發現歷史,研究簡史,
發現歷史
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UKS照片上。另外還可以參考我們的昴星團星圖。
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,Charles Messier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。
研究簡史
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。
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，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。
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。
