Измерение расстояния до Скопления Плеяд является основополагающим методом вычисления масштабов Вселенной в целом. Точное значение этого расстояния позволяет выстроить диаграмму

Герцшпрунга — Рассела для указанного Скопления, что, в свою очередь, в сравнении с неизвестными расстояниями до других Скоплений позволяет дать им некоторую оценку. С помощью других методик можно экстраполировать указанную оценочную шкалу от рассеянных звёздных Скоплений до Галактик и галактических Скоплений, построив шкалу космических расстояний. В конечном счёте, знания астрономов о возрасте и развитии Вселенной в большой степени зависят от знания расстояния до звёздного Скопления Плеяд.

До запуска Европейским космическим агентством спутника Hipparcos, расстояние от Земли до Скопления Плеяд оценивалось приблизительно в 135 парсек. Hipparcos же вызвал настоящее смятение в рядах астрономов, измерив параллакс Звёзд Скопления и обнаружив, что указанное расстояние равняется «всего» 118 парсекам. Подобные измерения на сегодняшний день представляют собой один из наиболее точных инструментов вычисления расстояний в Космосе. Дальнейшие исследования однако показали, что измерения спутника имели ошибку, причина которой до сих пор не установлена. В настоящее время принято считать, что расстояние до Плеяд больше 135 парсеков.

Звёздное Скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит приблизительно 1000 учтённых Звёзд, из которых многие являются кратными. По оценкам, общее число Звёзд Скопления около 3000. Среди членов Скопления преобладают горячие голубые Звёзды, 14 из которых видимы невооружённым глазом (в зависимости от условий наблюдения с Земли). Расположение ярчайших Звёзд некоторым образом схоже с расположением Звёзд в Большой и Малой Медведице. Общая масса Звёзд Скопления предположительно эквивалентна 800 массам Солнца.

В Скоплении насчитывается большое количество бурых карликов — звёздных тел с массой менее 8 % от солнечной, что недостаточно для возникновения цепной ядерной реакции. Бурые карлики составляют приблизительно четверть от количества Звёзд, формирующих скопление Плеяд, и около 2 % от совокупной массы скопления. Бурые карлики из молодых звёздных Скоплений (таких, как Плеяды), представляют постоянный интерес для астрономов, так как обладают достаточной ещё яркостью для проведения наблюдений.

Кроме того, в Скоплении насчитывается несколько белых карликов. В виду сравнительно небольшого возраста Скопления, Звёзды вряд ли имели возможность эволюционировать в белых карликов «обычным путём», так как подобный процесс обычно занимает несколько миллиардов лет.

Считается, что Звёзды высокой массы в двойных звёздных системах, из-за эмиссии вещества своим компаньонам, в течение короткого времени превратились в белых карликов.

Вероятный возраст звёздных Скоплений приблизительно определяется сравнением диаграммы Герцшпрунга-Рассела для данных Скоплений с теоретической моделью звёздной эволюции. Исходя из данной методики, возраст Плеяд колеблется от 75 до 150 миллионов лет. Такой разброс вызван большим количеством неточностей в теории звёздной эволюции. В частности, подсчёт для модели, в которой присутствует явление конвекционного перехлёста, при котором конвекционная зона Звезды проникает в её стабильную зону, даёт большее значение возраста системы.

Другой метод приблизительного определения возраста звёздного Скопления основывается на изучении объектов Скопления с самыми малыми массами. В «обычных» Звёздах литий стремительно распадается в реакциях ядерного синтеза, однако бурые карлики могут удерживать литий в своей массе. Вследствие своей низкой температуры воспламенения, массивные бурые карлики растратят литий в течение некоторого времени. Вычисляя массу самых тяжёлых бурых карликов, содержащих литий, можно получить представление о возрасте звёздного Скопления, в которое они входят. На основе подобной методики возраст Плеяд оценивается приблизительно в 115 миллионов лет.

Как и большинство открытых звёздных Скоплений, Плеяды со временем перестанут быть гравитационно связанной структурой, так как Звёзды в ней движутся быстрее скорости убегания всего скопления. По предварительным оценкам, в течение 250 миллионов лет Плеяды распадутся; влияние гравитации молекулярных облаков и спиральных рукавов Галактики только ускорит этот процесс.

При идеальных условиях наблюдения, на фотографиях с большой выдержкой, можно заметить некоторые признаки туманности вокруг Скопления Плеяд. Это отражательная туманность, отражающая голубой свет горячих молодых Звёзд.

Ранее было принято считать, что пыль, образующая туманность — это остатки звёздообразующего вещества. Однако за 100 миллионов лет подобное вещество было бы рассеяно давлением радиации Звёзд. Очевидно, Скопление просто в настоящий момент своего движения

находится в насыщенной космической пылью области межзвёздного пространства.

