Скопление Плеяды известно и под другими названиями: «Семь сестёр» или «М 45». Расположено в созвездии Тельца. Является самым ярким и ближайшим к Земле из всех скоплений. По некоторым оценкам содержит около 3000 звёзд. Диаметр созвездия около 12 световых лет. В скоплении сосредоточены голубые звёзды, многие из которых можно наблюдать с Земли невооружённым глазом. Кроме того, в скоплении Плеяды также были обнаружены бурые карлики, звёздные тела, масса которых меньше 8% от солнечной. По некоторым оценкам примерно четвёртая часть от всего количества звёзд – бурые карлики. Обнаружено и несколько белых карликов.
Скопление Плеяды известно ещё с древних времён, о нём знали маори, японцы, австралийские аборигены. Есть упоминания в произведениях Гомера «Одиссее» и «Илиаде», а также в произведениях древнерусской литературы . В 1771 году Шарль Мессье смог определить положение скопления Плеяды. Но ошибочно он отнёс его к кометоподобным объектам, включив в свой каталог под названием М45.
Плеяды – знаменитое открытое звездное скопление, расположенное в созвездии Тельца. Ярчайшие звезды отображают Плеяды (7 сестер), а также их родителей – нимфу Плейону и Титана Атласа.
Мессье 45 выступает ближайшим звездным скоплением к нашей планете. Наиболее яркие звезды расположены в 390-460 световых лет от нас. В основном представлены горячими, синими и невероятно яркими звездами В-типа с примерным возрастом в 100 миллионов лет. В размере охватывают территорию в 110 угловых минут, а видимая величина достигает 1.6.
Основные параметры Плеяд:
• Координаты: 03ч47м24с (прямое восхождение), + 24° 07' (склонение).
• Расстояние: 390-460 световых лет.
• Видимые размеры: 110 угловых минут.
• Визуальная величина: 1.6.
• Другие обозначения: Мессье 45, M45, Melotte 22.
Его проще всего отыскать в небе из-за яркости и размера. Поэтому скопление обрело популярность среди многих культур. Наиболее ранние упоминания найдены в бронзовом веке.
Вмещает больше 1000 звезд (не считая того, что внутри очень много двойных звезд, которые не удается разрешить в телескоп). 14 звезд можно наблюдать без использования техники. Масса скопления – 800 солнечных. Есть также множество коричневых карликов (25% всех звезд). Но так как их масса всегда не превышает 8% солнечной, то в общую массу они вносят лишь 2%. Приливный радиус – 43 световых лет, а радиус ядра – 8 световых лет.
Ярчайшие звезды окружены слабой отражающей туманностью Майя (NGC 1432), названная так в честь одной из сестер. Это пылевое облако, освещенное звездами. Возраст скопления – 75-150 миллионов лет. Все объекты связаны гравитацией и передвигаются в сторону ног Ориона.
М45 просуществует еще 250 миллионов лет, после чего звезды поддадутся контакту с другими объектами (звезды, спиральные рукава Млечного Пути, молекулярные облака) и рассеются. Скопление легко найти зимой в северном полушарии и летом в южном. Находится в западно-северо-западной стороне от Альдебарана.
Особенно заметными Плеяды становятся с октября по апрель. В начале ноября скопление поднимается на востоке сразу после захода Солнца. В феврале уже вечером находится над головой (следуйте по линии от Пояса Ориона). В мае ищите на закате, перед Орионом. Так как М45 расположено возле эклиптики, его нельзя рассмотреть в мае и июне, потому что слишком близко находится к Солнцу.
В скоплении Плеяды также есть NGC 1435 – туманность диффузного отражения (30’ в размере) и предположительно остаточная сверхновая. Ее также называют туманностью Темпеля, так как Вильгельм Темпель нашел ее 19 октября 1859 года. Она окружает звезду Меропа и достигает визуальной величины 13.
Вмещает IC 349 – маленький яркий узел с диаметром 0.5’, выступающим продолжением туманности. Иногда IC 349 именуют Мероп-Барнард, потому что именно Эдвард Барнард обнаружил ее в ноябре 1890 года. Расположена в 36 угловых секундах (0.06 световых лет) в юго-западной стороне от звезды Меропа.
