梅西耶天體表/M45
| 昴宿星團 | |
|---|---|
| 觀測資料（J2000 曆元） | |
| 星座 | 金牛座 |
| 赤經 | 3h 47m 24s[1] |
| 赤緯 | +24° 7′[1] |
| 距離 | 440 光年 (135 秒差距[2][3]) |
| 其他名稱 | M45,[1] 七姐妹[1] |
在天文學中，昴宿星團，或稱七姐妹，（梅西耶天體表 45）是金牛座中的一個疏散星團。它是距離地球最近的星團之一，也是夜空中肉眼最容易看到的一個星團。昴宿星團在不同的文化和傳統中有著多種含義。
這個星團以高溫藍巨星為主，這些恆星在過去的 1 億年裡形成。最初人們認為圍繞著最亮恆星的形成微弱的反射星雲是星團形成時遺留下來的物質（因此該星團的另一個名稱為邁亞星雲，以恆星邁亞命名），但現在已知它是恆星目前正穿過的一個與星團無關的星際塵埃雲。
昴宿星團的其他著名名稱包括：
- الثريا (al-Thurayya)，阿拉伯語
- כִּימָה，希伯來語
- ثريا (Sorayya)，波斯語和烏爾都語
- 좀생이 (Jomsaeng-i)，韓語（通常在後面加上 별 byeol “星”或 성단 seongdan “星團”）
- Subaru，日語
- Matariki，毛利語
- Kṛttikā，梵語
- Parveen (پروین)，波斯語、烏爾都語和印度語
觀測史
昴宿星團是北半球冬季和南半球夏季的顯著景象，自古以來就為世界各地不同的文化所知，包括毛利人（他們稱之為 Matariki）和澳大利亞原住民，波斯人（他們稱之為 Parveen/parvin 和 Sorayya），中國人，瑪雅人（他們稱之為 Tzab-ek），阿茲特克人 (Tianquiztli)，以及北美的蘇族。
巴比倫的星表將它們命名為 MUL.MUL 或“眾星之星”，它們在黃道星表中位列第一，這反映了它們在公元前 23 世紀左右接近春分點的事實。一些希臘天文學家認為它們是一個獨立的星座，赫西俄德和荷馬的《伊利亞特》和《奧德賽》中都提到了它們。它們還在《聖經》中被提及過三次（約伯記 9:9 和 38:31，以及阿摩司書 5:8）。昴宿星團（Krittika）在印度神話中被特別尊崇，被視為戰爭之神 Skanda 的六位母親，Skanda 因此長出了六張臉，每位母親對應一張臉。一些伊斯蘭學者認為昴宿星團（Al thuraiya）就是《古蘭經》中提到的“星宿”中的那顆星。
人們早就知道它們是物理上相關的恆星群，而不是偶然排列。約翰·米歇爾牧師在 1767 年計算出如此多顆亮星偶然排列的機率只有 1/500,000，因此他正確地推測出昴宿星團和其他許多星團一定是物理上相關的。[4] 當人們首次對這些恆星的自行運動進行研究時，發現它們都在天空中沿著同一個方向以相同的速度運動，這進一步證明了它們之間存在著聯絡。
查爾斯·梅西耶測量了該星團的位置，並將其列入 1771 年發表的彗星狀天體目錄中，編號為 M45。與獵戶座星雲和蜂巢星團一樣，梅西耶將昴宿星團列入目錄被認為是奇怪的，因為梅西耶目錄中的大部分天體都要暗得多，更容易與彗星混淆——這對於昴宿星團來說似乎不太可能。一種可能性是，梅西耶只是想讓自己的目錄比他的科學競爭對手拉卡伊的目錄更大，拉卡伊的 1755 年目錄包含 42 個天體，因此他添加了一些明亮且著名的天體來豐富他的目錄。[5]
距離
昴宿星團的距離是所謂的宇宙距離尺度中的一個重要步驟，宇宙距離尺度是用來測量整個宇宙距離的一系列距離尺度。這第一步的大小會影響整個距離尺度的標定，而這第一步的大小已經透過多種方法進行估算。由於該星團距離地球非常近，所以它的距離相對容易測量。準確瞭解距離可以使天文學家繪製星團的赫羅圖，將其與其他未知距離星團的赫羅圖進行比較，可以估算出它們的距離。然後，其他方法可以將距離尺度從疏散星團擴充套件到星系和星系團，從而建立起宇宙距離尺度。最終，天文學家對宇宙年齡和未來演化的理解會受到他們對昴宿星團距離的瞭解的影響。
在依巴谷衛星發射之前，人們普遍認為昴宿星團距離地球約 135 秒差距。依巴谷衛星透過測量星團中恆星的視差，發現了只有 118 秒差距的距離——這是一種應該能得出最直接和最準確結果的技術。後來的研究一致發現，依巴谷衛星對昴宿星團距離的測量存在誤差，但尚不清楚誤差是如何產生的。[6] 目前人們認為昴宿星團的距離約為 135 秒差距（約 440 光年）的較高值。[2][3][7]
