梅西耶天体表/M45
| 昴宿星团 | |
|---|---|
| 观测数据（J2000 历元） | |
| 星座 | 金牛座 |
| 赤经 | 3h 47m 24s[1] |
| 赤纬 | +24° 7′[1] |
| 距离 | 440 光年 (135 秒差距[2][3]) |
| 其他名称 | M45,[1] 七姐妹[1] |
在天文学中，昴宿星团，或称七姐妹，（梅西耶天体表 45）是金牛座中的一个疏散星团。它是距离地球最近的星团之一，也是夜空中肉眼最容易看到的一个星团。昴宿星团在不同的文化和传统中有着多种含义。
这个星团以高温蓝巨星为主，这些恒星在过去的 1 亿年里形成。最初人们认为围绕着最亮恒星的形成微弱的反射星云是星团形成时遗留下来的物质（因此该星团的另一个名称为迈亚星云，以恒星迈亚命名），但现在已知它是恒星目前正穿过的一个与星团无关的星际尘埃云。
昴宿星团的其他著名名称包括：
- الثريا (al-Thurayya)，阿拉伯语
- כִּימָה，希伯来语
- ثريا (Sorayya)，波斯语和乌尔都语
- 좀생이 (Jomsaeng-i)，韩语（通常在后面加上 별 byeol “星”或 성단 seongdan “星团”）
- Subaru，日语
- Matariki，毛利语
- Kṛttikā，梵语
- Parveen (پروین)，波斯语、乌尔都语和印度语
观测史
昴宿星团是北半球冬季和南半球夏季的显著景象，自古以来就为世界各地不同的文化所知，包括毛利人（他们称之为 Matariki）和澳大利亚原住民，波斯人（他们称之为 Parveen/parvin 和 Sorayya），中国人，玛雅人（他们称之为 Tzab-ek），阿兹特克人 (Tianquiztli)，以及北美的苏族。
巴比伦的星表将它们命名为 MUL.MUL 或“众星之星”，它们在黄道星表中位列第一，这反映了它们在公元前 23 世纪左右接近春分点的事实。一些希腊天文学家认为它们是一个独立的星座，赫西俄德和荷马的《伊利亚特》和《奥德赛》中都提到了它们。它们还在《圣经》中被提及过三次（约伯记 9:9 和 38:31，以及阿摩司书 5:8）。昴宿星团（Krittika）在印度神话中被特别尊崇，被视为战争之神 Skanda 的六位母亲，Skanda 因此长出了六张脸，每位母亲对应一张脸。一些伊斯兰学者认为昴宿星团（Al thuraiya）就是《古兰经》中提到的“星宿”中的那颗星。
人们早就知道它们是物理上相关的恒星群，而不是偶然排列。约翰·米歇尔牧师在 1767 年计算出如此多颗亮星偶然排列的概率只有 1/500,000，因此他正确地推测出昴宿星团和其他许多星团一定是物理上相关的。[4] 当人们首次对这些恒星的自行运动进行研究时，发现它们都在天空中沿着同一个方向以相同的速度运动，这进一步证明了它们之间存在着联系。
查尔斯·梅西耶测量了该星团的位置，并将其列入 1771 年发表的彗星状天体目录中，编号为 M45。与猎户座星云和蜂巢星团一样，梅西耶将昴宿星团列入目录被认为是奇怪的，因为梅西耶目录中的大部分天体都要暗得多，更容易与彗星混淆——这对于昴宿星团来说似乎不太可能。一种可能性是，梅西耶只是想让自己的目录比他的科学竞争对手拉卡伊的目录更大，拉卡伊的 1755 年目录包含 42 个天体，因此他添加了一些明亮且著名的天体来丰富他的目录。[5]
距离
昴宿星团的距离是所谓的宇宙距离尺度中的一个重要步骤，宇宙距离尺度是用来测量整个宇宙距离的一系列距离尺度。这第一步的大小会影响整个距离尺度的标定，而这第一步的大小已经通过多种方法进行估算。由于该星团距离地球非常近，所以它的距离相对容易测量。准确了解距离可以使天文学家绘制星团的赫罗图，将其与其他未知距离星团的赫罗图进行比较，可以估算出它们的距离。然后，其他方法可以将距离尺度从疏散星团扩展到星系和星系团，从而建立起宇宙距离尺度。最终，天文学家对宇宙年龄和未来演化的理解会受到他们对昴宿星团距离的了解的影响。
在依巴谷卫星发射之前，人们普遍认为昴宿星团距离地球约 135 秒差距。依巴谷卫星通过测量星团中恒星的视差，发现了只有 118 秒差距的距离——这是一种应该能得出最直接和最准确结果的技术。后来的研究一致发现，依巴谷卫星对昴宿星团距离的测量存在误差，但尚不清楚误差是如何产生的。[6] 目前人们认为昴宿星团的距离约为 135 秒差距（约 440 光年）的较高值。[2][3][7]
组成