О M45 знали во многих древних культурах и народах: китайцы, японцы, маори, ацтеки, персы, майя, чероки и австралийские аборигены. В Японии его называли Муцурабоши – «шесть звезд» (8 век) или же Субару – «сближение» или «скопление» (изображение скопления используют в логотипе автомобильной компании). О скоплении упоминали в Илиаде, Одиссее, Библии и Коране.
В Вавилоне называли MUL.MUL – «звезда звезд». Наиболее раннее упоминание относится к диску Небра – артефакт 1600 г. до н. э. Индусы связывали М45 с Муруганом – бог войны, воспитанный шестью сестрами и с шестью лицами.
Ацтеки построили свой календарь, полагаясь на Плеяды. Восход скопления на востоке до рассвета ознаменовал начало года. Ярчайшие звезды в скоплении Плеяды – Альциона (Эта Тельца), Атлас (27 Тельца), Электра (17 Тельца), Майя (20 Тельца), Меропа (23 Тельца), Тайгета (19 Тельца), Плейона (BU Тельца), Целено (16 Тельца), Астеропа (21 и 22 Тельца) и 18 Тельца.
Альциона – затменная двойная звезда (B7IIIe) с визуальной величиной 2.873 (ярчайшая из 7 сестер и 3-я в Тельце). Главный объект – бело-голубой гигант, превосходящий солнечный радиус в 10 раз и в 2400 раз ярче. Скорость вращения – 215 км/с (окружена газом на экваторе). Бинарный спутник отделен на 0.031 угловую секунду. Система располагает тремя спутниками: две белые звезды (А) главной последовательности 8-й величины (одна из них – переменная Дельта Щита) и желто-белый карлик (F).
Атлас (названа в честь отца сестер) – тройная звездная система (B8III) с визуальной величиной 3.62 и отдаленностью – 381 световых лет. Вмещает спектроскопическую двойную звезду (компоненты расположены слишком близко). Видимые величины – 4.1 и 5.6, а орбитальный период – 1250 дней. У двойной звезды есть другой компаньон – слабая звезда с визуальной величиной 6.8, расположенная на расстоянии в 0.4 угловых секунды.
Электра – бело-голубой гигант (B6 IIIe) с кажущейся величиной 3.705 и удаленностью в 600 световых лет. Из-за скорости вращения в 181 км/с, звезда расширяется в экваторе и сплющивается в полюсах. Быстрое вращение также влияет на стремительную потерю массы, что привело к образованию газового диска и избыточного инфракрасного излучения.
Майя – бело-голубой гигант (B8III) с видимой величиной 3.871 и отдаленностью в 360 световых лет. Окружена эмиссионно-отражательной туманностью NGC 1432. По массе в 4 раза превосходит солнечную, в 5.5 раз крупнее по радиусу и в 660 раз ярче. Это ртутно-марганцевая звезда.
Меропа – бело-голубой субгигант (B6IVev) с видимой визуальной величиной 4.113 и удаленностью – 360 световых лет. Превосходит Солнце по массивности в 4.5 раза, в 4 раза больше по радиусу и в 630 раз ярче. Это переменная типа Бета Цефеи, чья яркость меняется на 0.01 величины. Находится в центре туманности Меропа, сквозь которую проходит скопление Плеяд.
Тайгета – тройная звезда (B6V – бело-голубой карлик главной последовательности) с видимой визуальной величиной 4.29 и удаленностью – 440 световых лет. Главный объект – спектроскопическая двойная звезда, чьи компоненты достигают величин 4.6 и 6.1 и разделены на 0.012 угловых секунды. Орбитальный период – 1313 дней. Есть также и спутник 8-й величины, расположенный в 69 угловых секундах.
