Plèiades (astronomia)

De Viquipèdia

**Les Plèiades**
Dades d'observació

Tipus:	Cúmul obert
Ascensió recta:	03^h 47^m 24^s
Declinació:	+24° 07′32&Prime
Distància:	440 al
Magnitud aparent (V):	+1,16
Dimensió aparent (V):	110.o minuts d'arc
Constel·lació:	Taure
Característiques físiques
Radi:	6 anys-llum
Magnitud absoluta (V):	-
Altres característiques:	-
Altres designacions:	M45, NGC 1432/35

Les Plèiades (també conegudes com Messier 45, M45, les Set Germanes, o Subaru (al Japó), és un cúmul obert en la constel·lació de Taure . És un dels cúmuls estel·lars més propers, probablement el més conegut, i és sens dubte la més evident a ull nu. De vegades se l'ha denominada Nebulosa Maia, tal vegada erròniament, considerant que la nebulositat de reflexió que envolta l'estrella Maia és intrínseca (veure més baix).

El cúmul està dominat per estrelles blaves calents, que s'han format en els últims 100 milions d'anys. Al principi es va pensar que la pols que forma una feble nebulosa de reflexió al voltant de les estrelles més brillants eren romanents de la formació del cúmul, però ara se sap que es tracta d'un núvol de pols que no guarda cap relació i que les estrelles actualment estan passant a través del núvol . Els astrònoms estimen que el cúmul sobreviurà durant uns altres 250 milions d'anys, per després dispersar-se a causa de la interacció gravitacional amb el seu veïnatge galàctic.

La taula següent dona detalls de les estrelles més brillants del cúmul:

**Estrelles de les Plèiades**
Nom	Designació	Magnitud aparent	Tipus espectral
Alcíone	Eta (25) Tauri	2.86	B7IIIe
Atles	27 Tauri	3.62	B8III
Electra	17 Tauri	3.70	B6IIIe
Maia	20 Tauri	3.86	B7III
Mèrope	23 Tauri	4.17	B6IVev
Taígete	19 Tauri	4.29	B6V
Plèione	28 (BU) Tauri	5.09 (var.)	B8IVep
Celeno	16 Tauri	5.44	B7IV
Astérope	21 and 22 Tauri	5.64;6.41	B8Ve/B9V
—	18 Tauri	5.65	B8V

[edita] Història de la observació

Les Plèiades es veuen clarament a l'hivern en el hemisferi nord i a l'estiu en el hemisferi sud. S'han conegut des de l'antiguitat per a totes les cultures del món, hi ha referències de la cultura Maorí i aborígens australians, Els Xinesos, els maies (que l' anomenaven Tzab-ek), els asteques, els sioux d'Amèrica del Nord. Alguns astrònoms grecs les consideraren una constel·lació diferent, i ja són esmentats per Hesíode i Homer que en fa referència a La Ilíada i lOdissea. També s'esmenta tres vegades en la Bíblia (Job 9:9, 38:31; Amos 5:8). Les Plèiades són particularment venerades en la mitologia hindú (conegudes amb el nom de Krittika) com les sis mares del déu de la guerra Skanda, que van desenvolupar sis cares, una per a cadascuna d'elles. Alguns estudiosos de l' Islam van suggerir que les Plèiades (A-thuraiya) eren l'estrella en Najm esmentada a l'Alcorà.

Una imatge de les plèidades del telescopi espacial Spitzer en llum infraroja mostrant la pols associada. Crèdit: NASA/JPL-Caltech

Fa temps que se sap que es tracta d'un grup físicament relacionat i no pas de cap tipus d'alineament. El Reverend John Michell calculà en 1767 que la probabilitat d'una alineació casual de tantes estrelles brillants era només d' 1 de cada 500.000, d'aquesta manera va inferir correctament que les Plèiades i molts altres grups d'estrelles ha de ser físicament relacionades . ^[1] Quan es van fer els primers estudis sobre el moviment de propi de les estrelles, es va trobar que totes es movien ne la mateixa direcció a través del cel, en la mateixa proporció, la qual cosa demostrava que havien d'estar relacionades.

Charles Messier mesurà la posició del cúmul i el va incloure com M45 en el seu catàleg d'objectes semblants a cometes, publicat en 1771. Juntament amb la Nebulosa d'Orió i el cúmul del pessebre, Messier va incloure les Plèiades, tot i que la majoria dels objectes de Messier són molt més feble i més fàcil de confondre amb els cometes. Una possibilitat és que Messier simplement volia tenir un catàleg més ampli que el seu rival científic Lacaille, qui publicà un catàleg al 1755 on figuraven 42 objectes, i per això va afegir alguns objectes brillants i ben coneguts per augmentar la seva llista. ^[2]

[edita] Distància

El Cometa Machholz passa prop de les Plèiades al 2005

La distància a les Plèiades és un primer esglaó en l'anomenda escala de distàncies còsmiques, una seqüència de les escales de distància per a tot l'univers. La grandària d'aquest primer esglaó calibra tota l'escala. Com el grup està tan prop de la Terra, la distància és relativament fàcil de mesurar. El coneixement exacte de la distància permet als astrònoms traçar un diagrama de Hertzsprung-Russell per al cúmul, que alhora servirà per estimar la distància a la que es troben altres cúmuls. Altres mètodes poden llavors estendre l'escala de distància dels cúmuls a les galàxies i a grups de galàxies, i es pot construit una escala de distància còsmica . En última instància, el coneixement que tenen actualment els astrònoms sobre l'edat i l'evolució de l'univers està influenciat pel coneixement que tenim de la distància a les Plèiades.

