昴星团

基本简介

昴宿星团（汉语拼音：mǎo xiù xīng tuán，）是离我们最近也是最亮的几个疏散星团之一，也是最有名的星团之一。位于金牛座，在晴朗的夜空单用肉眼就可以看到它。肉眼通常见到有六颗亮星。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，其年龄约5000万年。昴星团也是一个移动星团。

昴星团总共含有超过3000 颗的恆星，它的横宽大约13光年，距离128秒差距（417光年），真直径约4秒差距。

中国古代把其中的亮星列为昴宿，有关的传说和神话很多；一般肉眼能看到6颗星，眼力好的话能看到更多，因此它能用来检验你视力好坏或者天气晴朗情况。因为此星团中有一颗星是低等星，所以它不容易被看见。在此星团中并不是只有七颗星，而是三百多颗，不过都是非常暗罢了，您不用担心是您的眼睛不好，因为大部分人（即使在很晴朗的夜空下）也很难分辨出这些暗星星。

星团组成

分类

最亮的六颗星分类如下：

这些星都在作快速自转。蓝巨星昴宿六表面有效温度约13500K，总辐射光度约为太阳的2200倍，半径约为太阳的8倍，但赤道自转一周所需时间还不到3天。昴宿七是轨道周期为好几年的分光双星。昴星团有百分之七的成员星是轨道周期小于100天的双星。着名气壳星金牛座28（即金牛座BU）就在昴星团内，这个星团中还有盾牌座δ型变星。在昴星团方向已经发现了460个以上的耀星。这个星团没有红巨星。照片上看到的昴星团亮星附近的星云叫作NGC1432，是由星际尘粒反射和散射星光形成的反射星云。这也许是昴星团恆星形成时剩下的星，但更可能是昴星团在运动中遇到的物质。

星团年龄

昴星团距离太阳400光年，因含有早B型星，从天文时间尺度来说正处在年少时期。质量为九个太阳的B型星，若收缩到主星序，耗尽其核部的氢并开始膨胀到红巨星，照估计需历时2100万年左右。因此，这个值就应该是疏散星团的年龄。可是，唯有昴星团的颜色一光度图却又清楚地表明，仅含0.2太阳质量的那些恆星业已渡过了初始收缩阶段，基本上处于零龄主星序上.照最近恆星演化理论估计，质量为0.2太阳的恆星收缩到零龄主星序所需时间， 大致为60000万年。那麽，昴星团的年龄到底是多少呢?究竟是2100万年还是60000万年?

事实上，矛盾并不像看起来那样尖锐。赫尔比希认为，在形成大质量的恆星之前，先已由星云物质形成了小质量的恆星。如果晚型主序星首先形成，它们就会在早型星收缩到主星序的相同时间内到达零龄主星序，然后燃烧它们核部的氢， 并开始向红巨星阶段膨胀。这一理论好像得到了观测的支持。关于小质量恆星形成较早的又一证据是金牛一御夫座暗星云，在这些星云中大量含有暗弱的红星，而不含有亮的蓝星。

所有这一切都表明，拥有大约三百颗星的昴星团开始形成于六亿年以前，一直持续到终于形成了B型星.这些非常亮的恆星辐射着极其丰富的紫外线，它们已把气体电离并彻底吹散，只在银河系中残留下一些气体的痕迹。随着气体的离去，恆星的形成过程也就趋于停止。琢磨一下玫瑰星云很有意思的，它的中心有一群非常亮的恆星，这团星云可能就是因发生这种从中央向外吹散气体的过程而形成的。这一构想或许能解释这种异常有趣的气体与恆星集合体的环状结构.昴星团星云是蓝色的，这意味着它们是反射星云，反射着位于它们附近(或者之中)的明亮恆星的光线。这些星云中最明亮的部分，即围绕在昴宿五周围的星云，是1859年10月19日被(义大利)威尼斯的Ernst Wilhelm Leberecht (Wilhelm) Tempel利用4英寸折射镜发现的；它被收入NGC星表中，编号为NGC 1435。Leos Ondra提供了一份线上的Wilhelm Tempel传记，以及一幅昴宿五星云的素描，经同意归入到本资料库中。星云向昴宿四延伸的部分在1875年被发现（即NGC1432），围绕着昴宿六，昴宿一，昴宿增六和昴宿二的星云在1880年被发现。完整的昴星团的复杂性，直到1885年到1888年间，巴黎的Henry兄弟和英国的Isaac Roberts发明了第一架天文照相机之后，才被揭露出来。1890年，E.E. Barnard发现星云物质有一个非常靠近昴宿五的恆星状聚集中心，它被编入IC星表，编号为IC349。1912年，Vesto M. Slipher分析了昴星团星云的光谱，揭露了它们的反射星云本质，因为它们的光谱与照亮它们的恆星的光谱一模一样。