该星团的核心半径约为 8 光年，潮汐半径约为 43 光年。该星团包含超过 1000 个统计上确认的成员，尽管这个数字不包括未分辨的双星。[8] 它以年轻的、高温的蓝巨星为主，其中多达 14 颗可以用肉眼看到，具体取决于当地的观测条件。最亮恒星的排列与大熊座和小熊座有些类似。估计该星团的总质量约为 800 个太阳质量。[8]
该星团包含许多褐矮星，这些天体的质量不到太阳质量的 8%，不足以在其核心启动核聚变反应而成为真正的恒星。它们可能占星团总人口的 25%，尽管它们的总质量不到 2%。[9] 天文学家付出了巨大的努力来寻找和分析昴宿星团和其他年轻星团中的褐矮星，因为它们仍然相对明亮，可以观察到，而较老星团中的褐矮星已经变暗，难以研究。
年龄和未来演化
可以通过将星团的赫罗图与恒星演化理论模型进行比较来估算星团的年龄，使用这种技术，人们估算出昴宿星团的年龄在 75 到 150 亿年之间。估算年龄的差异是由于恒星演化模型中的不确定性造成的。特别是，包括一种被称为对流溢出的现象的模型，在这种现象中，恒星内部的对流区会穿透原本非对流区，会导致更高的表观年龄。
另一种估算星团年龄的方法是观察质量最小的天体。在普通的主序星中，锂会在核聚变反应中迅速消耗殆尽，但褐矮星可以保留它们的锂。由于锂的着火温度非常低，只有 250 万开尔文，质量最大的褐矮星最终会燃烧掉锂，因此确定星团中仍含有锂的质量最大的褐矮星的质量可以了解其年龄。将这种技术应用于昴宿星团，得出的年龄约为 1.15 亿年。[10][11]
该星团的相对运动最终会导致它在未来的几千年里，从地球上看，位于猎户座现在的足部下方。此外，与大多数疏散星团一样，昴宿星团不会永远保持引力束缚状态，因为一些组成恒星会在近距离相遇后被弹出，而另一些则会被潮汐引力场剥离。计算表明，该星团需要大约 2.5 亿年才能散开，与巨分子云和我们星系的旋臂之间的引力相互作用也会加速它的消亡。
反射星云
在理想的观测条件下，可以在星团周围看到一些星云的迹象，这些迹象在长时间曝光的照片中显现出来。这是一个反射星云，是由尘埃反射高温年轻恒星的蓝色光形成的。
人们曾认为这些尘埃是星团形成时遗留下来的物质，但人们普遍接受的星团年龄约为 1 亿年，在这个年龄，最初存在的几乎所有尘埃都会被辐射压力所分散。相反，似乎该星团只是穿过星际介质中一个尘埃特别丰富的区域而已。
研究表明，导致星云形成的尘埃分布不均匀，而是主要集中在朝向星团的视线方向上的两层。由于辐射压力，当尘埃向恒星移动时，这两层可能会形成。[12]
昴宿星团中最亮的星
昴宿星团最亮的九颗星以希腊神话中的七姐妹命名：斯泰罗佩、墨洛佩、埃勒克特拉、迈亚、泰盖忒、凯莱诺和阿耳库奥涅，以及它们的父母阿特拉斯和普勒俄涅。作为阿特拉斯的女儿，海阿得斯是昴宿星团的姐妹。星团本身的英文名称源于希腊语，但词源尚不确定。建议的词源包括：来自πλεîν *plein*，航行，使昴宿星团成为“航行者”；来自*pleos*，满或多；或来自*peleiades*，鸽子群。下表提供了星团中最亮恒星的详细信息
| 名称 | 发音（IPA & 重拼） | 命名 | 视星等 | 恒星分类 |
|---|---|---|---|---|
| 阿耳库奥涅 | /ælˈsaɪ.əni:/ | 金牛座η（25） | 2.86 | B7IIIe |
| 阿特拉斯 | /ˈætləs/ | 金牛座27 | 3.62 | B8III |
| 埃勒克特拉 | / |
金牛座17 | 3.70 | B6IIIe |
| 迈亚 | /ˈmeɪə, ˈmaɪə/ | 金牛座20 | 3.86 | B7III |
| 墨洛佩 | /ˈmɛrəpi:/ | 金牛座23 | 4.17 | B6IVev |
| 泰盖忒 | /teɪˈɪdʒ |
金牛座19 | 4.29 | B6V |
| 普勒俄涅 | /ˈplaɪ.əni:/ | 金牛座28（BU） | 5.09（变） | B8IVep |
| 凯莱诺 | /s |
金牛座16 | 5.44 | B7IV |
| 斯泰罗佩，阿斯特罗佩 | /ˈstɛrɵpi:, əˈstɛrɵpi:/ | 金牛座21和22 | 5.64;6.41 | B8Ve/B9V |
| — | — | 金牛座18 | 5.65 | B8V |
参考文献
- ↑ a b c d "SIMBAD 天文数据库". *关于 M45 的结果*. 检索于 2007-04-20.
