Ascensión recta	03 : 47.0 (h:m)
Declinación	+24 : 07 (gr:m)
Distancia	0.38 (a.l.)
Visual (magnitud...)	1.6 (mag)
Dimensión aparente	110.0 (arc min)

Las Pléyades están entre los objetos más antiguos conocidos. Al menos, 6 de sus miembros son visibles a simple vista, mientras que, con condiciones un poco mejores, el número de visibles a simple vista es de nueve, y con cielos muy oscuros se pueden observar más de doce estrellas (Vehrenberg, en su Atlas of Deep Sky Splendors, menciona que, en 1579, bastante antes del invento del telescopio, el astrónomo Moestlin dibujó  correctamente la posición de 11 estrellas de las Pléyades, y Kepler hace anotaciones de hasta 14 de ellas). De acuerdo con Kenneth Glyn Jones, la más antigua referencia que se conoce de este cúmulo es de Hesíodo, sobre el 1000 a.C. (según  Burnham, en aquellos tiempos existía una relación con las estaciones agrícolas ). Homero las cita en su  Odisea, y la Biblia hace tres referencias a las Pléyades.

Las Pléyades se denominan también las "Siete hermanas" y según la mitología griega siete hermanas y sus padres.... En japonés su nombre es "Subaru", del cual ha derivado el nombre de una marca de coches. En la antigua Europa (Ingleses y alemanes) se les compara con "la gallina y sus pollitos". Otras culturas aportan más y  otros puntos de vista de este cúmulo observable a ojo desnudo. Los astrónomos de la antigua Grecia Eudoxus de Knidos ( 403-350 a.C.) y  Aratos de Phainomena (270 a.C.) las citaron como una constelación propia: Las Agrupadas.  Esta forma de denominarlas es citada también por Admiral Smyth en su Bedford Catalog.

Burnham indica que el nombre de "Pléyades" puede venir del equivalente en griego de  "navegar", o de la palabra "pleios" que significa "lleno", "pleno" o "mucho". Sin embargo este autor prefiere creer el la teoría de que el nombre procede de la madre mitológica, Pleione, que además es el nombre de una de sus más brillantes estrellas.

La mitología griega indica que las estrellas visibles del cúmulo tienen de nombre el de las siete hijas del 'padre' Atlas y 'madre' Pleione: Alcyone, Asterope (estrella doble), Electra, Maia, Merope, Taygeta y Celaeno. Bill Arnett ha elaborado  mapa de las Pléyades con el nombre de sus estrellas principales; vea también nuestro mapa de las Pléyades.

Los métodos de observación modernos han revelado que existen al menos 500 estrellas, más tenues, dentro del cúmulo de las Pléyades, abarcando unos 2º (cuatro veces el diámetro de la luna llena). Su densidad es muy baja comparada con otros cúmulos abiertos. Esta es la razón por la cual la antigüedad del cúmulo se cree que es muy baja (ver después).

Las fotografías de larga exposición y también las de corta focal, (en comparación con su apertura, como las de telescopios de 'campo ancho' de muy buena calidad y binoculares muy buenos), revelan que las Pléyades están inmersas en un material nebuloso, obvio en nuestra imagen, que fue tomada pro  David Malin con el telescopio de UK Schmidt, (con copyright del Real Observatorio de Edimburgo) y en la imagen del Anglo-Australian Observatory. Más información de esta imagen está disponible.

Las nebulosas de las Pléyades son azuladas, lo que indica que son nebulosas de reflexión, y reflejan las luz de las estrellas brillantes situadas en sus cercanías. La más brillante de estas nebulosas, la que rodea a Merope, fue descubierta el 19 de Octubre de 1859 por Ernst Wilhelm Leberecht (Wilhelm) Tempel en Venecia (Italia) con un refractor de 4 pulgadas. Leos Ondra ha escrito la  biografía de Wilhelm Tempel disponible online junto con un dibujo de la nebulosa de Merope, y ha agradecido el que se incluya en esta página. La que rodea a Alcyone se descubrió en 1875, y las nebulosas de Electra, Celaeno y Taygeta en 1880. Toda la complejidad de las nebulosas de las Pléyades se puso de manifiesto con las primeras astrofotografías, como las de los hermanos Henry en Paris e Isaac Roberts en Inglaterra, entre los años 1885 y 1888. El análisis de los espectros de las nebulosas de las Pléyades, realizado por Vesto M. Slipher en 1912, reveló sus naturaleza de nebulosas de reflexión ya que sus espectros son copias exactas de las estrellas que las iluminan.

Más información se puede encontrar en nuestra tabla de las principales estrellas de las Pléyades y de la nebulosa correspondiente con los números de los catálogos.

De acuerdo con los nuevos cálculos publicados por un equipo de Ginebra, G. Meynet, J.-C. Mermilliod, y A. Maeder en Astron. Astrophys. Suppl. Ser.98, 477-504, 1993, la edad de las Pléyades es de unos 100 millones de años. Esta edad es considerablemente mayuor que la "oficialista" que es de 60--80 millones de años (ej: el Sky Catalog 2000 indica  78 millones de años). Se ha calculado que a las Pléyades les quedan unos 250 millones de años como cúmulo (Kenneth Glyn Jones); despues de este tiempo cada estrella seguirá su propio camino esparciendose en estrellas individuales o múltiples.