Изучение данной отражательной туманности показало, что пыль в ней не распределена равномерно, но сконцентрирована в двух слоях вдоль линии наблюдения Плеяд. Эти слои могли быть сформированы торможением, вызванным радиационным давлением движущихся навстречу пылевому облаку Звёзд Скопления.

Плеяды на зимнем вечернем небе часто обращают на себя внимание даже и далеких от астрономии людей. Компактная кучка из 6-7 довольно ярких Звезд хорошо выделяется на бедном Звездами фоне. При хорошем зрении наблюдателя и в отсутствии посторонней засветки неба от уличных фонарей городского освещения в Скоплении в пределах примерно 2 градусов можно различить 10-11 Звезд.

В полевой бинокль уже видны 20-30 Звезд и хорошо различим рисунок из 9 главных Звезд в виде ковшика с короткой ручкой.

В любительский телескоп умеренной апертуры Скопление едва помещается в поле зрения самого слабого окуляра. Количество видимых Звезд возрастает до полусотни, а при условии хорошего неба (деревенское, безлунное) становится видна туманность Плеяд, в которую погружено Скопление в виде преувеличенных голубоватых ореолов вокруг самых ярких Звезд (особенно у Меропы и Майи).

В виду того, что Созвездие Плеяд было хорошо видно невооружённым глазом, оно заняло особое место во многих культурах, как древних, так и современных. В Древней Греции Плеяды олицетворяли мифологических сестёр Плеяд, от которых и получили современное название. Для викингов они были семью курами Фрейи, отчего во многих европейских языках они сравниваются с наседкой с цыплятами.У европейцев бронзового века (а, возможно и ранее), в частности, кельтов, Плеяды ассоциировались с ритуалами погребения и скорбью, так как в тот период истории между осенним равноденствием и зимним солнцестоянием, когда проводились празднества поминовения предков, Плеяды возникали над восточным горизонтом сразу после захода Солнца.

На Плеядах основывался календарь древних ацтеков Мексики и Центральной Америки. Их календарный год начинался в день, когда жрецы впервые замечали Созвездие над восточным горизонтом непосредственно

перед тем, как лучи восходящего Солнца начинали заслонять свет Звёзд. Гелиакический восход Плеяд часто означал важные вехи в календаре древних людей. С гелиакическим восходом Плеяд начинался год и у новозеландских маори (они назвали созвездие Матаарики). Австралийские аборигены считали Плеяды олицетворением женщины, которую чуть было не взял силой Кидили, лунный человек. По другой версии, Плеяды олицетворяли семь сестёр (Макара).

У индейцев Сиу существовало поверье, связывавшее Созвездие Плеяд с Башней дьявола. Кроме того, довольно часто остроту зрения испытывали количеством Звёзд этого Созвездия, которые наблюдатель мог увидеть. Подобное испытание характерно и для некоторых народов Европы, в частности, греков.

В Японии Плеяды известны под именем субару, и если иероглиф, обозначающий Созвездие, был заимствован из китайской научной традиции, то само слово «субару» происходит от глагола субару — «быть собранными вместе».

В Китае Плеяды назывались мао и олицетворяли голову мифического Белого тигра Запада. В индуизме имя бога Карттикея означает «вознесённый Плеядами».

В западной астрологии Плеяды символизировали стойкость в печали и горести, и считались одной из неподвижных Звёзд. Они ассоциировались с кварцем и фенхелем. В индийской астрологии Плеяды были известны как Созвездие Криттики - «Рубящие». Плеяды также назывались Звездой огня, и, согласно Ведам, правил ими Агни, божество священного пламени. Это звёздное Скопление считается одним из наиболее значимых в индуизме, и ассоциируется с гневом и упорством.

В Танахе Плеяды предположительно обозначаются словом Кима (Амос 5:8) и практически всегда упоминаются наряду с Кесилем. Талмуд утверждает, что в Плеядах около ста Звёзд.

Алкиона является кратной Звездой. Ярчайший компонент Алкиона A — бело-голубой гигант. Компоненты 6-ой и 8-ой звёздной величины B и C принадлежат к Звёздам главной последовательности спектрального класса A0. Алкиона C является переменной Звездой типа δ Щита, её блеск меняется от +8,25^m до +8,30^m с периодом 1,13 часа. Алкиона D — бледно-жёлтый карлик класса F2 со звёздной величиной +8,7^m. Все четыре компонента системы прекрасно видны даже в небольшой телескоп.

Алкиона А принадлежит к классу Be-звёзд. Она быстро вращается вокруг своей оси (со скоростью 150-200 км/с, в 100 раз быстрее Солнца), что вызывает истечение вещества с экватора с образованием околозвёздного диска. В спектре Звезды присутствуют эмиссионные линии, возникающие при прохождении излучения через диск.