Плейона – двойная звезда (B8IVpe) с визуальной величиной 5.048 и отдаленностью в 392 световых года. Расположена близко к Атласу, поэтому ее легко найти без использования техники. Звезды разделены на 5 угловых минут. Это горячая синяя звезда с массой в 3.4 раза больше солнечной, в 3.2 раза крупнее по радиусу и в 190 раз ярче. Скорость вращения – 329 км/с (близко к скорости разлома). Это также переменная Гамма Кассиопея – BU Тельца. Яркость меняется от 4.8 до 5.5. Такой тип называют звездами оболочки, так как располагают экваториальным газовым диском. В яркости происходят изменения из-за оттока вещества. Компоненты звезды нельзя разрешить, потому что отдалены всего лишь на 0.2 угловых секунды. Орбитальный период – 218 световых дней.
Целано – бело-голубой субгигант (B7IV) с визуальной величиной 5.45 и отдаленностью в 430 световых лет. Охватывает 9-10 солнечных масс, в 4.4 раза крупнее по радиусу. Скорость вращения – 185 км/с. Эту звезду иногда называют «потерей», потому что ее не всегда удается разглядеть невооруженным глазом.
Астеропа – наименование делят 21 и 22 Тельца, разделенные 0.04 градусами. 21 Тельца – синий карлик главной последовательности (B8V) с визуальной величиной 5.76 и удаленностью – 440 световых лет.
22 Тельца – белый карлик главной последовательности (A0Vn) с видимой визуальной величиной 6.43. Расположен в 440 световых годах.
18 Тельца – бело-голубой карлик (B8V) с видимой визуальной величиной 5.65 (одна из ярчайших звезд в скоплении).
Плеяды – семь сестер и дочери Плейоны (морская нимфа) и Титана Атласа. Их сестрами также были Геспериды и Гиады. Название получили от матери или от племени плеоне, что с греческого означает «плыть». Их имена: Майя, Электра, Тайгет, Альциона, Целано, Астеропа и Меропа.
Согласно мифам, Атлас был наказан за то, что принял сторону титанов во время войны против богов. Ему было суждено вечность держать небеса на своих плечах. Он не мог больше защищать своих дочерей, поэтому охотник Орион влюбился и стал преследовать нимф. Зевс решил помочь им спастись и превратил в голубей, а потом и в звезды. Если посмотреть на небо, то заметно, что Орион все еще преследует Плеяды.
За Плеядами охотились также олимпийцы. У Майи был роман с Зевсом, после чего родился Гермес (посланник богов). Электра и Тайгета также родили от Зевса. Первая – Дардана и Иасиона, а вторая – Лакедемона. Дардан основал город Дарданию, а его сын Трос – город Трою.
Иасион проводил мистические обряды в Самофракии и зачал двух сыновей от Деметры. Они были убиты Зевсом, потому что он заподозрил их в любовной связи. Лакедемон женился на Спарте и правил страной (назвал столицу в ее честь).
Альциона и Целано родили от Посейдона. Первая стала матерью для Гирея (отец Ориона), Гипериона, Аэтуса, а Целана родила Ликуса и Эврипилуса. У Астеропы и Ареса появился Эномай – король Пизы и отец Гипподамии. Согласно пророчеству, его должен был убить зять, поэтому он уничтожил несколько женихов дочери при помощи гонки на колесницах. Но она все же вышла замуж за Пелопса и родила Агамемнона, Менелая, Атрея, Фиесту, Эгиста и Ореста. Меропа (младшая из сестер) вышла замуж за Сизифа и родила несколько сыновей.
Начиная со второй половины осени и заканчивая серединой весны, наблюдатели средних широт России, а также в Украине, Белоруссии и других странах Европы могут наблюдать по вечерам красивое рассеянное звездное скопление Плеяды, известное также как Стожары или М45 (буква «М» указывает на каталог Мессье), расположенное в северо-западной части созвездия Тельца. Даже далекие от астрономии люди, вглядываясь в звездное небо, выделяют это превосходное звездное скопление среди других узоров звездного неба. Плеяды имеют характерную форму, сходную с маленьким ковшиком с ручкой (кто-то видит в этом скоплении маленького дракончика или ромбик, кто-то... мастерок – все зависит от человеческой фантазии и зрения). Человек с нормальным зрением различает в Плеядах невооруженным глазом 6-7 звезд. Однако уже при наблюдениях в 7-кратный призменный бинокль в безлунную ночь наблюдатель может заметить гораздо больше менее ярких звезд, составляющих это скопление. Небольшой телескоп откроет перед вами сотни звезд Плеяд, представляющих вместе незабываемое зрелище в окуляре вашего инструмента!
