昴星團

昴宿星團（漢語拼音：mǎo xiù xīng tuán，又稱七姊妹星團，英語Pleiades；梅西爾星雲星團表編號M45）是離我們最近也是最亮的幾個疏散星團之一，也是最有名的星團之一。是在金牛座，在晴朗的夜空單用肉眼就可以看到它。肉眼通常見到有六顆亮星。昴星團的視直徑約2°，形成鬥狀。成員星數在200個以上，是一個很年輕的星團，年齡約5000萬年。昴星團也是一個移動星團。

昴星團總共含有超過3000 顆的恆星，它的橫寬大約13光年，距離128秒差距（417光年），真直徑約4秒差距。

中國古代把其中的亮星列為昴宿。有關的傳説和神話很多，也被稱為“七姊妹星團”。一般肉眼能看到6顆星，眼力好的話能看到更多，因此它能用來檢驗你視力好壞或者天氣晴朗情況。

昴星團最有名的銀河星團之一，位於金牛星座。中國古代把其中的亮星列為昴宿。梅西耶編號為 M45。有關的傳説和神話很多。又名“七姊妹星團”，但用正常肉眼只能看到其中的6顆星，眼力極好的人可以看到7顆或更多的恆星。

昴星團的視直徑約2°，包含星數在100以上，距離128秒差距（417光年），真直徑約4秒差距。

這些星都在作快速自轉。藍巨星昴宿六表面有效温度約13,500K，總輻射光度約為太陽的2,200倍，半徑約為太陽的8倍，但赤道自轉一週所需時間還不到3天。昴宿七是軌道週期為好幾年的分光雙星。昴星團有百分之七的成員星是軌道週期小於 100天的雙星。著名氣殼星金牛座28（即金牛座BU）就在昴星團內。這個星團中還有盾牌座δ型變星。在昴星團方向已經發現了460個以上的耀星。這個星團沒有紅巨星。照片上看到的昴星團亮星附近的星雲叫作NGC1432，是由星際塵粒反射和散射星光形成的反射星雲。這也許是昴星團恆星形成時剩下的星際物質，但更可能是昴星團在運動中遇到的物質。昴星團的年齡估計約為5,000萬年。

在中國古代，人們把這個星團的亮星列為昴宿。有關它的傳説和神話很多，在國外也被稱為“七姊妹星團”。一般肉眼只能看到6顆星，因為此星團中您看不到的那顆星的能見度較低（是一顆低等星）。在此星團中並不是七顆，而是近三百多顆，不過都是非常暗罷了，您不用擔心您的眼睛，因為大部分人（即使在很晴朗的夜空下）也很難分辨出這顆星星。

其中最亮的幾顆恆星列表： ^[5] 

這些星都在作快速自轉。藍巨星昴宿六表面有效温度約13,500K，總輻射光度約為太陽的2,200倍，半徑約為太陽的8倍，但赤道自轉一週所需時間還不到3天。昴宿七是軌道週期為好幾年的分光雙星。昴星團有百分之七的成員星是軌道週期小於 100天的雙星。著名氣殼星金牛座28（即金牛座BU）就在昴星團內。在昴星團方向已經發現了460個以上的耀星。這個星團沒有紅巨星。照片上看到的昴星團亮星附近的星雲叫作NGC1432，是由星際塵粒反射和散射星光形成的反射星雲。這也許是昴星團恆星形成時剩下的星，但更可能是昴星團在運動中遇到的物質。

昴星團距離太陽400光年，因含有早B型星，從天文時間尺度來説正處在年少時期。質量為九個太陽的B型星，若收縮到主星序，耗盡其核部的氫並開始膨脹到紅巨星，照估計需歷時2100萬年左右。因此，這個值就應該是疏散星團的年齡。可是，唯有昴星團的顏色一光度圖卻又清楚地表明，僅含0.2太陽質量的那些恆星業已渡過了初始收縮階段，基本上處於零齡主星序上。照最近恆星演化理論估計，質量為0.2太陽的恆星收縮到零齡主星序所需時間， 大致為60000萬年。那麼，昴星團的年齡到底是多少呢？究竟是2100萬年還是60000萬年？

