オブジェクト名：メシエ96
代替指定：M96、NGC 3368
オブジェクトタイプ：タイプSa渦巻銀河
星座：レオ
昇天：10：46.8（時間：分）
赤緯：+11：49（度：m）
距離：38000（kly）
視覚的な明るさ：9.2（マグ）
見かけの寸法：6×4（最小弧）
メシエ96の検索：M96は、M95を含む広視野接眼レンズペアリングの最南端の銀河です。天空の条件が良い場合、M95とM96はどちらもレオの星座の腹に簡単に配置できます。アルファ（レグルス）を特定することから始めます。これは、後方クエスチョンマークのアステリズムで最も明るい南端の星です。ここで、レオの腰を示す浅い三角形のアスタリズムが表示される、握り幅の西を見てください。これらの星の最西端（シータ）が次のマーカーです。ほぼ中央の位置にあるかすかな星の2つのマーカーの間に目を通します。空がこの銀河のペアを見るのに正しければ、最後のマーカーのすぐ南に別の星も見えます。 M95とM96はこれらの最後の2つの星の間にあり、2つの星の最北端で明るいです。ペアは、大きな双眼鏡ではほとんど見えず、かすかに見えますが、小さな望遠鏡では認識できます。開口部を大きくすると、より多くの詳細が表示されます。これらは暗い銀河なので、暗い空の場所を必要とし、月明かりに照らされた夜などの背景の輝きを許容できません。
あなたが見ているもの：M96は、Leo I銀河グループの中で最も明るいメンバーです。最も一般的にはM96グループと呼ばれ、M95、M105、およびより暗い銀河も含まれます。おそらく、この66,000光年幅の銀河は地球から約3550万光年離れており、このグループ自体は約3800万光年離れています。少人数のグループとして、 非常に 興味深いことが起こっていて、それはM96で起こっています…
「近く（D = 11 Mpc）のまばらな銀河群、Leo-Iは、多くの点で独特です。明るい渦巻き（M96およびM95）と明るい楕円形（M105）の両方を含む最も近いグループです。巨大な（直径約200 kpc）銀河間Hiリングが中央のM105 / NGC3384銀河ペアを周回し、M96と相互作用しているように見えます。 M96が本当にグループコアにある場合、Leo-Iグループは、ハッブル定数を決定するための異常に「クリーン」なルートを提供します。」 K・ペダーソンは言う。 「M96の22秒間のASCA SIS露出では、Hiリングの方向にM96の北10アーク分を超える拡散X線放射が検出されました。拡散放射の形態とスペクトル特性は、M96が最近Hiリングと相互作用したことを示しており、M96、Hiリング、および中央銀河M105が数パーセント以内の同じ距離にあることを示しています。
もちろん、超新星イベントが発生することも大きな看板です。 「Leo I Group銀河M96（NGC 3368）で、タイプIa SN 1998buの光学および近赤外線測光と分光法を紹介します。データセットは、356の光度測定とUT 1998 5月11日から7月15日までのSN 1998buの29のスペクトルで構成されています。十分にサンプリングされた光度曲線は、超新星がUT 1998年5月19.3日にBで最大光に達したことを示します（JD 2450952.8 +/- 0.8） B = 12.22 +/- 0.03およびV = 11.88 +/- 0.02。マルチカラーライトカーブシェイプ（MLCS）メソッドの改訂版を適用すると、A_V = 0.94 +/- 0.15等の超新星に向かって消滅し、超新星が他の通常のタイプのIa超新星と比較して平均光度であったことを示しています。 S. Jha（et al）は言います。 「M96へのHSTセファイド距離係数（Tanvir et al。1995）と超新星のMLCSフィットパラメーターを使用して、SN 1998buの最大でM_V = -19.42 +/- 0.22の絶滅補正済み絶対等級を導き出します。この超新星に関する私たちの独立した結果は、Suntzeffらの結果と一致しています。 （1999）。 SN 1998buを他の3つのよく観測されたローカルキャリブレーターとハッブルフローの42個の超新星と組み合わせると、ハッブル定数H_0 = 64 ^ {+ 8} _ {-6} km / s / Mpcが得られます。セファイドの周期-光度関係の校正、セファイド距離スケールの金属依存性、LMCまでの距離を含む系統的不確実性。」
去る前に、グループでやって来る銀河に起こることのもう一つの側面を見てみましょう。そうです…相互作用。スティーブンシュナイダーの研究によると、「M96グループは21 cmで調べられて、銀河の中性水素含有量を研究し、そこに見つかった大きな銀河間H I機能の起源を説明するのに役立つ相互作用の証拠を探します。 SabスパイラルであるM96は、そのH Iの90％が中央の明るい光ディスクの外側に集中しています。銀河間ガスのリング状の分布は、M96との相互作用によって形作られる可能性があります。非常にかすかな矮小不規則銀河も発見されました。 M96グループの距離とメンバーシップに関する質問に対処します。以前の多くのグループカタログがエラーになっている必要があることが示されています。 M96グループでは、質量対光比が30未満であることがわかります。以前の多くの推定は、背景銀河を含めることによって増大しています。」
歴史：この上品な銀河は、1781年にピエールメチェインによって最初に発見され、4日後の1781年3月24日、チャールズメシエによってカタログ化されました。彼は次のように書いています。 95]：これはそれほど明確ではなく、どちらもレグルスの同じ平行線上にあります。それらは、ヴァージン[乙女座]の2つの星雲、84番と86番に似ています。M。メチェインは、1781年3月20日に両方を見ました。」
1784年3月11日、ウィリアムハーシェル卿は次のようにも述べています。「前者[M95]によく似た、細かくて明るい星雲ですが、真ん中の最も明るい部分は、前者よりも星雲に関係しています一部はかなり長く、前者ほど鮮やかではありません。それはまだコメディと呼ばれているかもしれませんが、そういうものから少し離れ始めています。」
最高のM96画像クレジット、Paloma Observatory提供：Caltech、M96 2MASS Image、M96 Supernova Image、M96 Wikipedia（FabianRRR）、およびM96画像はNOAO / AURA / NSF提供。