Наиболее раннее упоминание о Плеядах содержится в знаменитой эпической поэме «Илиада» Гомера (около 750 го до н.э.). Также три ссылки на Плеяды содержится в Библии. Согласно древнегреческой мифологии Плеяды еще называют Семью сестрами, а японское название Плеяд – Субару. И, действительно, если взглянуть на фирменный значок известной марки автомобилей, то на нем изображены звезды, символизирующие это рассеянное звездное скопление.
4 марта 1769 года Чарльз Мессье занес Плеяды в свой знаменитый каталог туманностей и звездных скоплений под номером 45 (М45), опубликованный в 1771 году. В середине 19-го столетия немецкий астроном Мадлер (1794–1874) исследовал движение звезд Плеяд относительно друг друга, на основании чего был сделан ошибочный вывод о том, что Плеяды являются центром огромной звездной системы, центром которого является Альциона (h Тельца). Позднее было дано более правильное объяснение общности в движении звезд этого скопления относительно друг друга, как отражение принадлежности звезд Плеяд к единой физически взаимосвязанной группе. Таким образом, Плеяды – это не волей случая, собравшиеся не связанные между собой в пространстве звезды в небольшом квадрате неба, а связанное в единую физическую систему скопление звезд.
Фотографии Плеяд с длительной экспозицией показывают наличие газово-пылевой туманности, подсвечиваемой яркими звездами Плеяд, и в которую как бы погружены звезды этого скопления. Эта туманность благодаря подсветке горячими звездами ранних спектральных классов, входящих в состав Плеяд, имеет холодное голубоватое свечение. Наиболее яркая область этого облака межзвездного газа и пыли было обнаружено 19 октября 1859 года вокруг звезды Меропа. В каталоге NGC эта туманность значится под номером NGC 1435. В 1875 году аналогичная туманность (NGC 1432) была обнаружена вокруг звезды Мая этого скопления. Туманности вокруг других ярких звезд скопления были открыты в 1880 году. Но истинные масштабы туманности в Плеядах стали очевидны между 1885 и 1888 годах, когда на помощь астрономам пришла астрофотография. Сегодня при наличии несложной фототехники подобные фотоснимки Плеяд, погруженных в туманность, может получить любой любитель астрономии.
В 1890 году Барнард открыл звездообразную концентрацию материи этой протяженной туманности вблизи звезды Меропа, получившую обозначение IC 349. А в 1912 году в результате спектральных исследований туманности в Плеядах стало окончательно ясно, что своим свечением она обязана звездам этого скопления, так как ее собственный спектр повторяет спектр звезд, подсвечивающих ее.
По современным представлениям туманность в Плеядах, вероятно, представляет собой газово-пылевое облака, которое не связано с этим звездным скоплением, а всего лишь проплывает рядом с ним. Следовательно, туманность не является «колыбелью» звезд этого довольно молодого рассеянного звездного скопления, возраст которого по последним оценкам составляет 100 миллионов лет (1/50 возраста нашего Солнца). На несвязность туманности и скопления указывает то, что облака туманности и звезды Плеяд имеют различные радиальные скорости.
Что касается продолжительности жизни скопления, то расчеты указывают на еще как минимум 250 миллионов лет существования, после чего физические связи между звездами-членами скопления ослабеют настолько, что каждая из них заживет самостоятельной жизнью.
Плеяды удалены от Солнца на расстояние 380 световых лет (но, возможно, это заниженная оценка и в реальности скопление удалено от нас на расстояние 440 световых лет) и состоит, главным образом, из звезд спектрального класса В. В скоплении также встречаются редкие звезды спектральных классов А и К.