本质上来说，反射星云很可能是分子云中的尘埃部分，与昴星团无关，只是刚好穿过昴星团而已。它并不是形成星团的星云的残余部分，这可以从以下事实中看出来，星云与星团拥有不同的径向速度，它们正以每秒6.8英裏，即每秒11千米的速度相互穿越。根据来自日内瓦的一个小组发表的最新计算结果(G. Meynet,J.-C. Mermilliod,and A. Maeder in Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98,477-504,1993)，昴星团的年龄为1亿年。这与早期发表的“权威”年龄大了许多，以前的年龄通常在6千到8千万年之间（例如，Sky Catalog 2000给出的年龄为7千8百万年）。还有计算表明，昴星团可以以星团的形式继续存在约2亿5千万年(Kenneth Glyn Jones)；此后，它们会沿着各自的轨道分散成单颗恆星（或是聚星）。

到地球距离

欧洲航天局的天文测量卫星Hipparcos最近直接用视差法测量了昴星团的距离；根据这些测量，昴星团距我们380光年(此前採用的数值是408光年)。新的距离数值需要对昴星团中恆星相对较暗的视星等给出解释。

深入探究

光谱型分析

昴星团的Trumpler类型被定为II,3,r型（Trumpler，根据Kenneth Glyn Jones的说法）或者I,3,r,n型（GÖtz和Sky Catalog 2000），意味着这个星团似乎是独立的，向中心高度聚集或是中等聚集，其中恆星亮度的分布範围较大，成员星较多(超过100颗)。

昴星团中有些高速自转的恆星，表面的旋转速度为150到300千米/秒，这在光谱型为A-B型的主序星中是普遍现象。由于这种旋转，它们一定是（扁圆的）椭球体，而不是球体。这种旋转之所以能够被发现，是因为它会使得光谱吸收线变得更宽，更发散，因为相对于恆星的平均径向速度而言，位于恆星一侧的部分恆星表面正在接近我们，而另一侧却在远离我们。这个星团的快速自转恆星中最突出的例子是昴宿增十二(Pleione)，这也是颗变星，亮度介于4.77和5.50等之间（根据Kenneth Glyn Jones的说法

）。O. Struve曾经预言这样的旋转会导致恆星抛出气体包层，1938年到1952年间，对昴宿增十二的光谱分析观测到了这一现象。

白矮星的出现

Cecilia Payne-Gaposhkin提到昴星团中包含着一些白矮星(WD)。这给恆星演化提出了一个特殊的问题：白矮星是怎麽出现在一个如此年轻的星团中的？由于存在着不止一颗白矮星，因此可以相当肯定这些恆星原来都是星团的成员星，并不都是被捕获的场恆星（总之，捕获过程在这样一个相当松散的疏散星团中效率并不高）。（译注场恆星，英文为field stars，是指独立的，不成团的恆星。） 按照恆星演化理论，白矮星的质量不可能超过大约1.4倍太阳质量的上限（钱德拉塞卡极限，the Chandrasekhar limit），更大质量的白矮星会因为它们自身的重力而塌缩。但是如此低质量的恆星演化得极慢，需要几十亿年才能演化到最后阶段，昴星团短短1亿年的年龄显然是不够的。

唯一可能的解释是，这些白矮星曾经是大质量恆星，因此它们可以快速演化，但是一些原因（比如强烈的恆星风，邻近恆星的质量吸积，或者快速自转）使它们失去了大部分质量。结果，它们可能将大部分质量都抛入太空，形成了行星状星云。总之，最后剩下来的恆星（即原来的恆星核）质量一定低于钱德拉塞卡极限，这样它们才可能演化到稳定的白矮星阶段，从而被我们观测到。

1995年以来对昴星团的最新观测发现了几个异常类型恆星的候选者，或者说是类似恆星的天体，即所谓的褐矮星(Brown Dwarfs)。这种迄今为止仍然只是假说的天体被认为质量介于巨行星（比如木星）和小恆星（恆星结构理论指出最小的恆星，即在其生命阶段中可以通过核聚变製造能量的天体，质量最少不得低于太阳质量的百分之6到7，也就是60到70倍木星质量）之间。因此褐矮星的质量应该拥为木星质量的10到60倍左右。理论上，它们可以在红外光波段被观测到，直径与木星相当或更小（143000千米），密度是木星的10到100倍，因为强得多的引力会将它们压得更紧。即使用肉眼，在一般的条件下，昴星团也是相当容易找到的，位于明亮的红巨星毕宿五（Aldebaran，金牛座α，87号星，0.9等，光谱型K5 III）西北方接近10度的位置。明显包围在毕宿五周围的，是另一个同样着名的疏散星团，毕星团(Hyades);现在知道，毕宿五并不是毕星团的成员，只是一颗前景恆星（距离我们68光年，而毕星团的距离为150光年）。

观测

在双筒镜或者广角镜中，这个星团是个壮观的天体，在5分之11度的直径範围内可以显示超过100颗的恆星。对望远镜来说，即使在最低放大率下，这个星团也大到也无法在一个视场中看到全貌。星团中拥有许多双星和聚星。昴宿五星云NGC1435需要黑暗的天空才能看见，在广角镜中观测效果最佳（Tempel是用一架4英寸望远镜发现它的）。

