74 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 1,939 ± 0,030 Mpc (∼6,32 millions d'al) où lincertitude est égal à l'erreur type de cet échantillon.

Dans les 74 mesures présentées par NED, des distances allant d'environ 0,03 Mpc (∼97 800 al), se basant sur la luminosité maximale dans l'infrarouge (TRGB, de l'anglais Tip of the Red Giant Branch) des géantes rouges (), à environ 2,67 Mpc (∼8,71 millions d'al), ( et ), selon une méthode basée sur le diamètre des régions HII. L'intervalle des valeurs est donc passablement élevé, plusieurs méthodes donnant des distances très différentes.

En , Allan Sandage a estimé cette distance à environ 1,66 Mpc (∼5,41 millions d'al), distance qui révisée par Rizzi et ses collègues en à une valeur d'environ 2,1 Mpc (∼6,85 millions d'al) en utilisant la méthode (TRGB). En , Igor D. Karachentsev et Olga Kashibadze ont estimé cette distance à une valeur de 2,15 ± 0,10 Mpc (∼7,01 millions d'al). Ces résultats sont compatibles avec ceux obtenus par l'estimation photométrique du proche infrarouge des céphéides variables obtenue en par Gieren. La moyenne de ces mesures donnent 1,86 ± 0,07 Mpc (∼6,07 millions d'al), une distance très semblable à celle mentionnée plus haut.

Brillance de surface et luminosité infrarouge

En raison d'une brillance de surface égale à 14,07 mag/am2, on peut qualifier NGC 300 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxies LSB sont des galaxies diffuses (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d'une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.

La luminosité de NGC 300 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 2,24 × 108 L⊙ (108,35L⊙) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,45 × 108 L⊙ (108,39L⊙).

Morphologie

NGC 300 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA(s)d dans son atlas des galaxies,. Les images modernes de NGC 300 montre bien qu'il s'agit d'une galaxie spirale. Comme aucune de ces images ne montre la présence d'une barre au centre de la galaxie, la classification préconisée par Vaucouleurs et Buta décrit bien cette galaxie.

Image spectaculaire de NGC 300 réalisée en utilisant l'instrument WFI (Wide Field Imager) de l'observatoire de La Silla de l'ESO, au Chili.

L'image ci-haut provient de l'assemblage de nombreuses images individuelles prises à travers une vaste gamme de filtres, au cours de multiples nuits d'observation réparties sur plusieurs années. L'objectif principal de cette campagne d'observation approfondie était d'établir un recensement exceptionnellement détaillé des étoiles de la galaxie, en dénombrant celles-ci, en identifiant leurs différentes variétés ainsi que de repérer des régions, voire des étoiles individuelles, méritant une étude plus poussée et ciblée. La plupart des images ont été acquises à travers des filtres laissant passer la lumière rouge, verte ou bleue. Elles ont été complétées par des clichés pris avec des filtres spéciaux ne laissant passer que la lumière émise par l'hydrogène ou l'oxygène ionisés, mettant ainsi en évidence les nuages lumineux situés dans les bras spiraux de la galaxie. Le temps de pose total s'élève à environ 50 heures.

Masse des composantes de la galaxie

Dans une publication parue en , Westmeier, Braun et Koribalski ont estimé la masse des diverses composantes de cette galaxie. La masse d'hydrogène neutre (HI) dans le disque interne est de 8,5*108 M⊙. Dans le disque externe, elle est de 6,5*108 M⊙ pour un total de 1,5*109 M⊙ dans le disque. La masse des gaz à travers la zone annulaire inclinée est située entre environ 0,9 kpc (∼2 940 al) et environ 18,4 kpc (∼60 000 al) est de (1,9 ± 0,2)*109 M⊙ et la masse des étoiles est égale à (1,0 ± 0,1)*109 M⊙ pour une masse totale de (2,9 ± 0,2)*1010 M⊙.

Émission de rayons X

Plusieurs binaires X de diverses natures ont été découvertes dans NGC 300. L'étude de celles-ci a permis de déterminer la masse stellaire de la galaxie égale à 2,15+0,26
−0,14 M⊙ ainsi que le taux de formation d'étoiles égal à 0,18 ± 0,08 M⊙.

La galaxie NGC 300 abrite notamment une source de rayons X atypique baptisée NGC 300 X-1 (en). Il s'agit d'un système binaire composé d'un trou noir stellaire et d'une étoile de Wolf-Rayet. La masse du trou noir est estimée à 17 ± 4 M⊙ et celle de l'étoile à 20+7
−5 M⊙. Les deux astres orbitent l'un autour de l'autre à une distance d'environ 18,2 R⊙. Grâce aux observations réalisées avec l'instrument FORS2 du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO, les astronomes ont confirmé une hypothèse antérieure : le trou noir et l'étoile Wolf-Rayet gravitent l'un autour de l'autre avec une période d'environ 32 heures. Ils ont également découvert que le trou noir arrache de la matière à l'étoile au cours de leur révolution mutuelle, d'où la provenance de rayonnement X. La manière dont un système aussi étroitement lié a pu survivre aux phases tumultueuses ayant précédé la formation du trou noir demeure un mystère.

Événements transitoires

Un événement transitoire désigne quelque chose de courte durée qui change ou qui apparaît soudainement, par rapport aux structures stables, comme les étoiles de la séquence principale stables sur de très longues périodes. NGC 300 a été le théâtre de nombreux événements transitoires, dont plusieurs supernovas.

NGC 300-OT

Sur une image CCD, un astronome amateur sud africain a découvert le un événement transitoire brillant dans NGC 300, dans l'un de ses bras spiraux contenant une région active de formation d'étoiles.