Abans del llançament del satèl·lit Hipparcos es creia que la distància de les plèiades a la Terra era d'uns 135 parsec. Hipparcos va causar consternació entre els astrònoms al trobar que es trobava a una distància de tan sols 118 parsecs mitjançant el mesurament de la paral·laxi de les estrelles del cúmul-una tècnica que hauria d'haver produït els resultats més directes i acurats . Treballs posteriors van trobar que el mesurament de la distància d'Hipparcos a les Plèiades era erroni. Encara que no se sap perquè es va produir l'error.^[3] Actualment es pensa que la distància a les Plèiades és major de 135 parsecs, sobre el s 440 anys llum.

Els membres visible de les Plèiades són estels lluminosos blaus o blancs. El cúmul conté cents d'altres estels massa tènues per a ser visibles a ull nu. Les Plèiades són un cúmul jove, amb una edat estimada de 100 milions d'anys, i una vida estimada de només 250 milions d'anys més, degut a la seva baixa densitat.

[edita] Composició

El radi del nucli del cúmul és al voltant de 8 anys llum i el radi de marea al voltant de 43 anys llum. El cúmul conté sobre 1.000 membre estadísticament confirmats, tot i que aquesta xifra exclou les estrelles binàries no resoltes. ^[4]Està dominat per fins a 14 estrelles blaves joves i calentes visibles a ull nu. La composició de les estrelles més brillants és semblant a Óssa Major i Óssa Menor. La massa total del cúmul s'estima en 800 masses solars.^[5]

El cúmul conté moltes nanes marrones, objecetes amb una massa un 8% menor a la del Sol, i no prou pesants com per iniciar en el seu nucli la fusió nuclear necessària per a convertir-les en autèntiques estrelles. Aquests objectes poden constituir el 25% del total de la població del cúmul, encara que hi contribueixin només amb el 2% de la massa total. ^[6] Els astrònoms han fet grans esforços en trobar i analitzar les nanes marrones de les Plèiades i altres cúmul joves, ja que són encara relativament brillants i observables, mentre que les nanes marrones de cúmuls més vells són molt més difícils d'observar i estudiar.

S'han trobar algunes nanes blanques en el cúmul. En tractar-se d'un cúmul jove no es habitual trobar nanes blanques ja que les estrelles necessiten milions d'anys per evolucionar fins a la fase de nana blanca; és per això que e s creu que aquestes estrelles no han evolucionat d'estrelles de massa baixa o intermèdia, sinó d'estrelles de massa elevada de sistemes binaris. La transferència de masa de estrelles de massa elevada o les seves companyes durant la seva ràpida evolució podria resultar en una via més ràpida para la formació de una nana blanca. Encara que els detalls d'aquesta suposada transferència des d'un pou de gravetat profunda o un de menor no ha estat explicat.

[edita] Edat i evolució

L'edat d'un cúmul es pot estimar comparant el diagrama de Hertzsprung-Russell del cúmul amb models teòrics d'evolució estel·lar, i usant aquesta tècnica, l'edat de les Plèiades estaria entre els 75 i el 150 milions d'anys. L'amplitud de l'estimació de l'edat del cúmul és deguda a incerteses dels models d'evolució estel·lar. En particular, els models inclouen un fenòmen conegut com excés convectiu (convective overshoot en anglès), pel qual una zona convectiva dins d'una estrella penetra en una zona no convectiva, resultant en un aparant augment de l'edat.

Una altra manera d'estimar l'edat del cúmul és observarnt els objectes de menor massa. A les estrelles de la seqüència principal, el liti es destrueix ràpidament en reaccions de fusió nuclear, però les nanes marrones poden retenir el seu liti. Degut a que la temperatura d'ignició del liti és molt baixa, 2,5 milions kelvin, les nanes marrones de major massa el cremaran poc a poc, i per tant, determinant les nanes marrones de massa elevada del cúmul que continguin liti ens pot donar una idea de l'edat del cúmul. Aplicant aquesta tècnica l'edat de les Plèiades seria d'uns 115 milions d'anys. ^[7]^[8]

El moviment relatiu del cúmul el portarà en el futur a passar per sota del peu de l'actual constel·lació d'[[Orió (constel·lació)|Orió], vist des de la Terra. També,com molt altres cúmuls oberts, les Plèiades no estaran juntes gravitacionalment sempre, ja que alguns components seran expulsats per encontres i altres seran desmatellats per camps de marea gravitacionals. Els càlculs suggereixen que el cúmul trigarà uns 250 milions d'anys a dispersar-se, amb interaccions gravitacionals com núvols moleculars gegants i els braços espirals de la galàxia també accelerant la seva desaparició.

