Clic per engrandir
Conegudes en la prehistòria: esmentades per Homer cap a l'any 750 AC, i per Hesíode cap al 700 AC.
Les Plèiades es troben entre aquests objectes que són coneguts des de les èpoques més remotes.
Almenys 6 de les seves estrelles són visibles a simple vista, mentre que en condicions moderades aquest nombre augmenta fins a 9, i sota cels foscos i nets salta fins a més d'una dotzena (Veherenberg, al seu Atles de Esplendors del Cel Profund, esmenta que en 1579, molt abans de la invenció del telescopi, l'astrònom Moestlin va dibuixar correctament 11 estrelles de les Plèiades, mentre que Kepler esmenta observacions de fins a 14).
Els moderns mètodes d'observació han revelat que almenys 500, en la seva major part estrelles molt febles, pertanyen al cúmul estel·lar de les Plèiades, disseminades al llarg d'un camp d'uns 2 graus (quatre vegades la grandària de la Lluna). La seva densitat és bastant baixa, comparada amb la d'altres cúmuls oberts. Aquesta és una raó per la qual l'expectativa de vida del cúmul és també bastant baixa (vegeu més avall).
Segons Kenneth Glyn Jones, les referències més antigues conegudes d'aquest cúmul són esmentades per
Homer en la seva Ilíada (cap al 750 AC) i a la seva Odissea (cap al 720 AC), i per
Hesíode cap al 700 AC; segons Burnham, van ser observades en connexió amb les estacions agrícoles d'aquesta època. També en la Bíblia es troben tres referències de les Plèiades.
Les Plèiades també són conegudes com les "Set Germanes"; segons la mitologia grega, set germanes i els seus pares. El seu nom japonès és "Subaru", que ha estat pres per batejar els automòbils del mateix nom. El nom persa és "Soraya", pel qual va ser nomenada la darrera emperadriu iraniana. Els antics noms europeus (per exemple, en anglès i en alemany) indiquen que alguna vegada van ser comparades amb una "gallina i els seus pollets". Altres cultures expliquen històries diferents d'aquest cúmul visible a ull nu. Els antics astrònoms grecs
Èudox de Cnidos (c.403-350 AC) i
Arat (c. 270 AC) les van col·locar a les seves llistes com una constel·lació: "Les agrupades". Això també està explicat per Admiral Smyth en el seu " Catàleg Bedford".
Burnham apunta que el nom "Plèiades" pot derivar tant de la paraula grega "navegar", com de la paraula "pleios" que significa "ple" o "molt". L'autor d'aquest article prefereix la idea que el nom pot ser derivat del de la seva mare mitològica, Pleione, el qual és també el nom d'una de les seves estrelles més brillants.
Segons la mitologia grega, les principals estrelles visibles reben els seus noms de les set filles d'Atlas, el pare, i de Plèione, la mare: Alcyone, Sterope (una estrella doble), Electra, Maia, Mèrope, Taygeta i Celeno. Bill Arnet ha creat un
mapa de les Plèiades amb els noms de les estrelles principals. Aquestes estrelles també estan etiquetades en
una imatge d'UKS que apareix en aquesta pàgina. Vegeu també el
mapa del SEDS de les Plèiades.
El 1767, el reverend John Michell va utilitzar a les Plèiades per calcular la probabilitat de trobar un grup així d'estrelles en qualsevol lloc del cel per alineament fortuït, i va trobar que era d'1/496.000. Per tant, i com hi ha més cúmuls similars, va concloure correctament que haurien de ser grups físics (Michell, 1767).
El 4 de març de 1769 Charles Messier va incloure a les Plèiades com el Nº 45 en la seva primera llista de nebuloses i cúmuls estel·lars, publicada el 1771.
Al voltant del 1846, l'astrònom alemany Mädler (1794-1874), treballant a Dorpat, va notar que les estrelles de les Plèiades no mostraven un moviment propi mesurable pel que fa a unes de les altres; a partir d'això, va concloure audaçment que formaven un centre immòbil d'un sistema estel·lar més gran, amb l'estrella Alcyone al seu centre. Aquesta conclusió havia de ser, i de fet ho va ser, rebutjada per altres astrònoms, especialment Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864). No obstant això, el moviment propi comú de les Plèiades era prova que es movien en l'espai com un grup, i una dada més que formaven un cúmul físic.
Les fotografies de llarga exposició (i també les de raó focal curta, és a dir, una curta longitud focal comparada amb les seves obertures, telescopis de "camp ric" de qualitat considerablement bona, especialment els bons binoculars) han revelat que les Plèiades estan aparentment immerses en un material nebulós, que resulta obvi en la nostra imatge, la que va ser presa per David Malin amb el Telescopi Schmidt del Regne Unit, i els drets pertanyen a l'Observatori Reial d'Edimburg i al Observatori Anglo-Australià.
