标题：梅西M45
星系简介
赤经 03 : 47.0（小时:分） 
赤纬 +24 : 07（度:分） 
距离 0.38（千光年） 
视亮度 1.6（星等） 
视大小 110.0（角分）
详细信息
史前时代就已经为人所知了。公元前1000年到700年之间，被hesiod提到过。 
昴星团在人类历史的最早时期就被人们所熟知了。至少有6颗成员恒星可以被肉眼看见，而在中等条件下，这个数字会增加到9颗，在极清澈的黑暗天空中，这一数字会跳增至12颗以上（vehrenberg在他的《深空奇观图册（atlas of deep sky splendors）》一书中提到，在1579年，望远镜发明之前很久，天文学家moestlin就已经正确地画出了11颗昴星团中的恒星，而kepler引用的观测则将这一数字增加到了14）。
现代的观测方法揭示出至少500颗恒星是属于昴星团的，大部分是暗淡的恒星，分布在超过2度（月亮直径的4倍）的天区中。与其他疏散星团相比，它们的密度相当低。这也是昴星团的年龄估计相当低的原因之一（参见下文）。
按照kenneth glyn jones的说法，已知的文献中，最早提到这个星团的是公元前1000年左右的hesiod（按照burnham的说法，它们在当时被看成与农业季节有关）。荷马在他的《奥德赛（odyssee）》中提到过它们，圣经也有三处涉及到昴星团。
昴星团又被称为“七姐妹”星团；在希腊神话中，这是七姐妹和她们的父母。它们的日本名字是“subaru”，被用来命名了一款同名的汽车（译注：“subaru”即日文中“昴”字的读音“すばる”）。它们的波斯名称是“soraya”，是以伊朗前女皇的名字命名的。它们在旧欧洲（即英国和德国）的名字说明人们曾经将它们比喻成一只“带着一群小鸡的母鸡”。其他的文明传述着关于这个肉眼可见星团的更多其他的传说。古希腊天文学家，来自knidos的eudoxus（公元前403-350年）和来自phainomena的aratos（公元前270年）将它们单独列为一个星座：clusterers。admiral smyth在他的《贝德福德星表（bedford catalog)》中也提到了这一点。
burnham指出它的英文名“pleiades”可能的起源，不是来自于希腊语中的“扬帆远航”，就是来自于“pleios”这个单词，意思是“丰满的”或者“许多的”。笔者更喜欢另一种观点，认为这个名字可能是源于神话中七姐妹的母亲，pleione，这也是其中比较明亮的一颗恒星的名字。 
按照希腊神话，星团中主要的，肉眼可见的恒星是以“父亲”atlas（昴宿七）和“母亲”pleione（昴宿增十二）的七个女儿的名字命名的，分别是：alcyone（昴宿六），asterope（昴宿三，双星，有时也被称为sterope），electra（昴宿一），maia（昴宿四），merope（昴宿五），taygeta（昴宿二）和celaeno（昴宿增六）。bill arnett制作了一幅昴星团的星图，上面标出了主要恒星的名字。这些名字还被标在本网页提供的我们的昴星团星图。 
1767年，john michell牧师利用昴星团，计算了在天空中的任意位置，能够找到这样一个由恒星随机排列而成的星群的概率，发现其可能性为1/496,000。因为还有更多类似这样的星群，因此他得出了正确的结论，这些星群应该是有物理联系的星团（michell 1767）。
1769年3月4日,梅西耶将昴星团作为第45号天体，编入了他的第一版星云星团列表之中，发表于1771年。
大约在1846年，在dorpat工作的德国天文学家m&auml;dler（1794-1874）注意到，昴星团中的恒星相互之间没有可以测量的相对运动；由此他大胆地得出以下的结论，这些恒星是在一个更大恒星系统的静止中心区域形成的，而这个恒星系统是以昴宿六（alcyone）为中心的。这一结论不可避免地受到了其他天文学家的反驳，尤其是friedrich georg wilhelm struve（1793-1864）。然而，昴星团一致的本动速度证明了它们在空间中是成团运动的，进一步暗示了他们形成的是一个物理的星团。 
长时间暴光的照片揭示出昴星团明显被星云物质包围，在我们的照片中清晰可见，这张照片是由david malin利用uk施密特望远镜拍摄的，版权属于爱丁堡皇家天文台和英澳天文台。点击查看更多有关这张照片的信息。（这些星云物质也可以被短焦比，“大视场”，质量优异的望远镜看到，尤其是优良的双筒望远镜。焦比即焦距与口径之比。）
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）的明亮恒星的光线。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（意大利）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提供了一份在线的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ngc 1432），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。完整的昂星团的复杂性，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恒星状聚集中心，它被编入ic星表，编号为ic 349。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恒星的光谱一模一样。
更多信息可以在我们的昴星团主要恒星及其对应星云的编号列表中找到。 
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英里，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恒星（或是聚星）。
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（此前采用的数值是408光年）。新的距离数值需要对昴星团中恒星相对较暗的视星等给出解释。
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（g&ouml;tz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，其中恒星亮度的分布范围较大，成员星较多（超过100颗）。
昴星团中有些高速自转的恒星，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，因为相对于恒星的平均径向速度而言，位于恒星一侧的部分恒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恒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（kenneth glyn jones)。o. struve曾经预言这样的旋转会导致恒星抛出气体包层，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。
cecilia payne-gaposhkin提到昴星团中包含着一些白矮星（wd）。这给恒星演化提出了一个特殊的问题：白矮星是怎么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恒星原来都是星团的成员星，并不都是被捕获的场恒星（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：场恒星，field stars，是指独立的，不成团的恒星。] 按照恒星演化理论，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。但是如此低质量的恒星演化得极慢，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恒星，因此它们可以快速演化，但是一些原因（比如强烈的恒星风，邻近恒星的质量吸积，或者快速自转）使他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，最后剩下来的恒星（即原来的恒星核）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恒星的候选者,或者说是类似恒星的天体,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）和小恒星（恒星结构理论指出最小的恒星，即在其生命阶段中可以通过核聚变制造能量的天体，质量最少不得低于太阳质量的百分之6到7，即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（143,000千米），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alpha，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，是另一个同样著名的疏散星团，毕星团（hyades)；现在知道，毕宿五并不是毕星团的成员，只是一颗前景恒星（距离我们68光年，而毕星团的距离为150光年）。
在双筒镜或者广角镜中，这个星团是个壮观的天体，在1 1/5度的直径范围内可以显示超过100颗的恒星。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ngc 1435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。
就像在有关猎户座大星云m42的描述中提到的那样，messier将昴星团（以及猎户座大星云m42/m43和鬼星团m44一起）加入他的星表有点不同寻常，其原因也许仍然值得思考。