Альдебара́н — ярчайшая Звезда в Созвездии Тельца и одна из ярчайших Звезд на ночном небе. Название произошло от арабского слова al-dabarān, означающего «последователь» - Звезда на ночном небе совершает свой путь вслед за Плеядами. Из-за своего положения в голове Тельца, именовался Глаз Тельца (или, на латыни, Окулус Таури). Также известны названия Палилий и Лампарус. Визуально представляется, что Альдебаран является ярчайшим членом рассеянного звездного Скопления Гиады - ближайшего к Земле. Однако он расположен ближе Скопления на прямой между Землей и Гиадами и фактически является Звездой, просто проецирующейся на Скопление.

Альдебаран является Звездой спектрального класса, это означает, что цвет Звезды оранжевый, она принадлежит к нормальным гигантам. У него есть Звезда-компаньон (тусклый красный карлик класса M2 на расстоянии нескольких сотен а. е.). В настоящее время, сжигая в основном гелий, основной компонент системы расширился до размера приблизительно 5.3 × 10⁷ км, или около 38 диаметров Солнца. Спутник Hipparcos определил расстояние от Земли до Альдебарана в 65,1световых года, его светимость в 150 раз больше, чем солнечная. Принимая во внимание это расстояние и яркость, по видимому блеску 0,85 зв. вел. Альдебаран занимает 14 место. Это переменная Звезда с небольшой амплитудой блеска (около 0,2^m), тип переменности нерегулярный. В 1997г сообщалось о возможном существовании у него спутника - крупной Планеты (или небольшого коричневого карлика), с массой равной 11 массам Юпитера на расстоянии 1,35 а. е. Альдебаран легко найти на ночном небе — из-за его яркости и пространственной отнесённости к одному из наиболее заметных астеризмов на небе. Если мысленно соединить три Звезды Пояса Ориона слева направо (в северном полушарии) или справа налево (в южном), первая яркая Звезда, продолжающая воображаемую линию, будет Альдебаран. Последний раз сообщалось, что беспилотный космический аппарат Пионер-10 направляется в сторону Альдебарана. Если с ним ничего не случится по пути, он достигнет области Звезды примерно через 2 миллиона лет.

Гиа́ды (греч. Υάδες — «дождливые») — рассеянное звёздное Скопление в Созвездии Тельца, видимое невооружённым глазом. Ярчайшие Звёзды Скопления образуют фигуру, похожую на букву «V» вместе с оранжевым Альдебараном, ярчайшей Звездой Тельца. Сам Альдебаран в Скопление не входит, а только проецируется на Гиады. Гиады располагаются всего лишь в 150 световых годах от Земли и являются самым близким рассеянным звёздным Скоплением. Диаметр Гиад составляет 75 световых лет, центральная группа Звёзд Скопления занимает сферу диаметром примерно 10 световых лет. Согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела Скопления, его возраст составляет 625±50 миллионов лет. Скорее всего Гиады образовались из того же облака газа, что и Скопление Ясли. Гиады видимы невооружённым глазом, поэтому известны с доисторических времён. Они упоминались Гомером в 750 году до н. э. В Древней Греции Гиады вместе с Альдебараном выделялись, как астеризм и часто понимались, как отдельное Созвездие. Ныне в астрономии Гиады с Альдебараном также понимаются как астеризм, хотя в некоторых странах рассеянные звёздные Скопления (в том числе, и Гиады) не признаются астеризмами. Впервые Гиады были каталогизированы скорее всего Джованни Баттиста Годиерной в 1654 году. В 1908 году Льюис Босс первым показал, что Звёзды Гиад движутся вместе и имеют общее происхождение. Гиады были обозначены в звёздных картах Шарля Мессье, но не были включены в его известный каталог. Скопление получило своё название в честь Гиад из древнегреческой мифологии — пятерых дочерей Атланта, сводных сестёр Плеяд.

Ли́ра (лат. Lyra) — небольшое Созвездие северного полушария, лежащее между Геркулесом и Лебедем.

Самая яркая Звезда — Вега — имеет видимую звёздную величину и является второй по яркости (после Арктура) Звездой северного полушария. Вега один из углов Летнего треугольника, который образуют Звезды – Альтаир (Созвездие Орла), Денеб ( Созвездие Лебедя) и Вега.

Одна из интересных Звёзд — Шелиак, представляющая собой затменную переменную Звезду. Пульсирующая переменная Звезда Лиры дала название классу переменных Звёзд. Шелиак - кратная Звезда с четырьмя компонентами.

