昴宿星团

昴宿星团
昴宿星团
	取自于数位巡天（英语：Digitized Sky Survey）合成颜色的昴宿星团。; 创建者：NASA/ESA/AURA/Caltech.
观测数据 (J2000 历元)
星座	金牛座
赤经	3h 47m 24s
赤纬	+24° 7′ ″
距离	443 ly (136.2+/-1.2 pc)
物理性质
其他名称（标示）	M45, 七姐妹
	相关条目：疏散星团、疏散星团列表

昴宿星团^[4]^[5]，简称昴星团，又称七姊妹星团，梅西耶星云星团表编号M45，是一个大而明亮的疏散星团，位于金牛座，裸眼就可以轻易看见，肉眼通常见到有九颗亮星。昴星团的视直径约2°，形成斗状。成员星数在200个以上，是一个很年轻的星团。昴星团也是一个移动星群。

昴宿星团的云气是最接近地球的星云之一，并且可能是最著名的。它有时被称为玛亚女神的星云，这种错误或许是因为反射星光的云气本质上是环绕在迈亚的四周所造成的（参见下文）。

这群以蓝色高温恒星为主的星团是在最近的一亿年形成的，由微量的灰尘形成的反射星云围绕在最亮星的附近，起初被认为是星团形成时留下的，但是现在知道只是目前正在经过，与星团无关的尘埃云。天文学家估计这个星团大约可以再存在二亿五千万年，之后就会被银河系的引力扯碎，散布在邻近的星空之中。

观测的历史

昴宿星团在北半球的冬季和南半球的夏季是很突出的天体，从上古时代的所有古文明国就开始提到，包括澳洲的土著、毛利人、中国和马雅人（称之为Tzab-ek）、阿兹台克人、北美洲的苏族。在儒学谶纬（论语比考谶）中提到来自昴宿的五位老者，曾给圣人孔子传达过天启。一些古希腊的天文学家认为它是个明确的星座，并且在赫西俄德、荷马的《伊利亚特》和《奥德赛》（冒险之旅）之中被提到；在《圣经》中也曾被提及三次（《约伯记》 9:9, 38:31; 《阿摩司书》 5:8）。在印度神话中，昴宿星团（基栗底柯，Krittika）是战神室建陀的六个母亲，他有六种不同的相貌，可以逐一的显现出来；有些回教的学者认为昴宿星团（At-thuraiya）是古兰经中的奈智姆。

长久以来，他们就被知道是一个彼此相关的星群，而非正巧在同方向上。在1767年，牧师约翰·米歇尔就已经计算过如此多的亮星出现在同方向上的几率只有五十万分之一，并且因而认定昴宿星团和许多其他的星团都是彼此间在物理有关联的^[6]。首度研究恒星的自行时，它们被发现都以相同的速率、向着相同的方向移动，横越过天空，这进一步的显示他们是有关联的。

梅西耶测量包括M45在内的一些星团的位置，编制成类似彗星天体的目录，在1771年发行。因为多数的梅西耶天体都是昏暗、类似彗星而易被混淆的天体，似乎没有理由列入昴宿星团，所以梅西耶可能因为觉得奇特而收录了昴宿星团，一起的还有猎户座星云、蜂巢星团。还有一个可能就是梅西耶只是单纯的希望他的目录能比对手拉卡伊的更为庞大－在1755年发行，收录了42个天体，所以梅西耶加入了几个明亮的、众所周知的天体在它的目录中^[7]。

距离

在被称为宇宙距离尺度的阶梯上，昴宿星团的距离是很重要的第一步，依序完成整个宇宙的一序列距离标尺。第一步的大小是校准整个阶梯的基础，因此使用了许多方法来测量第一步的标尺。由于昴宿星团是如此的靠近地球，相对的，它的距离也很容易测量。正确的距离知识，允许天文学家使用赫罗图来测量星团的距离，与距离已知的星团比较图形，就可以估计待测量星团的距离。其他的方法可以延伸测量的距离从疏散星团至星系，乃至于星系团，宇宙距离尺度的阶梯就被建构起来了。对昴宿星团距离的认知，最终可以影响到天文学家对宇宙年龄的理解和未来的演变。