由于昴星团距离黄道较近（只差4度），星团被月亮掩食的现象会经常发生:这是非常吸引人的奇景，尤其对于那些只拥有廉价器材的爱好者来说（事实上，你用肉眼就可以观测它，不过即使最小的双筒镜或者望远镜都会增加观测的乐趣——1972年3月的月掩昴星团是笔者首次业余天文观测经历之一）。这样的现象可以形象地说明月亮与这个星团之间的相对大小：Burnham指出月亮可以被“塞进”由昴宿六，昴宿一，昴宿五和昴宿二组成的四边形内（在这种情况下，昴宿四，甚至昴宿三都会被月亮挡住）。同样，行星也会运行到昴星团附近（金星，火星和水星甚至偶尔会从其中穿过），展示出壮丽的景象。

相关神话

在中国古代，昴宿为二十八宿之一，这些恆星则称昴宿七(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)。后来不知道在哪一年，有一颗星突然暗了下去，不能见到了，人间在诧异的同时，开始流传着这麽一个“七小妹下嫁”的美丽传说。黄梅戏《天仙配》说的就是这个故事。

希腊神话裏，昴星团裏最亮的七颗星，是七位仙女的化身，她们是擎天神阿特拉斯(Atlas)和其妻Pleione的七个美貌的女儿——迈亚(Maia)、伊莱克特拉(Electra)、塞拉伊诺(Celaeno)、泰莱塔(Taygeta)、梅罗佩(Merope)、亚克安娜(Alcyone)和斯泰罗佩(Sterope)。

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，如歌唱家谷村新司作表作《すばる》（即关正杰的粤语歌曲《星》与罗文的《号角》）。日语中“昴”读作"subaru"，日该国立天文台于1998年，在夏威夷落成啓用的一台8.2米望远镜，就被称作“昴”(Subaru)，富士重工业生产的斯巴鲁(Subaru)汽车，其名称也与此有关。

月掩昴星团

昴星团位于金牛座，由七颗星组成，常被称为七姊妹星团，它是离我们最近也是最亮的几个疏散星团之一，运转中的月球从昴星团表面经过，遮盖住了人们观测昴星团的视线，被称为“月掩”。当月球经过昴星团时，我们就会看到昴星团裏的成员星接二连三地消失或出现，颇为壮观。

月掩昴星团在晴朗的夜空单用肉眼就可以看到它，以家用的双筒望远镜观赏即可。据了解，此次月掩昴星团的持续时间预计在1~2小时，专家提醒市民最好选择无灰尘、空气质量好、灯光影响少的地方进行观赏，城市夜间灯光太足，以乡村和郊区为宜。

星团

星团是由于物理上的原因聚集在一起并受引力作用束缚的一群恆星，其成员星的空间密度显着高于周围的星场。星团 按形态和成员星的数量等特征分为两类:疏散星团(Open cluster)和球状星团(Globular cluster)。

疏散星团

形态不规则，包含几十至二、三千颗恆星，成员星分布得较为松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如金牛座中的昴星团(M45)和毕星团、巨蟹座中的鬼星团(M44)等等。

在银河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1万到10万个。

疏散星团的直径大多数在3至30多光年範围内。有些疏散星团很年轻，与星云在一起(例如昴星团)，甚至有的还在形成恆星。

球状星团

球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恆星集团。这类星团包含1万到1000万颗恆星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恆星非常密集，不能将它们分开。

在银河系中已发现的球状星团有150多个。它们在空间上的分布颇为奇特，其中有三分之一就在人马座附近仅佔全天空面积百分之几的範围内。天文学家最初正是根据这个现象领悟到太阳离开银河系中心相当远，而银河系的中心就在人马星座方向。跟疏散星团不同，球状星团并不向银道面集中，而是向银河系中心集中。它们离开银河系中心的距离极大多数在6万光年以内，只有很少数分布在更远的地方。球状星团的光度大，在很远的地方也能看到，而且被浓密的星际尘埃云遮掩的可能性不大，因此未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多。

球状星团的直径在15至300多光年範围内，成员星平均空间密度比太阳附近恆星空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。球状星团中没有年轻恆星，成员星的年龄一般都在100亿年以上，并据推测和观测结果，有较多死亡的恆星。

金牛座

金牛座，拉丁文名Taurus，黄道十二星座之一。

中心位置是赤经4h20′ ，赤纬17°。面积约797平方度。在英仙座和御夫座之南，猎户座之北。座内目视星等亮于6等的星有171颗，其中亮于 4 等的星有28颗。α星（毕宿五）是1等星，与附近六、七颗小星构成V字形 ，成为金牛的头部 ，金牛的两根犄角分别延伸到ζ（天关）和β（五车五）。座内有两个着名星团——毕星团和昴星团。着名的蟹状星云也在此座内。