事實上，矛盾並不像看起來那樣尖鋭。赫爾比希認為，在形成大質量的恆星之前，先已由星雲物質形成了小質量的恆星。如果晚型主序星首先形成，它們就會在早型星收縮到主星序的相同時間內到達零齡主星序，然後燃燒它們核部的氫， 並開始向紅巨星階段膨脹。這一理論好像得到了觀測的支持。關於小質量恆星形成較早的又一證據是金牛一御夫座暗星雲，在這些星雲中大量含有闇弱的紅星，而不含有亮的藍星。

所有這一切都表明，擁有大約三百顆星的昴星團在六億年以前開始形成，一直持續到終於形成了B型星。這些非常亮的恆星輻射着極其豐富的紫外線，它們已把氣體電離並徹底吹散，只在銀河系中殘留下一些氣體的痕跡。隨着氣體的離去，恆星的形成過程也就趨於停止。琢磨一下玫瑰星雲很有意思的，它的中心有一羣非常亮的恆星，這團星雲可能就是因發生這種從中央向外吹散氣體的過程而形成的。這一設想或許能解釋這種異常有趣的氣體與恆星集合體的環狀結構．昴星團星雲是藍色的，這意味着它們是反射星雲，反射着它們附近（或者裏面）的明亮恆星的光線。這些星雲中最明亮的部分，即圍繞在昴宿五週圍的星雲，是1859年10月19日被（意大利）威尼斯的Ernst Wilhelm Leberecht（Wilhelm）Tempel利用4英寸折射鏡發現的；它被收入NGC星表，編號為NGC 1435。Leos Ondra提供了一份在線的Wilhelm Tempel傳記，以及一幅昴宿五星雲的素描，經同意歸入到本資料庫中。星雲向昴宿四延伸的部分在1875年被發現（即NGC 1432），圍繞着昴宿六，昴宿一，昴宿增六和昴宿二的星雲在1880年被發現。完整的昴星團的複雜性，直到1885年到1888年間，巴黎的Henry兄弟和英國的Isaac Roberts發明了第一架天文照相機後，才被揭露出來。1890年，E.E. Barnard發現星雲物質有一個非常靠近昴宿五的恆星狀聚集中心，它被編入IC星表，編號為IC 349。1912年，Vesto M. Slipher分析了昴星團星雲的光譜，揭露了它們的反射星雲本質，因為它們的光譜與照亮它們的恆星的光譜一模一樣。

疏散星團中最著名的是金牛座的昴星團，在晴朗的冬夜，無需藉助望遠鏡就能看到。 ^[4] 

更多信息可以在我們的昴星團主要恆星及其對應星雲的編號列表中找到。

本質上來説，反射星雲很可能是分子云中的塵埃部分，與昴星團無關，只是剛好穿過昴星團而已。它並不是形成星團的星雲的殘餘部分，這可以從以下事實中看出來，星雲與星團擁有不同的徑向速度，它們正以每秒6.8英里，即每秒11千米的速度相互穿越。根據來自日內瓦的一個小組發表的最新計算結果（G. Meynet,J.-C. Mermilliod,and A. Maeder in Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98,477-504,1993），昴星團的年齡為1億年。這與早期發表的“權威”年齡大了許多，以前的年齡通常在6千到8千萬年之間（例如，Sky Catalog 2000給出的年齡為7千8百萬年）。還有計算表明，昴星團可以以星團的形式繼續存在約2億5千萬年（Kenneth Glyn Jones）；此後，它們會沿着各自的軌道分散成單顆恆星（或是聚星）。

歐洲航天局的天文測量衞星Hipparcos最近直接用視差法測量了昴星團的距離；根據這些測量，昴星團距我們380光年（此前採用的數值是408光年）。新的距離數值需要對昴星團中恆星相對較暗的視星等給出解釋。

