昴星團

昴星團

七姐妹星團也稱作昴宿星團、昴星團,是一個大而明亮的疏散星團,位于金牛座,肉眼輕易可見。它包含3,000多個恆星,直徑長13光年,形成鬥狀,距離地球約為400光年。其年齡約5000萬年,是一個年輕的星團,也是一個移動星團。

  • 中文名稱
    昴星團
  • 外文名稱
    Pleiades
  • 位于
    金牛座
  • 簡稱
    M45

基本簡介

昴宿星團(漢語拼音:mǎo xiù xīng tuán,)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。位于金牛座,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,其年齡約5000萬年。昴星團也是一個移動星團

昴星團昴星團

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,有關的傳說和神話很多;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。因為此星團中有一顆星是低等星,所以它不容易被看見。在此星團中並不是隻有七顆星,而是三百多顆,不過都是非常暗罷了,您不用擔心是您的眼睛不好,因為大部分人(即使在很晴朗的夜空下)也很難分辨出這些暗星星。

星團組成

恆星拉丁文名赤經赤緯亮度(單位:星等)
到地球的距離(單位:光年)視直徑(單位:角分)光譜型
Pleiades
3h47′0″
24°7′1.6
約360
110

Atlas


3.64
380

B
Alcyone


2.87
367

B
Nerope


4.16
359

B
Electra


3.74
370

B
Maia


3.89
360

B
Celaeno


5.47
334

B
Taygeta


4.32
372

B

分類

最亮的六顆星分類如下:

恆星名光電目視星等
MK光譜分類
金牛座17(昴宿一)
3.71
B6Ⅲ
金牛座19(昴宿二)
4.31
B6Ⅳ
金牛座20(昴宿四)
3.88
B7ⅢSn
金牛座23(昴宿五)
4.18
B6V
金牛座η(昴宿六)
2.87
B7Ⅲ
金牛座27(昴宿七)
3.64
B8Ⅲ

這些星都在作快速自轉。藍巨星昴宿六表面有效溫度約13500K,總輻射光度約為太陽的2200倍,半徑約為太陽的8倍,但赤道自轉一周所需時間還不到3天。昴宿七是軌道周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周期小于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,但更可能是昴星團在運動中遇到的物質。

星團年齡

昴星團距離太陽400光年,因含有早B型星,從天文時間尺度來說正處在年少時期。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,基本上處于零齡主星序上.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。那麽,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銳。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。關于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暗弱的紅星,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開始形成于六億年以前,一直持續到終于形成了B型星.這些非常亮的恆星輻射著極其豐富的紫外線,它們已把氣體電離並徹底吹散,隻在銀河系中殘留下一些氣體的痕跡。隨著氣體的離去,恆星的形成過程也就趨于停止。琢磨一下玫瑰星雲很有意思的,它的中心有一群非常亮的恆星,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。這一構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,這意味著它們是反射星雲,反射著位于它們附近(或者之中)的明亮恆星的光線。這些星雲中最明亮的部分,即圍繞在昴宿五周圍的星雲,是1859年10月19日被(義大利)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星表中,編號為NGC 1435。Leos Ondra提供了一份線上的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NGC1432),圍繞著昴宿六,昴宿一,昴宿增六和昴宿二的星雲在1880年被發現。完整的昴星團的復雜性,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之後,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IC349。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。

本質上來說,反射星雲很可能是分子雲中的塵埃部分,與昴星團無關,隻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英裏,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,它們會沿著各自的軌道分散成單顆恆星(或是聚星)。

到地球距離

歐洲航天局的天文測量衛星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。

深入探究

光譜型分析

昴星團的Trumpler類型被定為II,3,r型(Trumpler,根據Kenneth Glyn Jones的說法)或者I,3,r,n型(G&Oumltz和Sky Catalog 2000),意味著這個星團似乎是獨立的,向中心高度聚集或是中等聚集,其中恆星亮度的分布範圍較大,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。由于這種旋轉,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,因為相對于恆星的平均徑向速度而言,位于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,亮度介于4.77和5.50等之間(根據Kenneth Glyn Jones的說法