組成
該星團的核心半徑約為 8 光年，潮汐半徑約為 43 光年。該星團包含超過 1000 個統計上確認的成員，儘管這個數字不包括未分辨的雙星。[8] 它以年輕的、高溫的藍巨星為主，其中多達 14 顆可以用肉眼看到，具體取決於當地的觀測條件。最亮恆星的排列與大熊座和小熊座有些類似。估計該星團的總質量約為 800 個太陽質量。[8]
該星團包含許多褐矮星，這些天體的質量不到太陽質量的 8%，不足以在其核心啟動核聚變反應而成為真正的恆星。它們可能占星團總人口的 25%，儘管它們的總質量不到 2%。[9] 天文學家付出了巨大的努力來尋找和分析昴宿星團和其他年輕星團中的褐矮星，因為它們仍然相對明亮，可以觀察到，而較老星團中的褐矮星已經變暗，難以研究。
年齡和未來演化
可以透過將星團的赫羅圖與恆星演化理論模型進行比較來估算星團的年齡，使用這種技術，人們估算出昴宿星團的年齡在 75 到 150 億年之間。估算年齡的差異是由於恆星演化模型中的不確定性造成的。特別是，包括一種被稱為對流溢位的現象的模型，在這種現象中，恆星內部的對流區會穿透原本非對流區，會導致更高的表觀年齡。
另一種估算星團年齡的方法是觀察質量最小的天體。在普通的主序星中，鋰會在核聚變反應中迅速消耗殆盡，但褐矮星可以保留它們的鋰。由於鋰的著火溫度非常低，只有 250 萬開爾文，質量最大的褐矮星最終會燃燒掉鋰，因此確定星團中仍含有鋰的質量最大的褐矮星的質量可以瞭解其年齡。將這種技術應用於昴宿星團，得出的年齡約為 1.15 億年。[10][11]
該星團的相對運動最終會導致它在未來的幾千年裡，從地球上看，位於獵戶座現在的足部下方。此外，與大多數疏散星團一樣，昴宿星團不會永遠保持引力束縛狀態，因為一些組成恆星會在近距離相遇後被彈出，而另一些則會被潮汐引力場剝離。計算表明，該星團需要大約 2.5 億年才能散開，與巨分子云和我們星系的旋臂之間的引力相互作用也會加速它的消亡。
反射星雲
在理想的觀測條件下，可以在星團周圍看到一些星雲的跡象，這些跡象在長時間曝光的照片中顯現出來。這是一個反射星雲，是由塵埃反射高溫年輕恆星的藍色光形成的。
人們曾認為這些塵埃是星團形成時遺留下來的物質，但人們普遍接受的星團年齡約為 1 億年，在這個年齡，最初存在的幾乎所有塵埃都會被輻射壓力所分散。相反，似乎該星團只是穿過星際介質中一個塵埃特別豐富的區域而已。
研究表明，導致星雲形成的塵埃分佈不均勻，而是主要集中在朝向星團的視線方向上的兩層。由於輻射壓力，當塵埃向恆星移動時，這兩層可能會形成。[12]
昴宿星團中最亮的星
昴宿星團最亮的九顆星以希臘神話中的七姐妹命名：斯泰羅佩、墨洛佩、埃勒克特拉、邁亞、泰蓋忒、凱萊諾和阿耳庫奧涅，以及它們的父母阿特拉斯和普勒俄涅。作為阿特拉斯的女兒，海阿得斯是昴宿星團的姐妹。星團本身的英文名稱源於希臘語，但詞源尚不確定。建議的詞源包括：來自πλεîν *plein*，航行，使昴宿星團成為“航行者”；來自*pleos*，滿或多；或來自*peleiades*，鴿子群。下表提供了星團中最亮恆星的詳細資訊
| 名稱 | 發音（IPA & 重拼） | 命名 | 視星等 | 恆星分類 |
|---|---|---|---|---|
| 阿耳庫奧涅 | /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 |
| 邁亞 | /ˈmeɪə, ˈmaɪə/ | 金牛座20 | 3.86 | B7III |
| 墨洛佩 | /ˈmɛrəpi:/ | 金牛座23 | 4.17 | B6IVev |
| 泰蓋忒 | /teɪˈɪdʒ |
金牛座19 | 4.29 | B6V |
| 普勒俄涅 | /ˈplaɪ.əni:/ | 金牛座28（BU） | 5.09（變） | B8IVep |
| 凱萊諾 | /s |
金牛座16 | 5.44 | B7IV |
| 斯泰羅佩，阿斯特羅佩 | /ˈstɛrɵpi:, əˈstɛrɵpi:/ | 金牛座21和22 | 5.64;6.41 | B8Ve/B9V |
| — | — | 金牛座18 | 5.65 | B8V |
參考文獻
- ↑ a b c d "SIMBAD 天文資料庫". *關於 M45 的結果*. 檢索於 2007-04-20.