昴星團的Trumpler類型被定為II,3,r型（Trumpler，根據Kenneth Glyn Jones的説法）或者I,3,r,n型（Götz和Sky Catalog 2000），意味着這個星團似乎是獨立的，向中心高度聚集或是中等聚集，其中恆星亮度的分佈範圍較大，成員星較多（超過100顆）。

昴星團中有些高速自轉的恆星，表面的旋轉速度為150到300千米/秒，這在光譜型為（A-B）型的主序星中是普遍現象。由於這種旋轉，它們一定是（扁圓的）橢球體，而不是球體。這種旋轉之所以能夠被發現，是因為它會使得光譜吸收線變得更寬，更發散，因為相對於恆星的平均徑向速度而言，恆星一側的部分恆星表面正在接近我們，而另一側卻在遠離我們。這個星團的快速自轉恆星中最突出的例子是昴宿增十二（Pleione），這也是顆變星，亮度介於4.77和5.50等之間（Kenneth Glyn Jones）。O. Struve曾經預言這樣的旋轉會導致恆星拋出氣體包層，1938年到1952年間，對昴宿增十二的光譜分析觀測到了這一現象。

Cecilia Payne-Gaposhkin提到昴星團中包含着一些白矮星（WD）。這給恆星演化提出了一個特殊的問題：白矮星是怎麼出現在一個如此年輕的星團中的？由於存在着不止一顆白矮星，因此可以相當肯定這些恆星原來都是星團的成員星，並不都是被捕獲的場恆星（總之，捕獲過程在這樣一個相當鬆散的疏散星團中效率並不高）。[譯註：場恆星，field stars，是指獨立的，不成團的恆星。] 按照恆星演化理論，白矮星的質量不可能超過大約1.4倍太陽質量的上限（錢德拉塞卡極限，the Chandrasekhar limit），更大質量的白矮星會因為它們自身的重力而塌縮。但是如此低質量的恆星演化得極慢，需要幾十億年才能演化到最後階段，昴星團短短1億年的年齡顯然是不夠的。

唯一可能的解釋是，這些白矮星曾經是大質量恆星，因此它們可以快速演化，但是一些原因（比如強烈的恆星風，鄰近恆星的質量吸積，或者快速自轉）使他們失去了大部分質量。結果，它們可能將大部分質量都拋入太空，形成了行星狀星雲。總之，最後剩下來的恆星（即原來的恆星核）質量一定低於錢德拉塞卡極限，這樣它們才可能演化到穩定的白矮星階段，從而被我們觀測到。

1995年以來對昴星團的最新觀測發現了幾個異常類型恆星的候選者，或者説是類似恆星的天體，即所謂的褐矮星（Brown Dwarfs）。這種迄今為止仍然只是假説的天體被認為質量介於巨行星（比如木星）和小恆星（恆星結構理論指出最小的恆星，即在其生命階段中可以通過核聚變製造能量的天體，質量最少不得低於太陽質量的百分之6到7，即60到70倍木星質量）之間。因此褐矮星的質量應該擁為木星質量的10到60倍左右。理論上，它們可以在紅外光波段被觀測到，直徑與木星相當或更小（143,000千米），密度是木星的10到100倍，因為強得多的引力會將它們壓得更緊。即使用肉眼，在一般的條件下，昴星團也是相當容易找到的，它在明亮的紅巨星畢宿五（Aldebaran，金牛座Alpha，87號星，0.9等，光譜型K5 III）西北方接近10度的位置。明顯包圍在畢宿五週圍的，是另一個同樣著名的疏散星團，畢星團（Hyades）；現在知道，畢宿五並不是畢星團的成員，只是一顆前景恆星（距離我們68光年，而畢星團的距離為150光年）。