)。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。

白矮星的出現

Cecilia Payne-Gaposhkin提到昴星團中包含著一些白矮星(WD)。這給恆星演化提出了一個特殊的問題:白矮星是怎麽出現在一個如此年輕的星團中的?由于存在著不止一顆白矮星,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松散的疏散星團中效率並不高)。(譯註場恆星,英文為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)使它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)質量一定低于錢德拉塞卡極限,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,或者說是類似恆星的天體,即所謂的褐矮星(Brown Dwarfs)。這種迄今為止仍然隻是假說的天體被認為質量介于巨行星(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,質量最少不得低于太陽質量的百分之6到7,也就是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(143000千米),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,位于明亮的紅巨星畢宿五(Aldebaran,金牛座α,87號星,0.9等,光譜型K5 III)西北方接近10度的位置。明顯包圍在畢宿五周圍的,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,隻是一顆前景恆星(距離我們68光年,而畢星團的距離為150光年)。

觀測

在雙筒鏡或者廣角鏡中,這個星團是個壯觀的天體,在5分之11度的直徑範圍內可以顯示超過100顆的恆星。對望遠鏡來說,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)。

由于昴星團距離黃道較近(隻差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,尤其對于那些隻擁有廉價器材的愛好者來說(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說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。

相關神話

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)。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,開始流傳著這麽一個“七小妹下嫁”的美麗傳說。黃梅戲《天仙配》說的就是這個故事。

希臘神話裏,昴星團裏最亮的七顆星,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》)。日語中“昴”讀作"subaru",日該國立天文台于1998年,在夏威夷落成啓用的一台8.2米望遠鏡,就被稱作“昴”(Subaru),富士重工業生產的斯巴魯(Subaru)汽車,其名稱也與此有關。

月掩昴星團

昴星團位于金牛座,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。據了解,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。

星團

星團是由于物理上的原因聚集在一起並受引力作用束縛的一群恆星,其成員星的空間密度顯著高于周圍的星場。星團 按形態和成員星的數量等特征分為兩類:疏散星團(Open cluster)和球狀星團(Globular cluster)。

疏散星團

形態不規則,包含幾十至二、三千顆恆星,成員星分布得較為松散,用望遠鏡觀測,容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見,如金牛座中的昴星團(M45)和畢星團、巨蟹座中的鬼星團(M44)等等。

在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁,離開銀道面的距離一般小于600光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的,它們或者處于密集的銀河背景中不能辨認,或者受到星際塵埃雲遮擋無法看見。據推測,銀河系中疏散星團的總數有1萬到10萬個。

昴星團昴星團

疏散星團的直徑大多數在3至30多光年範圍內。有些疏散星團很年輕,與星雲在一起(例如昴星團),甚至有的還在形成恆星。

球狀星團

球狀星團呈球星或扁球形,與疏散星團相比,它們是緊密的恆星集團。這類星團包含1萬到1000萬顆恆星,成員星的平均質量比太陽略小。用望遠鏡觀測,在星團的中央恆星非常密集,不能將它們分開。

在銀河系中已發現的球狀星團有150多個。它們在空間上的分布頗為奇特,其中有三分之一就在人馬座附近僅佔全天空面積百分之幾的範圍內。天文學家最初正是根據這個現象領悟到太陽離開銀河系中心相當遠,而銀河系的中心就在人馬星座方向。跟疏散星團不同,球狀星團並不向銀道面集中,而是向銀河系中心集中。它們離開銀河系中心的距離極大多數在6萬光年以內,隻有很少數分布在更遠的地方。球狀星團的光度大,在很遠的地方也能看到,而且被濃密的星際塵埃雲遮掩的可能性不大,因此未發現的球狀星團數量大致不超過100個,總數比疏散星團少得多。

球狀星團的直徑在15至300多光年範圍內,成員星平均空間密度比太陽附近恆星空間密度約大50倍,中心密度則大1000倍左右。球狀星團中沒有年輕恆星,成員星的年齡一般都在100億年以上,並據推測和觀測結果,有較多死亡的恆星。

金牛座

昴星團昴星團

金牛座,拉丁文名Taurus,黃道十二星座之一。

中心位置是赤經4h20′ ,赤緯17°。面積約797平方度。在英仙座和御夫座之南,獵戶座之北。座內目視星等亮于6等的星有171顆,其中亮于 4 等的星有28顆。α星(畢宿五)是1等星,與附近六、七顆小星構成V字形 ,成為金牛的頭部 ,金牛的兩根犄角分別延伸到ζ(天關)和β(五車五)。座內有兩個著名星團——畢星團和昴星團。著名的蟹狀星雲也在此座內。

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