- ↑ a b Percival, S. M.; Salaris, M.; Groenewegen, M. A. T. (2005), 昴宿星團的距離。近紅外主序星擬合, 天文學和天體物理學, v.429, p.887.
- ↑ a b Zwahlen, N.; North, P.; Debernardi, Y.; Eyer, L.; Galland, F.; Groenewegen, M. A. T.; Hummel, C. A. (2004), 一個純粹的幾何距離到雙星阿特拉斯，昴宿星團的成員, 天文學和天體物理學, v.425, p.L45.
- ↑ Michell J. (1767), 對固定恆星的可能視差和大小的調查，來自它們給予我們的光量及其位置的特定情況, 哲學學報, v. 57, p. 234-264
- ↑ Frommert, Hartmut (1998) "梅西耶問答". 檢索於 2005 年 3 月 1 日。
- ↑ Soderblom D.R., Nelan E., Benedict G.F., McArthur B., Ramirez I., Spiesman W., Jones B.F. (2005), 從哈勃太空望遠鏡精細導向感測器對昴宿星團的天體測量證實了依巴谷視差中的誤差, 天文雜誌, v. 129, pp. 1616-1624.
- ↑ Turner, D. G. (1979),[1], 太平洋天文學會出版物, v. 91, pp. 642-647.
- ↑ a b Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Monet, David G.; Skrutskie, Michael F.; Beichman, Charles A. (2001), 從 2MASS 得出的昴宿星團星團的質量和結構, 天文雜誌, v.121, p.2053.
- ↑ Moraux, E.; Bouvier, J.; Stauffer, J. R.; Cuillandre, J.-C. (2003), 昴宿星團中的褐矮星：亞恆星質量函式的線索, 天文學和天體物理學, v.400, p.891.
- ↑ Basri, Gibor; Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R. (1996), "褐矮星候選者的鋰：最微弱的昴宿星的質量和年齡", *天體物理學雜誌*, vol. 458, p. 600
- ↑ Ushomirsky, G.; Matzner, C.; Brown, E.; Bildsten, L.; Hilliard, V.; Schroeder, P. (1998), "收縮褐矮星和主序前恆星中的輕元素耗竭", *天體物理學雜誌*, vol. 497, p. 253
- ↑ Gibson, Steven J.; Nordsieck, Kenneth H. (2003), 昴宿星反射星雲。II. 對塵埃性質和散射幾何的簡單模型約束, 天體物理學雜誌, v.589, p. 362
外部連結
- 使用半專業業餘望遠鏡拍攝的昴宿星團影像。
- 吉田先生的天文攝影網站上的昴宿星團（M45）。
- 來自卡爾加里大學的昴宿星團照片和資訊
- 來自 SEDS 的昴宿星團資訊
- 來自英澳天文臺的資訊和影像
- WEBDA 開放星團資料庫網頁上的昴宿星團 - E. Pauzen (維也納大學)
- NightSkyInfo.com: 昴宿星團
- 瑪雅天文學
- 多普勒成像：結果 昴宿星團類太陽 G 矮星的第一張多普勒影像 - HII314，Strassmeier & Rice 2001, A&A 377, 264