[edita] Nebulositat de reflexió

Imatge del telescopi espacial Hubble de la nebulositat de reflexió prop de Mèrope

Sota condicions d'observació ideals, algunes traces de nebulositat es poden veure al voltant del cúmul, i això es veu més clarament en fotografies de llarga exposició. És un nebulosa de reflexió causada per la llum blava de les estrelles joves i calentes pols reflectida per la pols.

Antigament es creia que la pols era el romanent de la formació del cúmul, actualment es pensa que amb 100 milions d'anys , la major part de la pols originària s'hauria dispersat per la pressió de radiació. Per això, sembla ser que el cúmul està atravessant una regió particularment polsosa del medi interestel·lar.

Els estudis mostren que la pols responsable de la nebulositat no està distribuida uniformement, sinó que es concentra principalment en dues capes al llarg de la línia de visió del cúmul. Aquestes capes poden haver-se format per la desacceleració deguda a la pressió de radiació mentre la pols s'acosta a les estrelles.^[9]

[edita] Observació

Mapa esquemàtic del cel amb la posició d'M45

Gràcies a la magnitud de les estrelles que les componen, el cúmul és visible a ull nu. Està situat en la costel·lació de Taure proper a l'eix format per les estrelles : Sírius (Ca Major) - Cinturó d'Orió (Orió) - Aldebaran (Taure). Es poden distingir cinc estrelles molt ràpidament a cop d'ull, un cop l'ull s'ha acostumat és fàcil poder observar fins a 11 estrelles en bones condicions. Amb binoculars o un telescopi el cúmul es mostrarà més ric. La nebulosa només es podrà veure en fotografia.

[edita] Etimologia

Les nou estrelles més brillants de les Plèiades tenen el nom de les set germanes de la mitologia grega:

Juntament amb els pares:

Atles
Plèione

Les germanes de les Plèiades eren les Híades, filles d'Atles.

El nom en català del cúmul és d'orígen grec, encara que l'etimologia és incerta. Tradicionalment, ha significat "filles de Plèione," tot i que el nom podria ser anterior al mite de les set germanes. S'han suggerit derivacions :de πλεîν plein, navegar, llavors les Plèiades serien "les navegadores"; també s'ha suggerit de pleos, ple o molt o també de peleiades, bandada de coloms.

La seva preponderància en el cel nocturn ha garantit a les Plèiades un lloc especial a moltes cultures, antigues i modernes:

Pels maoris de Nova Zelanda, les Plèiades s'anomenen Mataariki i la seva sortida heliacal significa el començament de l'Any Nou (al voltant de Juny).

Els aborígens australians creien que eren una dona que gairebé havia estat violada per Kidili, l'home a la Lluna. Alternativament, hi havia set germanes anomenades Makara.

Es diu que els indis americans mesuraven l'agudesa visual pel nombre d'estels que l'observador podia observar a les Plèiades. Fins i tot a Europa, especialment a Grècia, les Plèiades eren un test de visió.

[edita] Referències

↑ Michell J. (1767), An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation, Philosophical Transactions, v. 57, p. 234-264
↑ Frommert, Hartmut (1998) "Messier Questions & Answers". Retrieved March 1, 2005.
↑ Soderblom D.R., Nelan E., Benedict G.F., McArthur B., Ramirez I., Spiesman W., Jones B.F. (2005), Confirmation of Errors in Hipparcos Parallaxes from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Astrometry of the Pleiades, The Astronomical Journal, v. 129, pp. 1616-1624.
↑ Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Monet, David G.; Skrutskie, Michael F.; Beichman, Charles A. (2001), The Mass and Structure of the Pleiades Star Cluster from 2MASS, The Astronomical Journal, v.121, p.2053.
↑ Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Monet, David G.; Skrutskie, Michael F.; Beichman, Charles A. (2001), The Mass and Structure of the Pleiades Star Cluster from 2MASS, The Astronomical Journal, v.121, p.2053.
↑ Moraux, E.; Bouvier, J.; Stauffer, J. R.; Cuillandre, J.-C. (2003), Brown dwarfs in the Pleiades cluster: Clues to the substellar mass function, Astronomy and Astrophysics, v.400, p.891.
↑ Basri G., Marcy G. W., Graham J. R. (1996), Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars, Astrophysical Journal v.458, p.600
↑ Ushomirsky, G., Matzner, C., Brown, E., Bildsten, L., Hilliard, V., Schroeder, P. (1998), Light-Element Depletion in Contracting Brown Dwarfs and Pre-Main-Sequence Stars, Astrophysical Journal v.497, p.253
↑ Gibson, Steven J.; Nordsieck, Kenneth H. (2003), The Pleiades Reflection Nebula. II. Simple Model Constraints on Dust Properties and Scattering Geometry, The Astrophysical Journal, v.589, p. 362