Les nebuloses de les Plèiades són de color blavós, el que indica que són nebuloses de reflexió, reflectint la llum de les brillants estrelles que es troben a prop o dins d'elles. La més brillant d'aquestes nebuloses, la qual es troba al voltant de Mèrope, va ser descoberta el 19 d'octubre de 1859 per Ernst Wilhelm Leberecht (Wilhelm) Tempel a Venècia, Itàlia, amb un refractor de 4 polzades; està inclosa en el NGC amb el número 1435. Leos Ondra ha fet que la biografia de Wilhem Tempel estigui disponible en línia, al costat d'un dibuix de la Nebulosa Mèrope, i ha acceptat incloure-la en aquesta base de dades. L'extensió a Ma
ia va ser descoberta en 1875 (és NGC 1432), la nebulosa al voltant de Alcyone, Electra, Celeno i Taygeta el 1880. La complexitat total de les Plèiades va ser revelada per les primeres astrocàmeras, és a dir, aquelles dels germans Henry a París i d'Isaac Roberts a Anglaterra, entre els anys 1885 i 1888. El 1890, EE Barnard va descobrir una concentració tipus estel·lar de matèria nebulosa molt a prop de Mèrope, la qual va ser inclosa en l'IC com IC 349. L'anàlisi de l'espectre de les nebuloses de les Plèiades per Vesto M. Slipher el 1912 va revelar la seva naturalesa com nebuloses de reflexió, ja que els seus espectres són còpies exactes dels espectres de les estrelles que les il·luminen.
Es pot trobar més informació a la
nostra taula de les principals estrelles de les Plèiades i la corresponent nebulositat amb els números de catàleg.
Físicament, la nebulosa de reflexió és probablement part de la pols d'un núvol molecular, sense relació amb el cúmul de les Plèiades, que per atzar es creua en el camí del cúmul. No és un romanent de la nebulosa a partir de la qual es va formar el cúmul, com es pot veure pel fet que la nebulosa i el cúmul posseeixen velocitats radials diferents, creuant l'una amb l'altre a una velocitat relativa de 11 quilòmetres per segon.
D'acord amb nous càlculs publicats per un equip de Ginebra integrat per G. Meynet, JC Mermilliod i A. Maeder en
Astronomy & Astrophysics, Suppl. Ser. 98, 477-504, 1993, l'edat del cúmul de les Plèiades és d'uns 100 milions d'anys. Això és considerablement més que les anteriorment publicades de 60 a 80 milions d'anys (per exemple, el Sky Catalog 2000 dóna 78 milions d'anys). S'ha calculat que les Plèiades tenen una expectativa de vida futura com cúmul de solament uns 250 milions d'anys (Kenneth Glyn Jones); després d'això, s'hauran dispersat com estrelles individuals (o múltiples) al llarg del seu camí orbital.
La distància al cúmul ha estat determinada novament per mesuraments
directes de paral·laxi pel satèl·lit astromètric Hipparcos de la ESA;
segons aquestes mesures, les Plèiades es troben a una distància de 380
anys llum (prèviament, s'havia assumit una distància de 408 anys llum).
Aquest valor hauria requerit una explicació per a les comparativament
baixes magnituds de les estrelles del cúmul. No obstant això,
investigacions subsegüents realitzades amb el Telescopi Espacial Hubble i
els observatoris de Mount Palomar i de Mount Wilson van demostrar que
la distància de Hipparcos és probablement molt petita: amb mesures més
precises, la distància es va establir en 400 +/- 6 anys llum.
La
classificació de Trumpler per a les Plèiades d'II,3,r (Trumpler, segons
Kenneth Glyn Jones) o I,3,r,n (Götz i el Sky Catalog 2000), el que
significa que apareix separat, i fort o moderadament concentrat cap al
seu centre, les seves estrelles cobreixen un ampli rang de brillantors, i
és ric (té més de 100 membres).
Algunes de les estrelles de les Plèiades roten molt ràpidament, a velocitats d'entre 150 a 300 quilòmetres per segon en les seves superfícies, el que és comú entre estrelles de la seqüència principal de certs tipus espectrals (A i B). A causa d'aquesta rotació, han de ser cossos aplatats pels pols més que esfèrics. La rotació pot ser detectada perquè porta a línies d'absorció eixamplades i difuses, ja que algunes zones de la superfície s'acosten a nosaltres en un costat, mentre que per l'altre costat s'allunyen, relatives a la velocitat radial mitjana de l'estrella. L'exemple més notable per a un estel en ràpida rotació en aquest cúmul és Plèione, la que també varia la seva magnitud entre 4,77 i 5,50 (Kenneth Glyn Jones). Espectroscòpicament, es va observar que entre els anys 1938 i 1952, Pleione va ejectar una closca de gas a causa de la seva rotació, com havia estat predit per O. Struve.
