M45星系簡介
赤經 03 : 47.0（小時:分）
赤緯 +24 : 07（度:分）
距離 0.38（千光年）
視亮度 1.6（星等）
視大小 110.0（角分）
詳細信息
史前時代就已經為人所知了。公元前1000年到700年之間，被hesiod提到過。
昴星團在人類歷史的最早時期就被人們所熟知了。至少有6顆成員恆星可以被肉眼看見，而在中等條件下，這個數字會增加到9顆，在極清澈的黑暗天空中，這一數字會跳增至12顆以上（vehrenberg在他的《深空奇觀圖冊（atlas of deep sky splendors）》一書中提到，在1579年，望遠鏡發明之前很久，天文學家moestlin就已經正確地畫出了11顆昴星團中的恆星，而kepler引用的觀測則將這一數字增加到了14）。
現代的觀測方法揭示出至少500顆恆星是屬於昴星團的，大部分是暗淡的恆星，分布在超過2度（月亮直徑的4倍）的天區中。與其他疏散星團相比，它們的密度相當低。這也是昴星團的年齡估計相當低的原因之一（參見下文）。
按照kenneth glyn jones的說法，已知的文獻中，最早提到這個星團的是公元前1000年左右的hesiod（按照burnham的說法，它們在當時被看成與農業季節有關）。荷馬在他的《奧德賽（odyssee）》中提到過它們，聖經也有三處涉及到昴星團。
昴星團又被稱為“七姐妹”星團；在希臘神話中，這是七姐妹和她們的父母。它們的日本名字是“subaru”，被用來命名了一款同名的汽車（譯註：“subaru”即日文中“昴”字的讀音“すばる”）。它們的波斯名稱是“soraya”，是以伊朗前女皇的名字命名的。它們在舊歐洲（即英國和德國）的名字說明人們曾經將它們比喻成一隻“帶著一群小雞的母雞”。其他的文明傳述著關於這個肉眼可見星團的更多其他的傳說。古希臘天文學家，來自knidos的Eudoxus（公元前403-350年）和來自phainomena的aratos（公元前270年）將它們單獨列為一個星座：clusterers。admiral smyth在他的《貝德福德星表（bedford catalog)》中也提到了這一點。
burnham指出它的英文名“Pleiades”可能的起源，不是來自於希臘語中的“揚帆遠航”，就是來自於“pleios”這個單詞，意思是“豐滿的”或者“許多的”。筆者更喜歡另一種觀點，認為這個名字可能是源於神話中七姐妹的母親，pleione，這也是其中比較明亮的一顆恆星的名字。
按照希臘神話，星團中主要的，肉眼可見的恆星是以“父親”atlas（昴宿七）和“母親”pleione（昴宿增十二）的七個女兒的名字命名的，分別是：alcyone（昴宿六），asterope（昴宿三，雙星，有時也被稱為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製作了一幅昴星團的星圖，上面標出了主要恆星的名字。這些名字還被標在本網頁提供的我們的昴星團星圖。
1767年，john michell牧師利用昴星團，計算了在天空中的任意位置，能夠找到這樣一個由恆星隨機排列而成的星群的機率，發現其可能性為1/496,000。因為還有更多類似這樣的星群，因此他得出了正確的結論，這些星群應該是有物理聯繫的星團（michell 1767）。
1769年3月4日,梅西耶將昴星團作為第45號天體，編入了他的第一版星雲星團列表之中，發表於1771年。
大約在1846年，在dorpat工作的德國天文學家mädler（1794-1874）注意到，昴星團中的恆星相互之間沒有可以測量的相對運動；由此他大膽地得出以下的結論，這些恆星是在一個更大恆星系統的靜止中心區域形成的，而這個恆星系統是以昴宿六（alcyone）為中心的。這一結論不可避免地受到了其他天文學家的反駁，尤其是friedrich georg wilhelm struve（1793-1864）。然而，昴星團一致的本動速度證明了它們在空間中是成團運動的，進一步暗示了他們形成的是一個物理的星團。
長時間暴光的照片揭示出昴星團明顯被星雲物質包圍，在我們的照片中清晰可見，這張照片是由david malin利用uk施密特望遠鏡拍攝的，著作權屬於愛丁堡皇家天文台和英澳天文台。點擊查看更多有關這張照片的信息。（這些星雲物質也可以被短焦比，“大視場”，質量優異的望遠鏡看到，尤其是優良的雙筒望遠鏡。焦比即焦距與口徑之比。）
昴星團星雲是藍色的，這意味著它們是反射星雲，反射著位於它們附近（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NGC 1432），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。完整的昂星團的複雜性，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。
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。
本質上來說，反射星雲很可能是分子雲中的塵埃部分，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，它們會沿著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。
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（götz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，表面的鏇轉速度為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。由於這種鏇轉，它們一定是（扁圓的）橢球體，而不是球體。這種鏇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，位於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曾經預言這樣的鏇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：白矮星是怎么出現在一個如此年輕的星團中的？由於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。
白矮星-內部結構模型圖 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）。這種迄今為止仍然只是假說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，位於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，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）。
在雙筒鏡或者廣角鏡中，這個星團是個壯觀的天體，在1 1/5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ngc 1435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。
就像在有關獵戶座大星雲M42的描述中提到的那樣，messier將昴星團（以及獵戶座大星雲m42/m43和鬼星團m44一起）加入他的星表有點不同尋常，其原因也許仍然值得思考。