Une image captée le , juste après la réapparition de NGC 300 de l'arrière du Soleil, révélait un objet transitoire dont l'éclat augmentait déjà, avec une magnitude d'environ 16,3. Aucune augmentation de luminosité n'a été détectée sur une image du , ni sur des images antérieures. La magnitude maximale mesurée pour cet objet transitoire était de 14,69 le . Lors de sa découverte, NGC 300 OT (OT) présentait une magnitude absolue visuelle (MV) d'environ −13, ce qui le rendait peu lumineux par rapport à une supernova à effondrement de cœur typique, mais brillant comparé à une nova classique,. Par ailleurs, les propriétés photométriques et spectroscopiques de cet objet indiquent qu'il ne s'agit pas non plus d'une [variable lumineuse bleue. Après son maximum de luminosité, l'éclat a diminué de manière régulière jusqu'en , tout en virant progressivement vers le rouge. Au-delà de , la luminosité a continué de baisser à un rythme plus lent dans le domaine optique, mais en s'accompagnant de fortes émissions Hα. Enfin, le spectre optique est principalement constitué de raies d'émission relativement étroites de la série de Balmer de l'hydrogène et du calcium ionisé (Ca II), associées à de fortes raies d'absorption H et K du Ca II. L'étude d'images historiques du télescope Hubble fournit une limite supérieure précise de la luminosité de l'étoile progénitrice. Cela suggère qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale de faible masse, la phase transitoire résultant d'une fusion stellaire similaire à la nova galactique rouge V838 Monocerotis. L'analyse d'images historiques de la région de la phase transitoire suggère avec une certitude de 70 % que l'étoile progénitrice s'est formée lors d'une explosion d'étoiles il y a environ 8 à 13 millions d'années et implique que sa masse est de 12 à 25 M☉ en supposant que la phase transitoire est due à une étoile massive en évolution.

Cependant, en , un progéniteur brillant dans l'infrarouge moyen a été découvert pour cet événement transitoire dans des données d'archives du télescope Spitzer. Il s'agissait d'une étoile masquée par de la poussière, qui présentait une distribution d'énergie analogue à celle d'un corps noir de rayon R ≈ 300 au à une température de T ≈ 300 K et une luminosité bolométrique égale à 106 L⊙. Ces données ont démontré que l'événement transitoire était associé à l'explosion énergétique d'une étoile de faible masse d'environ 10M⊙). La faible luminosité de l'événement, comparée à celle des supernovas à effondrement de cœur typiques, conjuguée à ses caractéristiques spectrales et au fait qu'il soit entouré de poussière, le rend presque identique à la supernova SN 2008S observée dans la galaxie NGC 6946.

Le spectre de NGC 300-OT observé par Spitzer présente également des raies d'émission intenses et larges à 8 μm et à 12 μm. De telles caractéristiques sont également observées dans les nébuleuses protoplanétaires riches en carbone de notre Galaxie.

Le , NGC 300-OT a été classifiée comme une transitoire rouge de luminosité intermédiaire (ILRT).

SN 2010da

De nombreuses études ont été consacrées à la supernova SN 2010da depuis sa découverte le dans NGC 300 par l'astronome amateur sud africain. Cependant, ce n'était pas une supernova. Il s'agissait plutôt d'une supernova imposteuse,,, une classe de nova très puissante.

AT 2019qyl

AT 2019qyl a été découverte par le relevé Distance Less Than 40 Mpc Survey (DLT40) le . À sa découverte, sa magnitude17,072. Elle a été d'abord classifiée comme une supernova de type IIn/LBV : LBV = Luminous Blue Variables et type IIn est une supernova caractérisée par son interaction forte avec le milieu, une raie étroite d'émission d'émission dans son spectre et un maximum de sa courbe de lumière très elevé. Mais, par la suite des analyses plus approfondies ont montré que c'était une nova.

SN 2020acli

Cette supernova a été découverte par le relevé DLT40 le . Cette supernova était de type IIn-pec et sa magnitude à sa découverte était de 18,4205.

AT 2024oth

Cet événement transitoire a été observé par le réseau de télescope BlackGEM (en) de l'observatoire de La Silla. À sa découverte, sa magnitude était de 19,85 et son type n'a pas été déterminé.

AT 2024txt

Cet événement transitoire a été observé par le relevé Pan-STARRS. À sa découverte, sa magnitude était de 19,77 et son type n'a pas été déterminé.

Interaction gravitationnelle avec NGC 55

Dans le ciel terrestre, les galaxies NGC 300 et NGC 55 apparaissent relativement rapprochées. Selon des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift), la distance de NGC 55 par rapport à la Terre est égale à 1,890 ± 0,489 Mpc (∼6,16 millions d'al). Comparée à celle de NGC 300, soit 1,939 ± 0,262 Mpc (∼6,32 millions d'al), les deux galaxies sont donc situées à une distance similaire avec une séparation d'environ un million d'années-lumière. De ce fait, il possible qu'elles constituent une paire de galaxies liées gravitationnellement. On a également longtemps cru que ces deux galaxies étaient membres du groupe du Sculpteur, mais on sait maintenant qu'elles sont plus près de nous que les galaxies de ce groupe, situé à environ 13 millions d’années-lumière.

Galerie

Notes et références

Notes

  1. ↑ Basé sur le nouveau catalogue PGC de 2003 qui constitue le cadre de base de la base de données HyperLEDA.
  2. ↑ Distance basée sur des distances indépendantes du décalage vers le rouge.
  3. ↑ Diamètre isophote du relevé ESO-LV Quick Blue IIa-O.
  4. ↑ au est le symbole de la distance moyenne entre la Terre et le Soleil adopté par le Bureau international d'unités, bien qu'on trouve encore en plusieurs endroits les symboles AU, ua ou encore UA.

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Voir aussi

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Articles connexes

Liens externes