昴星團位於金牛座，由七顆星組成，常被稱為七姊妹星團，它是離我們最近也是最亮的幾個疏散星團之一，運轉中的月球從昴星團表面經過，遮蓋住了人們觀測昴星團的視線，被稱為“月掩”。當月球經過昴星團時，我們就會看到昴星團裏的成員星接二連三地消失或出現，頗為壯觀。

月掩昴星團在晴朗的夜空單用肉眼就可以看到它，以家用的雙筒望遠鏡觀賞即可。據瞭解，此次月掩昴星團的持續時間預計在1~2小時，專家提醒市民最好選擇無灰塵、空氣質量好、燈光影響少的地方進行觀賞，城市夜間燈光太足，以鄉村和郊區為宜。

在雙筒鏡或者廣角鏡中，這個星團是個壯觀的天體，在11/5度的直徑範圍內可以顯示超過100顆的恆星。對望遠鏡來説，即使在最低放大率下，這個星團也大到也無法在一個視場中看到全貌。星團中擁有許多雙星和聚星。昴宿五星雲NGC1435需要黑暗的天空才能看見，在廣角鏡中觀測效果最佳（Tempel是用一架4英寸望遠鏡發現它的）。

由於昴星團距離黃道較近（只差4度），星團被月亮掩食的現象會經常發生：這是非常吸引人的奇景，尤其對於那些只擁有廉價器材的愛好者來説（事實上，你用肉眼就可以觀測它，不過即使最小的雙筒鏡或者望遠鏡都會增加觀測的樂趣——1972年3月的月掩昴星團是筆者首次業餘天文觀測經歷之一）。這樣的現象可以形象地説明月亮與這個星團之間的相對大小：Burnham指出月亮可以被“塞進由”昴宿六，昴宿一，昴宿五和昴宿二“組成的四邊形內”（在這種情況下，昴宿四，甚至昴宿三都會被月亮擋住）。同樣，行星也會運行到昴星團附近（金星，火星和水星甚至偶爾會從其中穿過），展示出壯麗的景象。

2024年10月20日凌晨，將發生的月掩昴星團，中國大部分地區可見。 ^[8] 

2023年4月22日，昴星團伴月。

2024年4月11日傍晚，一彎細細的蛾眉月會近距離伴隨著名的昴星團（也稱“七姐妹星團”）出現在西北方天空，此現象稱為昴星團伴月 ^[8]  。4月10日至12日，昴(mǎo)星團同時與金星近距離相伴。金星會從昴星團附近經過，最近時發生在11日，兩者相距的角距離約2.5度，近乎5個滿月的視直徑長度。 ^[6-7] 

在中國古代，昴宿為二十八宿之一，這些恆星則稱昴宿七（Atlas）、昴宿增十二（Pleione）、昴宿四（Maia）、昴宿一（Electra）、昴宿增十六（Celaeno）、昴宿二（Taygeta）、昴宿五（Merope）、昴宿六（Alcyone）和昴宿三（Sterope）。

在中國古代，確實能看到7顆，就好似七個仙女，身着藍白色紗衣在雲中漫步和舞蹈。後來不知道在哪一年，有一顆星突然暗了下去，不能見到了，人間在詫異的同時，開始流傳着這麼一個——“七小妹下嫁”的美麗傳説，黃梅戲《天仙配》説的就是她們的故事。

在希臘神話裏，昴星團是七位仙女的化身，她們是擎天神阿特拉斯（Atlas）和其妻Pleione的七個美貌的女兒——邁亞（Maia）、伊萊克特拉（Electra）、塞拉伊諾（Celaeno）、泰萊塔（Taygeta）、梅羅佩（Merope）、亞克安娜（Alcyone）和斯泰羅佩（Sterope）。

古代日本人把昴星團看成美麗的首飾，對此擁有特別的情意結，有日本流行歌曲以此作題材，如歌唱家谷村新司作表作《すばる》（即關正傑的粵語歌曲《星》與羅文的《號角》），日該國立天文台1998年在夏威夷落成啓用的一台8.2米望遠鏡稱作“昴”（Subaru），富士重工業生產的汽車品牌為subaru。