Древнее Созвездие. Включено в каталог звёздного неба Клавдия Птолемея «Альмагест». Лира — любимый музыкальный инструмент в Древней Греции и, очевидно, поэтому мифы называют целый ряд владельцев его прототипа: Арион, Орфей и Аполлон, получивший её от Гермеса.

Вега в переводе с арабского — «падающий коршун». Считали, что это коршун, которого Зевс послал похитить тело тартарианской нимфы Кампа у Бриарея, когда тот собирался принести её внутренности в качестве сакральной жертвы. В старинных атласах Лира часто изображается в когтях коршуна.

Ве́га — самая яркая Звезда в Созвездии Лиры, пятая по яркости Звезда ночного неба и вторая (после Арктура) — в северном полушарии, третья по яркости Звезда (после Сириуса и Арктура), которая может наблюдаться в России и ближнем зарубежье. Вега отстоит на 25,3 световых лет от Солнца и является одной из ярчайших Звёзд (наряду с Арктуром и Сириусом) в его окрестностях. Вега, иногда называемая астрономами «наверное, самой важной Звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной Звездой ночного неба. Она стала первой Звездой (после Солнца), которая была сфотографирована, а также первой Звездой, у которой был определён спектр излучения.

Вега — относительно молодая Звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, металличностью, то есть с малым содержанием элементов тяжелее гелия. Также Вега, возможно, является переменной Звездой, хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрах. Вега очень быстро вращается вокруг своей оси, на её экваторе скорость вращения достигает 274 км/с. Для сравнения, скорость вращения

на экваторе Солнца равна 7284 км/час, или чуть больше двух километров в секунду. Вега вращается в сто раз быстрее, в результате чего имеет форму эллипсоида вращения. Температура её фотосферы неоднородна: максимальная температура будет на полюсе Звезды, минимальная — на экваторе. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому она кажется яркой бело-голубой Звездой.

Основываясь на значении интенсивности инфракрасного излучения Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу о наличии вокруг Веги пылевого диска, который вращается вокруг неё и разогревается излучением Звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в Солнечной системе связан с поясом Койпера. Вега является прототипом так называемых «инфракрасных Звёзд» — Звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии Звезды. Эти Звёзды называются «Вега-подобные Звёзды». В последнее время в диске Веги были выявлены несимметричности, указывающие на возможное присутствие около Веги, по крайней мере, одной Планеты, размер которой может быть примерно равен размеру Юпитера. Один из разделов астрономии — астрофотография, или фотографирование через телескопы небесных объектов, стал развиваться в 1840 году, когда астроном Джон Уильям Дрэпер сфотографировал Луну с помощью дагеротипии. Первой сфотографированной Звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля 1850 года в обсерватории Гарвардского колледжа были сделан первый снимок Звезды. В 1872 году Генри Дрейпер получил первые (после Солнца) фотографии спектра Веги и впервые показал линии поглощения в этом спектре. В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих Звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса Звёзд. Позже эти линии были определены как линии водорода.

Расстояние до Веги может быть определено по её параллаксу относительно неподвижных Звёзд во время движения Земли по орбите вокруг Солнца.

Яркость Звезды, видимой с Земли, измеряется по стандартной логарифмической шкале. Это означает, что видимая звёздная величина уменьшается по мере роста яркости Звезды. Самые тусклые Звёзды, которые доступны наблюдению невооружённым глазом, имеют шестую звёздную величину, в то время как Сириус, ярчайшая Звезда неба, −1,47.

За точку отсчёта на этой шкале астрономы решили выбрать Вегу, её видимый блеск был принят за ноль. Таким образом, в течение многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время этот способ не используется, поскольку есть более точный способ: звёздная величина определяется непосредственно измерением количества света, поступающего от Звезды, с помощью фотометра. Однако и сейчас блеск Веги приближённо считается равным нулю. При определении видимого блеска Звёзд дополнительно применяются ультрафиолетовые, синие и жёлтые фильтры. Вега была одной из шести Звёзд, которая использовалась для установки первоначальных значений для этой фотометрической системы.

Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменчив. Изменения блеска были очень малы и поэтому длительное время астрономы не знали, является ли Вега переменной или постоянной Звездой — техника того времени была слишком несовершенна. Более поздние измерения, в 1981 году в обсерватории Дэвида Дунлапа показали такое же, как в 1930-х, слабое изменение блеска. После попытки отнести Вегу в какой-то конкретный класс переменных Звёзд было высказано предположение, что Вега совершает случайные низкоамплитудные пульсации. Это одна из категорий переменных Звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах Звезды. Однако переменность Веги по-прежнему спорна — другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу Звёзд, в котором допускается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенностью оборудования или систематическими ошибками в измерениях.