在依巴谷卫星发射之前，一般认知的昴宿星团与地球的距离是135秒差距。依巴谷卫星利用星团中恒星视差 —一种直接和准确的技术，测量的结果是118秒差距，使天文学家大为惊讶。后续的工作发现依巴谷卫星对昴宿星团距离的测量是错误的，但是并不知道发生错误的原因^[8]。目前认为昴宿星团距离的上限值大约是135秒差距（相当于440光年）^[2]^[3]。

2014年8月29日，加州大学圣地牙哥分校的Carl Melis团队在美国《科学》杂志上提出了一篇论文。论文中，他们以超长基线干涉测量出昴宿星团的距离为444光年，误差在1%以内。

组成

**昴星团主要亮星**
中文名	英文名	编号	视星等	光谱型
昴宿六	Alcyone	Eta (25) Tauri	2.86	B7IIIe
昴宿七	Atlas	27 Tauri	3.62	B8III
昴宿一	Electra	17 Tauri	3.70	B6IIIe
昴宿四	Maia	20 Tauri	3.86	B7III
昴宿五	Merope	23 Tauri	4.17	B6IVev
昴宿二	Taygeta	19 Tauri	4.29	B6IV
昴宿增十二	Pleione	28 (BU) Tauri	5.09 变星	B8IVpe
昴宿增九	Celaeno	16 Tauri	5.44	B7IV
昴宿三	Sterope, Asterope	21 and 22 Tauri	5.64;6.41	B8Ve/B9V
昴宿增八	—	18 Tauri	5.66	B8V

这个星团的半径大约是8光年，而潮汐半径达到43光年。虽然图中未能排除联星，但统计星团中被证实的成员已经超过1000颗^[9]。它们主要是年轻、高温的蓝色星，依据观测环境的不同，裸眼最多能看见14颗亮星。最明亮的恒星排列有些类似于大熊座和小熊座，星团的总质量估计大约是太阳质量的800倍^[9]。

星团内有许多棕矮星－质量低于太阳的8%，在核心没有足够的温度和压力引发核聚变成为真正的恒星。它们的数量大约占星团成员的25%，但质量却低于总质量的2%^[10]。天文学家已经尽了最大的努力在昴宿星团和其他年轻的星团中寻找和分析棕矮星，因为棕矮星在年轻的星团中还算明亮和容易观测，而在较老的星团中都已经黯淡而更难以研究。

目前在星团中也发现了一些白矮星，但星群中正常的年轻恒星还没有达到可以期望演化成白矮星的年龄，因为这个过程通常需要几十亿年的时间。一般相信，这不是由单一的低或中质量恒星演化过来的，这些白矮星的前身一定是联星系统中的大质量恒星。大质量恒星在快速的演化中将质量传输给伴星，结果使演化成为白矮星的脚步更为加快，但是这个过程的细节还需要对深奥的重力有更多了解，才能更确实的解释作用的机制^[可疑]。

年龄与未来的演化

经由星团和恒星演化理论模型的比较，从赫罗图可以估计出星团的年龄。使用这种技术，估计昴宿星团的年龄在7500万至1亿5000万年之间。在估计年龄上的扩散度是恒星演化模型不确定的结果，特别是模型中包含了所谓的对流过冲（英语：Convective overshoot）（对流超射）现象。这是恒星内部的对流层是否击穿非对流层的现象，结果可能使年龄显得较高。