Некоторые звезды Плеяд имеют большие скорости вращения вокруг своей оси, составляющие для верхних слоев 150-300 км/сек! При таком вращении их форма должна приобрести форму сфероида. Наиболее быстро вращается вокруг оси звезда Плейона, которая, к тому же, является переменной звездой, изменяющей свой блеск от +4,8 до +5,5m. Спектральные исследования показали, что в период с 1938 по 1952 год чрезвычайно быстрое вращение Плейоны привело к выбросу звездой газа в межзвездное пространство.
Предполагается, что в Плеядах есть несколько звезд белых карликов, что поднимает закономерный вопрос: как в таком молодом скоплении могут быть белые карлики? Вероятно, эти белые карлики когда-то были более массивными звездами, но по какой-то причине вместо миллиардов лет быстро эволюционировали за сотню миллионов (например, по причине быстрого вращения, что привело к потере вещества и, следовательно, массы) до наблюдаемых сегодня белых карликов.
После 1995 года в Плеядах также были найдены звездоподобные объекты – коричневые карлики. Принципиальные отличия коричневых карликов от обычных звезд в значительной степени вытекают из их небольшой массы (меньше 0,07-0,08 солнечной и от 10 до 60 масс Юпитера). Этой массы недостаточно для того, чтобы долго светиться за счет энергии, выделяемой при термоядерных реакциях. Коричневые карлики довольно быстро «выдыхаются» (когда сгорает довольно редкий изотоп водорода дейтерий, «загорающийся» уже при миллионе градусов Кельвина) и теряют изначальный запас тепла (поверхностная светимость – от трех до полутора тысяч градусов и ниже), однако по своей массе и способу образования коричневые карлики все же принципиально отличаются и от планет-гигантов.
Всего же в Плеядах насчитывается порядка сотни звезд, которые сильно концентрированы у центра скопления. Благодаря этому, а также относительной близости к Солнцу, Плеяды имеют столь эффектный вид на небесной сфере. Ярчайшая звезда Плеяд – Альциона (h Тельца, +2,9m) излучает света в тысячу раз больше, чем наше Солнце.
Плеяды можно найти в любой зимний вечер примерно в 10 градусах северо-западнее ярко-оранжевой звезды Альдебаран (a Тельца, +0,8m). При этом эклиптика проходит примерно в 5 градусах южнее скопления, а это значит, что время от времени наблюдаются очень эффектные покрытия Плеяд Луной. В 2007 г. и в ближайшие годы мы сможем пронаблюдать целую серию таких покрытий, после чего наступит продолжительный перерыв.
Также вблизи Плеяд время от времени оказывается та или иная яркая планета. Особенно впечатляет прохождение на фоне скопления яркой Венеры, которое случается раз в 8 лет. Венера была видна на фоне юго-западной части скопления в 1988, 1996 и в 2004 годах. Следующее прохождение Венеры на фоне Плеяд можно будет наблюдать по вечерам в начале апреля 2012 года.
Солнце проходит по эклиптике южнее Плеяд 21 мая, поэтому рожденные в этот день люди могут считаться «рожденными под знаком Плеяд». В первый же ясный вечер взгляните на небо и отыщите Плеяды, пользуясь поисковой картой. Удачных наблюдений и поисков!
В августе 2014 года американский астрофизик Карл Мелис с коллегами опубликовали в журнале Science результаты измерения расстояний до четырех звезд рассеянного скопления Плеяды: от 134.8 пк до 138.4 пк (1пк=3.26 светового года), так что среднее расстояние до Плеяд составляет 136.2±1.2 пк. В чем же здесь интрига? Как ни странно, именно с расстоянием до Плеяд связана одна из астрономических загадок последнего десятилетия.
Расстояние для астрономов – это все. Без расстояния невозможно определить относительное расположение звезд, галактик и прочих объектов; без расстояния невозможно определить энергетику объекта – является он ярким, но далеким, или тусклым, но близким. Прямой метод определения расстояний во Вселенной существует только один – метод тригонометрических параллаксов. Наблюдая звезду с противоположных точек земной орбиты, мы смотрим на нее под несколько разными углами. Если это различие удастся измерить, то мы найдем расстояние до звезды, пользуясь формулами тригонометрии.