La distancia al cúmulo de las Pléyades ha sido determinado de nuevo por medidas directas basadas en paralaje, realizadas por el satélite astrométrico Hipparcos, de la ESA. Según esas medidas, las Pléyades están a una distancia de 380 años luz, (antes se estimaba en 408 años luz). Este nuevo valor va a requerir un análisis adicional de por qué las estrellas de las Pléyades tienen una magnitud comparativamente pequeña para la distancia a la que están.

La clasificación de Trumpler cataloga las Pléyades como cúmulo II,3,r (Trumpler, de acuerdo con Kenneth Glyn Jones) o I,3,r,n (Götz y Sky Catalog 2000), lo que significa que este cúmulo tiene un aspecto aislado, fuerte o moderadamente concentrado hacia su centro, sus estrellas están repartidas en un amplio rango de magnitudes de brillo y tiene muchas estrellas (tiene más de 100 miembros).

Algunas de las estrellas de las Pléyades están rotando rápidamente, a velocidades de 150 a 300 Km/s en sus superficies, lo que es muy común en estrellas de la secuencia principal de cierto tipo de espectro (A-B). Debido a esta rotación deben ser esferoides (oblongos) en vez de cuerpos esféricos. esta rotación se detecta debido a que tiende a enchanchar y difuminar las líneas del espectro de absorción en función de la velocidad radial de la estrella, apreciándose que un lado de la superficie se acerca a nosotros y otro se aleja. El ejemplo más evidente de rotación rápida es este cúmulo es Pleione, que, además, varía en brillo entre las magnitudes 4.77 y 5.50 (Kenneth Glyn Jones). Esta estrella fue observada espectroscópicamente entre los años 1938 y 1952, Pleione ha arrojado una capa, (concha), de gas debido a su rotación, como se indicó por O. Struve.

Cecilia Payne-Gaposhkin indica que en las Pléyades hay algunas estrellas enanas blancas  (WD). Estas estrellas Wd plantean un problema de evolución estelar: ¿ Cómo es pueden haber enanas blancas en un cúmulo tan joven ?. Debido a que no hay solo una, es seguro que esas estrellas pertenecen al cúmulo desde el principio y no son estrellas capturadas por el cúmulo (algo que además no funciona mucho en cúmulos abiertos). Según la teoría de evolución estelar se deduce que las enanas blancas no tienen masas mayores a 1.4 masas solares (límite de Chandrasekhar), ya que si no colapsarían debido a su propia gravedad; pero las estrellas de baja masa evolucionan muy lentamente y les lleva miles de millones de años en llegar a su estado final, (muy lejos de los 100 millones de años que es la edad del cúmulo de las Pléyades).

La única explicación posible es que esas WD fueron en su momento muy masivas, pero por alguna razón, (como fuertes vientos estelares, pérdidas de masa en sus vecinas cercanas o rápida rotación), han perdido la mayor parte de su masa. Posiblemente, han, en consecuencia, perdido un considerable porcentaje de su masa en una nebulosa planetaria. De todas formas, las estrellas finales, (lo que fue el núcleo de las estrella inicial), deben tener una masa por debajo del límite de  Chandrasekhar para que, así, permanezcan en un estado de enana blanca estable, que es lo que ahora se observa.

Las últimas observaciones de las Pléyades, desde 1995, han puesto en evidencia a candidatos a tipo exóticos de estrellas, o cuerpos cuasi-estelares, llamados enanas marrones. Estos, hasta ahora, hipotéticos objetos tienen una masa intermedia entre los planetas gigantes, (como Júpiter), y la estrellas pequeñas: (La teoría estelar indica que las estrellas más pequeñas deben tener una masa de al menos 6.7 por ciento de la masa de nuestro Sol, lo que implica 60 a 70 veces la de Júpiter). Estos cuerpo, (enanas marrones), se estiman tienen entre 10 y 60 veces la masa de Júpiter. Se cree que pueden ser vistos en el infrarrojo, teniendo un diámetro más o menos como el de Júpiter (143,000 km), y una densidad de 10 a 100 veces las de este planeta, ya que la fuerte gravedad les comprime contra sí mismo muy fuertemente.

Como las Pléyades están situadas muy cerca de la eclíptica (a cuatro grados), las ocultaciones de este cúmulo por la Luna son muy frecuentes. Es un espectáculo recomendable a los aficionados con equipos de bajo coste, (realmente, se puede observar a simple vista, pero con el más mínimo instrumento astronómico, como unos prismáticos o un pequeño telescopio,  incrementarán la belleza de lo observado). Cuando esto ocurre se ve la relación entre el tamaño de la Luna y el cúmulo: Burnham indica que la Luna puede entrar "en el cuadrángulo formado por " Alcyone, Electra, Merope y Taygeta (Maia, y posiblemente Asterope, quedarían ocultos en esta situación). Los planetas pasan, también, a veces, entre las Pléyades, originando interesantes situaciones dignas de observar.
 

Página de fotos de M45 de Bill Arnett  , página de información.
Como se mencionó en la descripción de la  Nebulosa de Orión M42, es un poco raro que Messier incluyera las Pléyades (junto con la nebulosa de Orión M42/M43 y el  Cúmulo del pesebre M44) en su catálogo y debiera ser  un tema de discusión del por qué.

Última traducción por R. Becerra: 30 Dic. 1999, basado en la modificación en inglés de:  20 Nov. 1997, 22:10 MET