另一种估计星团年龄的方法是搜寻低质量的恒星。一般主序带上的恒星，锂在核聚变反应中会很快的被摧毁，因为它的燃烧点只有250万K，而质量最大的棕矮星最后会将锂摧毁。因此测量星团内质量最高的棕矮星是否有锂的存在，可以估计出星团理想的年龄。使用这种方法估计的昴宿星团年龄是1亿1500万岁^[11]^[12]。

星团的相对运动最终将推导出它们的可能的位置，从地球观察未来数千年的位置，将会经过目前猎户座的脚下。同样的，像多数的疏散星团一样，昴宿星团的没有足够的引力维系整个集团，当它与其他的集团接近或遭遇时，有些成员可能会被潮汐的重力场抛射出去。计算的结果认为在2亿5000万年后，昴宿星团将会因为与巨分子云的重力交互作用而消失，而且银河系的螺旋臂也会加速它的崩溃。

反射星云

在理想的观测条件下，有些迹象显示云气只是在星团的附近，特别是在长期曝光的照片中。这只是一个反射星云，因为尘埃反射高温、年轻恒星的光而呈现蓝色。

这些尘土以前被认为是形成星团时残留的，但是星团通常需要大约一亿年才能形成，因此当初的尘土早就该被辐射压驱散了。换言之，很单纯的只是星团行经一处星际物质较多的区域造成的现象。

研究显示，这些尘土的分布是不均匀的，并且在视线方向上是沿着星团行经的路径分为主要的两层。这些层次也许是因为尘土向着恒星移动时，受到辐射压力而减速造成的^[13]。

神话和文艺

在中国古代，昴宿为二十八宿之一，包含昴、天阿、月、卷舌、天谗、砺石、天阴、蒭藁、天苑9个星官。

昴宿星团中最明亮的七颗星在希腊神话中称为普勒阿得斯七姐妹，分别为迈亚（Maia）、塔宇革忒（Taygeta）、厄勒克特拉（Electra）、阿尔克俄涅（Alcyone）、斯忒洛珀（Sterope）、刻莱诺（Celaeno）和墨洛珀（Merope）。还有他们的父亲擎天神阿特拉斯（Atlas）和母亲普勒俄涅（Pleione）。另外，二十八宿之毕宿，在希腊神话中也同样被视为擎天神的女儿，称为许阿得斯，是昴宿的同父异母姐妹们。

印度神话中，战神室建陀由二十七宿之一昴宿基栗底柯六姊妹抚养长大。

日本最早的昴宿星团记录为《和名类聚抄》，昴宿为六星火神，名称为须波流，古代日本人把昴星团看成美丽的首饰，对此拥有特别的情意结，有日本流行歌曲以此作题材，如歌唱家谷村新司代表作《すばる》（即关正杰的粤语歌曲《星》与罗文的《号角》），日本国立天文台1998年在夏威夷落成启用的一台8.2米望远镜称作“昴”（Subaru），富士重工业生产的汽车品牌为Subaru等等。

幽浮学及新纪元角度

在幽浮学中有些人相信"类人"的说法，认为昴宿星团内的数颗行星上居住着昴宿星人。而昴宿人及地球人类本是同一族群，天琴星系（lyra）才是我们发源地。

FC游戏机游戏《义龟报恩（英语：Xexyz）》的美版封面曾经选用了一幅昴宿的图。

PC游戏《精英：危机四伏》中的外星种族Thargoid主要在昴宿星团一带出没。

参见

参考资料

^ ^1.0 ^1.1 ^1.2 ^1.3 SIMBAD Astronomical Database. Results for NGC 2244. [2007-04-20]. （原始内容存档于2019-05-01）.
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^ ^3.0 ^3.1 Zwahlen, N.; North, P.; Debernardi, Y.; Eyer, L.; Galland, F.; Groenewegen, M. A. T.; Hummel, C. A. (2004), A purely geometric distance to the binary star Atlas, a member of the Pleiades （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy and Astrophysics, v.425, p.L45.
^ “昴宿”，拼音：mǎo xiù，注音：ㄇㄠˇ ㄒㄧㄡˋ
^ 由于字形相近，昴（mǎo）经常被误写误读为昂（áng）。
^ Michell J. (1767), An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation, Philosophical Transactions, v. 57, p. 234-264
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外部链接

