NGC 300

玉夫座的一个漩涡星系

NGC 300，即科德韦尔70（Caldwell 70），是玉夫座的一个漩涡星系，是最接近本星系群的星系，并可能位于本星系群和玉夫座星系团之间。该星系由詹姆士·丹露帕于1826年8月5日发现。它是玉夫座星系团方向五个主要的漩涡星系中最明亮的。从地球上观测，它的倾斜角是42°，并有许多方面和三角座星系相当类似。

星体关联

NGC 300和不规则星系 NGC 55传统上被认为是玉夫座星系团成员，但最近的距离量测指出这两个星系其实是该星系团的前景星系。NGC 300和NGC 55可能受到彼此的重力互相束缚。

距离量测

1986年艾伦·桑德奇推测NGC 300的距离是541万光年（166万秒差距）。1992年 Freedman 等人的量测则是690万光年（210万秒差距）。2006年 Karachentsev 等人的量测结果是7.0±0.3 百万光年（2.15±0.10 百万秒差距）。在大约同一时间以红巨星分支技术和边缘检测法量测的结果是5.9±0.4 百万光年（1.82±0.13 百万秒差距），如使用最大似然估计的结裹是6.1±0.4 百万光年（1.87±0.12 百万秒差距）。这些结果和 Gieren 等人于2005年以造父变星红外线测光的结果6.1±0.2 百万光年（1.88±0.07 百万秒差距）一致。结合红巨星分支技术和造父变星的结果，NGC 300的距离大约是6.07±0.23 百万光年（1.86±0.07 百万秒差距）。

瞬变体

2008年5月14日，业余天文学家 L.A.G. Berto Monard 在他以CCD拍摄的 NGC 300 影像上发现了一个光学瞬变体（Optical transient），编号为 NGC 300-OT。该瞬变体的天球坐标是RA:00 54 34.552，DEC:-37° 38′ 31.79″，位于恒星形成相当活跃的星系螺旋臂上。该影像中它的宽波段视星等14.3，而早先在同年4月24日所拍摄的刚从太阳后方出现的 NGC 300 的影像中，该瞬变体视星等大约是16.3。更早的同年2月8日或更早拍摄的影像中则没有该天体变亮的迹象。而该天体亮度在5月15日达到峰值14.69。

在发现时，该瞬变体的绝对星等是-13，比典型的II型超新星暗淡，却高于典型的新星。此外，它的测光与光谱观测结果显示它不是高光度蓝变星。在它的亮度到达峰值以后，亮度就快速下降至2008年9月，并且持续偏红，之后在可见光谱中的亮度下降率较低，但有强烈的H-α辐射。进一步来说，它的可见光谱主要是相当窄的氢巴耳末系和 Ca II 发射线再加上强烈的 Ca II H 与 Ca II K 吸收线组成。研究哈伯空间天文台历史影像得知了该天体准确的前身星亮度上限。结果显示前身星是一颗低质量的主序星，而它的瞬变现象可能是恒星的合并，类似银河系内的麒麟座V838。对该区域历史影像的分析显示这个光学瞬变体有70%的可能性是在800到1300万年前爆发，暗示该前身星如果是一颗演化阶段已离开主序星的大质量恒星，它的质量可能有12到25M⊙。

不过在2008年研究斯皮策空间望远镜的历史资料时，发现了该瞬变体的前身星。它是一颗被尘埃遮蔽的恒星，能量分布类似于半径约300天文单位、温度300K的黑体，并且光度大约是Lbol×10L⊙。这显示该瞬变现象与一颗质量大约是 10M⊙的恒星爆炸有关，而它的低光度相当于典型的II型超新星。它的光谱特性和灰尘遮蔽的状况让它相当类似NGC 6946内的SN 2008S。

斯皮策空间望远镜对 NGC 300-OT 的观测显示它有相当强烈而宽的8 μm 和 12 μm辐射。这样的特征也可以在银河系中富含碳的原行星云出现。

2010年5月23日，Monard在NGC 300内发现了一个视星等16等的光学瞬变体，该天体获得超新星

紧接着两组独立的光谱资料则指出它可能是另一次光学瞬变现象，而非超新星，而且其中一组光谱显示它比较可能是高光度蓝变星爆发，并且使用中红外线波段寻找该天体的前身星。该瞬变现象于9天内下降了0.5到0.7等，下降率远高于同星系内2008年另一个光学瞬变事件。

黑洞联星

NGC 300的核心内有一个编号NGC 300 X-1的X射线天体。天文学家认为它可能是由沃尔夫–拉叶星和黑洞组成的联星系统，该系统与已确认的IC 10X-1相当类似。两者的共同特征是轨道周期大约30小时，并且X射线能量达到约1×10尔格。

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