К сожалению, угловое смещение светил из-за нашего орбитального движения (это смещение и называется параллаксом) крайне мало и поддается измерению с огромным трудом. С Земли расстояния этим методом удается определить лишь для небольшого числа близких звезд. Прорывом, как и во многих других областях астрономии, стало измерение параллаксов из космоса. Масштабный шаг в этом направлении был сделан при помощи европейского спутника Hipparcos, работавшего с 1989 по 1993 год. В его задачу входило определение параллаксов почти 120 000 звезд, в том числе звезд в рассеянных звездных скоплениях.
Рассеянные звездные скопления (РЗС) – компактные группировки звезд в диске Галактики – являются очень важным элементом астрономического арсенала, в частности одной из ключевых ступенек так называемой «лестницы расстояний». Суть этой «лестницы» в том, что на разных расстояниях работают разные индикаторы удаленности объекта: на близких межзвездных расстояниях – параллаксы, на умеренно межгалактических – цефеиды, на космологических – сверхновые и красные смещения. Чтобы разные ступеньки лестницы были связаны между собой, необходимы объекты, расстояния до которых были бы определены двумя разными методами.
В идеале хотелось бы измерить параллакс цефеид, связав тем самым геометрическую и цефеидную шкалы расстояний, но сделать это пока не получается, поэтому между двумя этими ступеньками нужна еще одна. Ее роль играют как раз РЗС. Расстояния до РЗС удобно измерять методом, который основан на фотометрии, то есть измерении света. Если вы наблюдаете две одинаковые звезды и при этом одна имеет видимый блеск в четыре раза меньше, чем другая, вы можете смело утверждать, что первая звезда находится от нас в два раза дальше второй, ибо яркость обратно пропорциональна квадрату расстояния.
Возникает очевидная проблема: как узнать, что две звезды на самом деле одинаковы? На помощь приходит знаменитая диаграмма Герцшпрунга – Рессела (ГР), связывающая цвет звезды, то есть ее температуру, или спектральный класс, со светимостью, то есть истинным энерговыделением. На этой диаграмме звезды, в недрах которых водород превращается в гелий, занимают относительно узкую полосу, называемую главной последовательностью (ГП). Различие в видимом блеске двух звезд одинакового цвета будет означать различие в расстояниях до них (если пренебречь межзвездным покраснением). Если вы при этом ухитрились определить расстояние до близкой звезды методом тригонометрических параллаксов, то и расстояние до далекой звезды можно будет оценить.
Точность этого метода невысока, если использовать его для одиночной звезды, однако она сильно возрастает, если применять метод к звездным скоплениям, сравнивая между собой не одну, а много звезд разных цветов. И в этом случае, конечно, тоже нужен эталон – скопление, расстояние до которого определено методом тригонометрических параллаксов. Естественно, можно использовать в качестве такого эталона ближайшее к нам РЗС – Гиады, параллакс которого был неоднократно измерен с Земли. Дальше все просто: зная расстояние до Гиад, мы без труда строим для этого скопления главную последовательность на диаграмме ГР. В более далеком скоплении звезды главной последовательности будут иметь меньший видимый блеск, чем звезды Гиад. Предположив, что на самом деле главные последовательности в обоих скоплениях идентичны, и определив, насколько именно одна ГП оказывается тусклее другой, можно оценить, насколько дальше Гиад находится данное скопление. Применение этого метода к скоплению Плеяды показало, что звезды Плеяд оказываются более чем на две звездных величины слабее «аналогичных» звезд в Гиадах, что соответствует расстоянию до Плеяд около 130 пк.
Проект Hipparcos впервые позволил проверить фотометрические оценки расстояний до РЗС при помощи метода тригонометрических параллаксов. И результаты оказались несколько настораживающими. Если для большинства скоплений, в том числе и для Гиад, фотометрические и тригонометрические оценки расстояний прекрасно совпали между собой, то параллактическое расстояние до Плеяд оказалось заметно меньше прежних оценок – около 120 пк. Это отличие может показаться незначительным, однако оно существенно (примерно на порядок) превосходит предполагаемую погрешность данных Hipparcos.