M45 imaged with a semiprofessional amateur-telescope.
The Pleiades (M45) At the astro-photography site of Mr. T. Yoshida. （页面存档备份，存于互联网档案馆）
Photos and information on the Pleiades from the University of Calgary
Information on the Pleiades from SEDS
Information and images from the Anglo-Australian Observatory
WEBDA open cluster database webpage on Pleiades cluster （页面存档备份，存于互联网档案馆） - E. Pauzen (Univ. Vienna)
NightSkyInfo.com: The Pleiades （页面存档备份，存于互联网档案馆）
Maya Astronomy
Doppler Imaging: Results first Doppler image of a Pleiades solar-type G dwarf - HII314，Strassmeier & Rice 2001, A&A 377, 264
WikiSky上关于The Pleiades的内容：DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, 氢α, X射线, 天文照片, 天图, 文章和图片

[simbad-1] 1.0 ^1.1 ^1.2 ^1.3 SIMBAD Astronomical Database. Results for NGC 2244. [2007-04-20]. （原始内容存档于2019-05-01）.

[Percival-2] 2.0 ^2.1 Percival, S. M.; Salaris, M.; Groenewegen, M. A. T. (2005), The distance to the Pleiades. Main sequence fitting in the near infrared （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy and Astrophysics, v.429, p.887.

[Zwahlen-3] 3.0 ^3.1 Zwahlen, N.; North, P.; Debernardi, Y.; Eyer, L.; Galland, F.; Groenewegen, M. A. T.; Hummel, C. A. (2004), A purely geometric distance to the binary star Atlas, a member of the Pleiades （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy and Astrophysics, v.425, p.L45.

[4] “昴宿”，拼音：mǎo xiù，注音：ㄇㄠˇ ㄒㄧㄡˋ

[5] 由于字形相近，昴（mǎo）经常被误写误读为昂（áng）。

[6] Michell J. (1767), An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation, Philosophical Transactions, v. 57, p. 234-264

[7] Frommert, Hartmut (1998) "Messier Questions & Answers" 互联网档案馆的存档，存档日期2008-06-11.. Retrieved March 1, 2005.

[8] Soderblom D.R., Nelan E., Benedict G.F., McArthur B., Ramirez I., Spiesman W., Jones B.F. (2005), Confirmation of Errors in Hipparcos Parallaxes from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Astrometry of the Pleiades （页面存档备份，存于互联网档案馆）, The Astronomical Journal, v. 129, pp. 1616-1624.

[#1-9] 9.0 ^9.1 Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Monet, David G.; Skrutskie, Michael F.; Beichman, Charles A. (2001), The Mass and Structure of the Pleiades Star Cluster from 2MASS （页面存档备份，存于互联网档案馆）, The Astronomical Journal, v.121, p.2053.

[10] Moraux, E.; Bouvier, J.; Stauffer, J. R.; Cuillandre, J.-C. (2003), Brown in the Pleiades cluster: Clues to the substellar mass function （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy and Astrophysics, v.400, p.891.

[11] Basri G., Marcy G. W., Graham J. R. (1996), Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astrophysical Journal v.458, p.600

[12] Ushomirsky, G., Matzner, C., Brown, E., Bildsten, L., Hilliard, V., Schroeder, P. (1998), Light-Element Depletion in Contracting Brown Dwarfs and Pre-Main-Sequence Stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astrophysical Journal v.497, p.253

[13] Gibson, Steven J.; Nordsieck, Kenneth H. (2003), The Pleiades Reflection Nebula. II. Simple Model Constraints on Dust Properties and Scattering Geometry （页面存档备份，存于互联网档案馆）, The Astrophysical Journal, v.589, p. 362

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