Cecilia Payne-Gaposhkin esmenta que les Plèiades contenen algunes estrelles nanes blanques. Aquestes estrelles generen un problema específic d'evolució estel·lar: Com poden existir nanes blanques en un cúmul tan jove?. Com que no n'hi ha únicament una, és gairebé segur que aquestes estrelles són membres originals del cúmul, i no estrelles del camp general que hagin estat capturades (un procediment que de qualsevol manera no funciona molt bé en cúmuls oberts bastant dispersos).
A partir de la teoria d'evolució estel·lar, les nanes blanques no poden tenir masses majors a unes 1,4 masses solars (el
límit de Chandrasekhar), ja que si fossin més massives col·lapsarien causa de la seva pròpia gravetat. Però les estrelles amb tan poca massa evolucionen tan lentament que triguen milers de milions d'anys arribar a aquest estat final, i no únicament els 100 milions d'anys del cúmul de les Plèiades.
L'única explicació possible sembla ser que aquestes nanes blanques van ser alguna vegada estrelles massives que van evolucionar ràpidament, però que a causa de alguna raó (com forts vents estel·lars, pèrdua de massa cap a veïnes properes, o una ràpida rotació) van perdre bona part de la seva massa. Possiblement van poder, en conseqüència, perdre un altre percentatge considerable en una nebulosa planetària. De qualsevol manera, els objectes romanents (que van ser prèviament els nuclis de les estrelles) van arribar a estar per sota del límit de Chandrasekhar, de manera que van poder ingressar al estable estat de nana blanca en què les observem ara.
Les Plèiades amb la Lluna, en una conjunció al 2009. Crèdit: The University of Manchester/Derekscope
Noves observacions de les Plèiades realitzades des de 1995 han revelat diverses candidates per a un tipus exòtic d'estrelles, o cossos estel·lars, les anomenades Nanes Marrons. Es creu que aquests fins ara hipotètics objectes tenen una massa intermèdia que se situa entre la dels planetes gegants (com Júpiter) i les estrelles petites (la teoria d'estructura estel·lar indica que les estrelles més petites, és a dir, els cossos que produeixen energia per fusió en algun moment de les seves vides, han de tenir almenys entre un 6 i un 7 per cent de massa solar, és a dir unes 60 a 70 masses de Júpiter). De manera que les nanes marrons haurien de tenir de 10 a 60 vegades la massa de Júpiter. S'assumeix que serien visibles a la llum infraroja, haurien de tenir un diàmetre més o menys igual al de Júpiter (143 000 quilòmetres), i una densitat de 10 a 100 vegades més gran que la Júpiter, ja que la seva molt més gran gravetat les comprimeix més fortament.
Encara a simple vista i en condicions modestes, les Plèiades es troben bastant fàcilment, a uns 10 graus al nord- oest de la brillant estrella gegant roja Aldebaran (87 Alfa Tauri, magnitud 0,9, tipus espectral K5 III). Aparentment envoltant a Aldebaran es troba un altre igualment famós cúmul obert, les Hyades ; se sap que Aldebaran és un estel no-membre del grup que es troba en primer pla (a 68 anys llum de distància, comparats amb els 150 anys llum de les Hyades).
El cúmul és un gran objecte vist amb binocles i telescopis de camp ample, mostrant més de 100 estrelles en un camp de 1,2 graus en diàmetre. Amb telescopis, freqüentment resulta massa gran com per ser vista en un únic camp de vista en magnificació mínima.
El cúmul conté un nombre d'estrelles dobles i múltiples. La Nebulosa Mèrope NGC 1435 requereix un cel fosc i es veu millor amb un telescopi de gran camp (Tempel la va descobrir amb un telescopi de 4 polzades).
Crèdit: Google-SkyMap
Com les Plèiades estan situades prop de l'eclíptica (a només 4 graus d'ella), les ocultacions del cúmul per part de la Lluna són freqüents; és un espectacle molt atractiu, especialment per als aficionats amb equipament no molt car (en realitat, se la pot veure a simple vista, però encara els binocles i telescopis més petits augmentaran el plaer de l'observació, l'ocultació de les Plèiades de març de 1972 va ser una de les primeres experiències astronòmiques d'aficionat de l'autor d'aquest article). Tals esdeveniments demostren les relacions de les mides aparents de la Lluna i del cúmul: Burnham apunta que la Lluna pot estar "inserida en el quadrangle format per" Alcyone, Electra, Mèrope i Taygeta (Maia, i possiblement Sterope, estaran ocultes en aquesta situació). També els planetes s'acosten al cúmul de les Plèiades (Venus, Mart, i fins i tot Mercuri passen ocasionalment a través d'ell) per oferir un espectacle notable.
Com s'esmenta en la descripció de la Nebulosa d'Orió
M42, resulta una mica estrany que Messier agregara les Plèiades (al costat de la Nebulosa d'Orió M42/
M43 i el cúmul de Praesepe M44) al seu catàleg, i probablement això romandrà com a objecte d'especulació.