Если предположить, что данные Hipparcos точны, причину различия нужно искать в фотометрическом методе. В нем предполагается, что главные последовательности двух сравниваемых скоплений одинаковы, однако это допущение верно лишь при условии, что у обоих скоплений одинаковый химический состав. Причем наибольшее влияние на истинную яркость звезды оказывает содержание гелия, которое из наблюдений определяется весьма ненадежно. На Солнце массовая доля гелия составляет порядка 27%, и примерно такой же она должна быть и у других окрестных звезд. Однако, если это не так, то некоторые звезды, более богатые гелием, чем Солнце, будут при том же цвете иметь меньшую светимость, то есть будут казаться более далекими, чем есть на самом деле.
В случае Плеяд расхождение фотометрического и геометрического расстояний означает, что истинный блеск звезд этого скопления оказывается примерно на 0.2–0.3 звездной величины тусклее, чем у звезд Гиад того же цвета (то есть той же температуры). Чтобы объяснить эту разницу, нужно предположить, что в Плеядах массовая доля гелия составляет чуть ли не 40%. Предположение довольно фантастическое. Во-первых, непонятно, как вообще может произойти такое обогащение звезд гелием. Во-вторых, непонятно, почему оно затронуло исключительно Плеяды (на самом деле расхождение расстояний было обнаружено также для скопления Coma Ber, но там ситуация не столь яркая).
В результате все чаще стали высказываться предположения о том, что данные Hipparcos не столь совершенны, как хотелось бы. Дело в том, что для определения параллаксов в проекте Hipparcos использовалась особая процедура, включавшая в себя как сложную программу наблюдений, так и масштабную последующую математическую обработку. Особенности этой процедуры могли привести к тому, что в измерениях параллаксов близких на небе звезд (например, звезд в РЗС), помимо случайных ошибок, могли проявиться и систематические.
Ситуация усугубилась в середине 2000-х годов, когда появилось несколько независимых оценок расстояния до Плеяд. В 2004 году были опубликованы результаты наблюдений орбитальных движений нескольких двойных звезд в Плеядах. Полученные оценки расстояний заведомо превышали величину 127 пк. В 2005 году Дэвид Содерблом с коллегами представили измерения параллаксов трех звезд в Плеядах при помощи датчиков точного наведения космического телескопа им. Хаббла. Их результат – 135 пк.
Для повышения точности и устранения возможных погрешностей в середине 2000-х годов данные Hipparcos были обработаны вторично. В посвященной этому вопросу книге «Hipparcos, the New Reduction of the Raw Data» (Springer, 2007) Флор ван Левен (кстати, писавший по Плеядам свою диссертацию) категорически отверг возможность ошибок в данных проекта и подтвердил прежнюю оценку расстояния до Плеяд – 120 пк.
Тем не менее защитников «близкого расстояния» становится все меньше. Проще признать наличие ошибок в сложной процедуре обработки данных Hipparcos, чем перекраивать модели звездной эволюции, причем исключительно для Плеяд. Работа Мелиса с соавторами стала последним по времени ударом по результатам Hipparcos. Параллаксы звезд в Плеядах были определены методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой. Измерения проводились при помощи десятка телескопов на протяжении полутора лет – точнее не придумаешь. Финальная погрешность в расстоянии до скопления 1.2 пк связана не столько с ошибками измерений, сколько с неопределенностью положения звезд внутри скопления.
Итак, на одной чаше весов оказывается расстояние до Плеяд 120 пк, полученное на одном телескопе и одним методом, плюс необходимость пересмотра модели звездной эволюции для одного скопления. На другой чаше весов лежат расстояния до Плеяд 130-140 пк, полученные разными методами и на разных телескопах, не требующие корректив в моделях, однако вселяющие сомнения в процедуре обработки наблюдений на Hipparcos. Вывод кажется очевидным и несколько неприятным. Даже если мы признаем наличие ошибки в данных Hipparcos, остаются неясными природа этой ошибки и ее масштаб. В частности, по-прежнему непонятно, почему она столь наглядно проявилась именно в Плеядах. Неприятность усугубляется тем, что такая же процедура определения параллаксов будет применена на космической астрометрической обсерватории GAIA, которая приступила к работе в 2014 году.
| 
