昴星团（Pleiades），梅西叶星表编号为 M45，位于金牛座天区明亮的疏散星团，构成星团几个亮星在昴宿，由此得名。人类在北半球晴朗的夜空用肉眼就可以看到它，通常见到有六七颗亮星，所以又常被称为七姊妹星团、七姐妹星团。

昴宿星团（汉语拼音：mǎo xiù xīng tuán，又称七姊妹星团，英语Pleiades；梅西尔星云星团表编号M45）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。是在金牛座，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，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 颗的恒星，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，也被称为“七姊妹星团”。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。

昴星团最有名的银河星团之一，位于金牛星座。中国古代把其中的亮星列为昴宿。梅西耶编号为 M45。有关的传说和神话很多。又名“七姊妹星团”，但用正常肉眼只能看到其中的6颗星，眼力极好的人可以看到7颗或更多的恒星。

昴星团的视直径约2°，包含星数在100以上，距离128秒差距（417光年），真直径约4秒差距。

这些星都在作快速自转。蓝巨星昴宿六表面有效温度约13,500K，总辐射光度约为太阳的2,200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。著名气壳星金牛座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。这也许是昴星团恒星形成时剩下的星际物质，但更可能是昴星团在运动中遇到的物质。昴星团的年龄估计约为5,000万年。

在中国古代，人们把这个星团的亮星列为昴宿。有关它的传说和神话很多，在国外也被称为“七姊妹星团”。一般肉眼只能看到6颗星，因为此星团中您看不到的那颗星的能见度较低（是一颗低等星）。在此星团中并不是七颗，而是近三百多颗，不过都是非常暗罢了，您不用担心您的眼睛，因为大部分人（即使在很晴朗的夜空下）也很难分辨出这颗星星。

其中最亮的几颗恒星列表：

这些星都在作快速自转。蓝巨星昴宿六表面有效温度约13,500K，总辐射光度约为太阳的2,200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。著名气壳星金牛座28（即金牛座BU）就在昴星团内。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。这也许是昴星团恒星形成时剩下的星，但更可能是昴星团在运动中遇到的物质。

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太阳质量的那些恒星业已渡过了初始收缩阶段，基本上处于零龄主星序上。照最近恒星演化理论估计，质量为0.2太阳的恒星收缩到零龄主星序所需时间， 大致为60000万年。那么，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，在形成大质量的恒星之前，先已由星云物质形成了小质量的恒星。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。关于小质量恒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在六亿年以前开始形成，一直持续到终于形成了B型星。这些非常亮的恒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，恒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恒星，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。这一设想或许能解释这种异常有趣的气体与恒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，反射着它们附近（或者里面）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，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。

疏散星团中最著名的是金牛座的昴星团，在晴朗的冬夜，无需借助望远镜就能看到。

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（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，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，它在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）。

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里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。

在双筒镜或者广角镜中，这个星团是个壮观的天体，在11/5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。

2024年10月20日凌晨，将发生的月掩昴星团，中国大部分地区可见。

2023年4月22日，昴星团伴月。

2024年4月11日傍晚，一弯细细的蛾眉月会近距离伴随著名的昴星团（也称“七姐妹星团”）出现在西北方天空，此现象称为昴星团伴月。4月10日至12日，昴(mǎo)星团同时与金星近距离相伴。金星会从昴星团附近经过，最近时发生在11日，两者相距的角距离约2.5度，近乎5个满月的视直径长度。

在中国古代，昴宿为二十八宿之一，这些恒星则称昴宿七（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）。

在中国古代，确实能看到7颗，就好似七个仙女，身着蓝白色纱衣在云中漫步和舞蹈。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，开始流传着这么一个——“七小妹下嫁”的美丽传说，黄梅戏《天仙配》说的就是她们的故事。

在希腊神话里，昴星团是七位仙女的化身，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》），日该国立天文台1998年在夏威夷落成启用的一台8.2米望远镜称作“昴”（Subaru），富士重工业生产的汽车品牌为subaru。