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来自美国宇航局的开普勒航天器的此图片显示了在K2任务的竞选4期间拍摄的Pleiades Star集群成员。群集中的两个电荷耦合器件（CCD）中的两个延伸，构成开普勒的95万像素摄像头。集群中最亮的星星 - alcyone，地图集，电子，Maia，Merope，Taygeta和Pleione - 肉眼可见。开普勒没有设计，看看明星的星星;它们使相机饱和，导致图像中的长尖峰和其他人工制品。尽管这种严重的图像退化，但新技术使天文学家能够在近三个月内观察到它们时仔细测量这些恒星的亮度变化。
使用一种新算法来增强光滑空间望远镜的观测，天文学家提供了普利奥德星集群的最详细研究。
七个姐妹，因为他们古希腊人所知，现在已知现代天文学家作为佩莱斯之星集群 - 一系列恒星可见，并被世界各地的文化研究成千上万年。现在，奥胡斯大学恒星天体物理学中心的蒂姆白天博士及其丹麦和国际天文学家团队已经展示了一种强大的新技术，用于观察这些明星，这些技术通常太亮，无法通过高性能望远镜看看。他们的工作在皇家天文学会的每月通知中发表。
使用新算法在其K2任务中加强了开普勒空间望远镜的观测，该团队尚未对这些星星的可变性进行最详细的研究。诸如开普勒的卫星被设计为通过寻找亮度的垂直恒星来搜索行星，因为行星在前面的范围内，也可以进行阳光震动学，研究恒星的结构和演化，呈现出亮度的变化。
因为开普勒的使命旨在一次看数千颗弱恒星，所以一些最亮的星星实际上是太亮的观察。以照相机探测器的点处的光束瞄准来自明星的光束将导致星形图像的中心像素饱和，这导致恒星的总亮度的测量中非常显着的精度损失。这是相同的过程，导致普通数码相机上的动态范围丢失，这在同一曝光中无法看到微弱和明亮的细节。
“用开普勒观察明亮星的解决方案结果表明是相当简单的，”威廉博士蒂姆白博士说。“我们主要关注亲属，而不是绝对的，亮度的变化。我们可以通过附近的不饱和像素测量这些变化，并完全忽略饱和区域。“
但卫星运动的变化和探测器中的轻微缺陷仍然可以隐藏恒星变异性的信号。为了克服这一点，作者开发了一种重量每个像素的贡献的新技术，以找到禁止乐器效应的右平衡，揭示了真正的恒星变异性。这种新方法已被命名为Halo测光，这是一个简单而快速的算法作者作为自由开源软件发布。
每个星的独特亮度波动显示其物理性质的线索，例如它们的尺寸和旋转速率。佩尔西亚的大多数明亮的恒星是一种称为缓慢脉动的B星的可变星星，但是Maia是不同的，并且显示出一个大化学品斑的证据，随着星的旋转，十天旋转。
七颗星中的大多数都被揭示为缓慢脉动的B恒星，一类可变星星，其中明星的亮度随着天长的时间而变化。这些脉动的频率是探索这些恒星的核心中的一些不良过程的关键。
第七颗星，Maia，不同：它在10天的常规期内变化。以前的研究表明，Maia属于一类具有异常表面浓度的一些化学元素如锰的恒星。为了看看这些东西是否相关，采用赫兹斯普隆宋望远镜采取了一系列光谱观测。
“我们所看到的是，开普勒看到的亮度变化与Maia的大气层中锰吸收强度的变化，”恒星天体物理学的工作和助理教授共同作者维多利亚安托科博士说奥胡斯大学中心。“我们得出结论，变化是由星形表面上的大型化学点引起的，因为星星旋转了十天的恒星。”
“六十年前，天文学家认为他们可以在Maia看到有变化，几个小时内，这是他们称之为”Maia变量“的全新的变量明星中的第一个，”白人说：“但我们的新观察表明Maia本身并不是一个Maia变量！“
在本研究中没有检测到外部化学途径的迹象，但作者表明，他们的新算法可以获得所需的精确度，以便进行开放者和未来的空间望远镜，例如过度的外延调查卫星（TESS）来检测横向恒星的行星作为我们邻近的星星中心。这些附近的明亮的明星是未来任务和设施的最佳目标，如詹姆斯韦布斯太空望远镜，这是由于2018年底推出。
Pleiades Star Cluster是一个美丽而熟悉的景象，如来自第二次帕洛马尔天文台天空调查的这张照片中所见。美国宇航局的开普勒太空望远镜旨在看淡淡的恒星，所以拍摄的镜片拍摄的图像由于相机被最亮的星星饱和而展示了长尖峰。尽管图像劣化，但近三个月内的开夹的连续观察使天文学家能够在每个星的亮度中找到波动。
出版物：“超越了开普勒/ k2明亮的限制：七个最耀眼的明星的可变性”，t.r.白色，B.J.S.教皇，V.Antoci等人。，皇家天文协会的每月通知（2017年）471（3）：2882-2901（DOI：10.1093 / mnras / stx1050）。