- ↑ a b Percival, S. M.; Salaris, M.; Groenewegen, M. A. T. (2005), 昴宿星团的距离。近红外主序星拟合, 天文学和天体物理学, v.429, p.887.
- ↑ a b Zwahlen, N.; North, P.; Debernardi, Y.; Eyer, L.; Galland, F.; Groenewegen, M. A. T.; Hummel, C. A. (2004), 一个纯粹的几何距离到双星阿特拉斯，昴宿星团的成员, 天文学和天体物理学, v.425, p.L45.
- ↑ Michell J. (1767), 对固定恒星的可能视差和大小的调查，来自它们给予我们的光量及其位置的特定情况, 哲学学报, v. 57, p. 234-264
- ↑ Frommert, Hartmut (1998) "梅西耶问答". 检索于 2005 年 3 月 1 日。
- ↑ Soderblom D.R., Nelan E., Benedict G.F., McArthur B., Ramirez I., Spiesman W., Jones B.F. (2005), 从哈勃太空望远镜精细导向传感器对昴宿星团的天体测量证实了依巴谷视差中的误差, 天文杂志, v. 129, pp. 1616-1624.
- ↑ Turner, D. G. (1979),[1], 太平洋天文学会出版物, v. 91, pp. 642-647.
- ↑ a b Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Monet, David G.; Skrutskie, Michael F.; Beichman, Charles A. (2001), 从 2MASS 得出的昴宿星团星团的质量和结构, 天文杂志, v.121, p.2053.
- ↑ Moraux, E.; Bouvier, J.; Stauffer, J. R.; Cuillandre, J.-C. (2003), 昴宿星团中的褐矮星：亚恒星质量函数的线索, 天文学和天体物理学, v.400, p.891.
- ↑ Basri, Gibor; Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R. (1996), "褐矮星候选者的锂：最微弱的昴宿星的质量和年龄", *天体物理学杂志*, vol. 458, p. 600
- ↑ Ushomirsky, G.; Matzner, C.; Brown, E.; Bildsten, L.; Hilliard, V.; Schroeder, P. (1998), "收缩褐矮星和主序前恒星中的轻元素耗竭", *天体物理学杂志*, vol. 497, p. 253
- ↑ Gibson, Steven J.; Nordsieck, Kenneth H. (2003), 昴宿星反射星云。II. 对尘埃性质和散射几何的简单模型约束, 天体物理学杂志, v.589, p. 362
外部链接
- 使用半专业业余望远镜拍摄的昴宿星团图像。
- 吉田先生的天文摄影网站上的昴宿星团（M45）。
- 来自卡尔加里大学的昴宿星团照片和信息
- 来自 SEDS 的昴宿星团信息
- 来自英澳天文台的信息和图像
- WEBDA 开放星团数据库网页上的昴宿星团 - E. Pauzen (维也纳大学)
- NightSkyInfo.com: 昴宿星团
- 玛雅天文学
- 多普勒成像：结果 昴宿星团类太阳 G 矮星的第一张多普勒图像 - HII314，Strassmeier & Rice 2001, A&A 377, 264