Messier 96 (también conocido como NGC 3368) es una galaxia espiral barrada a 34 millones de años luz en la constelación Leo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781.
Es el miembro más brillante del Grupo de galaxias M96 e incluye también las galaxias M95, NGC 3384 y a M105, así como a un numeroso grupo de galaxias más tenues.
Al igual que otras galaxias espirales barradas, M96 cuenta también con una barra interior a la principal y más pequeña que ésta, así cómo un disco interior de estrellas y existe cierta cantidad de hidrógeno molecular en su región central. Cuenta también con un pseudobulbo y un agujero negro super-masivo en su centro de 7,5 millones de masas solares.
La razón de la asimetría de M96 no está clara; podría ser el resultado de las interacciones gravitatorias con otras galaxias del grupo Leo I, pero la falta de resplandor difusa en el interior del grupo indica pocas interacciones recientes.
El 9 de mayo de 1998 se descubrió una brillante supernova, SN 1998bu, de magnitud 13, que aumentó rápidamente su brillo hasta 11,8. En 1999, Saurabh W. Jha (et al.) observaron tal evento e informaron lo siguiente en su estudio:
“Presentamos fotometría y espectroscopia óptica y de infrarrojo cercano del tipo Ia SN 1998bu en la galaxia M96 (NGC 3368) del Grupo Leo I. El conjunto de datos consta de 356 mediciones fotométricas y 29 espectros de SN 1998bu entre el 11 de mayo de 1998 y el 15 de julio de UT. La curva de luz bien muestreada indica que la supernova alcanzó la luz máxima en B el 19,3 de mayo de 1998 de UT (JD 2450952,8 +/- 0,8) con B = 12,22 +/- 0,03 y V = 11,88 +/- 0,02.»
«La aplicación de una versión revisada del método Multicolor Light Curve Shape (MLCS) produce una extinción hacia la supernova de A_V = 0,94 +/- 0,15 mag, e indica que la supernova tenía una luminosidad promedio en comparación con otras supernovas normales de tipo Ia». dice S. Jha (et al). “Usando el módulo de distancia de Cefeidas HST a M96 (Tanvir et al. 1995) y los parámetros de ajuste MLCS para la supernova, derivamos una magnitud absoluta corregida por extinción para SN 1998bu como máximo, M_V = -19.42 +/- 0.22.»
“Nuestros resultados independientes para esta supernova son consistentes con los de Suntzeff et al. (1999). La combinación de SN 1998bu con otros tres calibradores locales bien observados y 42 supernovas en el flujo de Hubble produce una constante de Hubble, H_0 = 64^{+8}_{-6} km/s/Mpc, donde la estimación del error incorpora posibles fuentes de incertidumbre sistemática que incluye la calibración de la relación período-luminosidad de las cefeidas, la dependencia de la metalicidad de la escala de distancia de las cefeidas y la distancia a la LMC”.
Datos de adquisición:
Baader Blue (CMOS-Optimized) 36 mm: 20×300,″(1h 40′)
Baader Green (CMOS-Optimized) 36 mm: 20×300,″(1h 40′)
Baader Red (CMOS-Optimized) 36 mm: 20×300,″(1h 40′)
Baader UV/IR CUT Luminance (CMOS Optimized) 36 mm: 25×300,″(2h 5′)
Tiempo de integración:
7h 5′
Como dijo Kim Pederson (Instituto Danés de Ciencias Espaciales, Universidad de Copenhague) en un estudio de 2000:
“El disperso grupo de galaxias cercano (D = 11 Mpc), Leo-I, es único en muchos aspectos. Es el grupo más cercano que contiene espirales brillantes (M96 y M95) y una elíptica brillante (M105). Un anillo intergaláctico Hi gigante (diámetro aprox. 200 kpc) orbita el par de galaxias central M105/NGC3384 y parece interactuar con M96. Si M96 está realmente en el núcleo del grupo, el grupo Leo-I proporciona una ruta inusualmente «limpia» para determinar la constante de Hubble.»
“En nuestra exposición ASCA SIS de 22 ksec de M96, hemos detectado una emisión difusa de rayos X que se extiende más de 10 minutos de arco al norte de M96, en dirección al anillo Hi. La morfología y las características espectrales de la emisión difusa muestran que M96 interactuó recientemente con el anillo Hi, lo que indica que M96, el anillo Hi y la galaxia central M105 están a la misma distancia dentro de un pequeño porcentaje”.