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大陵五

天球赤道座標：星圖 03h 08m 10.1315s, +40° 57′ 20.332″
維基百科，自由的百科全書
大陵五（Algol）
大陵五在英仙座的位置（紅圈）
觀測資料
曆元 J2000
星座 英仙座
星官 大陵 （胃宿）
赤經 03h 08m 10.13245s[1]
赤緯 +40° 57′ 20.3280″[1]
視星等（V） 2.12[2] (- 3.39[3])
特性
光譜分類Aa1: B8V[4]
Aa2: K0IV[4]
Ab: A7m[4]
U−B 色指數−0.37[2]
B−V 色指數−0.05[2]
變星類型EA/SD[3]
天體測定
徑向速度 (Rv)3.7 km/s
自行 (μ) 赤經：2.99[1] mas/yr
赤緯：−1.66[1] mas/yr
視差 (π)36.27 ± 1.40[1] mas
距離90 ± 3 ly
(28 ± 1 pc)
天體測定
大陵五Aa1
絕對星等 (MV)−0.07[5]
天體測定
大陵五Aa2
絕對星等 (MV)2.9[5]
天體測定
大陵五Ab
絕對星等 (MV)2.3[5]
軌道[6]
主星大陵五Aa1
伴星大陵五Aa2
繞行週期 (P)2.867328日
半長軸 (a)0.00215"
偏心率 (e)0
傾斜角 (i)98.70°
升交點黃經 (Ω)43.43°
軌道[6]
主星大陵五A
伴星大陵五B
繞行週期 (P)680.168 日
半長軸 (a)0.09343"
偏心率 (e)0.227
傾斜角 (i)83.66°
升交點黃經 (Ω)132.66°
近心點 曆元 (T)2446927.22
近心點幅角 (ω)
(primary)		310.02°
詳細資料
大陵五Aa1
質量3.17 ± 0.21[6] M☉
半徑2.73 ± 0.20[6] R☉
表面重力 (log g)4.0[7]
亮度182[5] L☉
溫度13,000[7] K
自轉速度 (v sin i)49[8] km/s
年齡570[5] Myr
大陵五Aa2
質量0.70 ± 0.08[6] M☉
半徑3.48 ± 0.28[6] R☉
表面重力 (log g)3.5[7]
亮度6.92[5] L☉
溫度4,500[7] K
大陵五Ab
質量1.76 ± 0.15[6] M☉
半徑1.73 ± 0.33[6] R☉
表面重力 (log g)4.5[7]
亮度10.0[5] L☉
溫度7,500[7] K
其他命名
Algol、Gorgona、Gorgonea Prima、Demon Star、 El Ghoul、β Persei、β Per、26 Persei、BD+40°673、FK5 111、GC 3733、HD 19356、HIP 14576、HR 936、PPM 45864、SAO 38592
參考資料庫
SIMBAD資料

大陵五（英語：Algol，/ˈælɡɒl/）[9]，也就是英仙座β（β Persei，縮寫為Beta Per、β Per），俗稱為惡魔之星，是英仙座中一顆明亮的聚星，也是最早被發現不是新星的變星之一。

大陵五的三合星系統，包含大陵五Aa1、Aa2和Ab，其中最亮的是較熱也較大的主星Aa1，但是較冷也較黯淡的Aa2會規則的經過Aa1的前方，每次都會造成星食，使光度減弱而成為一對食聯星。因此，大陵五的視星等通常維持在2.1等，但是每2.87天中會規律的降至3.4等約10小時；而當較亮的星遮蔽較暗的星時，也會造成第二次星食，但非常的淺，只能以光電探測出來[10]。

大陵五是食聯星的代表，這一類型的變星就稱為大陵五型變星。

觀測史

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2009年8月12日的大陵五系統。這是CHART干涉儀這在近紅外H波段的1/2-毫米弧解像度的圖像。外觀被拉長的大陵五Aa2（標示為B）和圓形外觀的大陵五Aa1（標示為A）是真實的，而大陵五ab（標示為C）是人工製成的影像。
美國太空總署(NASA)的凌日系外行星巡天衛星（Transiting Exoplanet Survey Satellite，TESS）記錄的大陵五變光曲線。

大約3,200年前的古埃及幸運日和不幸日日曆，被認為是發現大陵五的最古老的歷史文獻[11][12][13]。

大陵五會與惡魔類的生物相關聯（在希臘傳統中是戈爾貢，在阿拉伯是食屍鬼），因此一般認為早在17世紀之前就知道它的光度會變化[14]。但除了古埃及的發現之外，沒有任何無可爭辯的證據證明這一點[15]。阿拉伯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲在他大約於西元965年出版的《恆星之書》("Book of Fixed Stars"）中，沒有提到任何恆星的變化[16]。

在1667年，意大利天文學家傑米尼亞諾·蒙坦雷（英語：Geminiano Montanari）注意到大陵五的變化[17]， 但直到一個多世紀後，英國業餘天文學家約翰·古德里克才提出了恆星變光的機制，其亮度變化的週期性才被認識到[18][19]。1783年5月，他向皇家學會提交了他的發現，認為週期性變化是由一個暗天體經過恆星前方引起的（或者恆星本身有一個週期性轉向地球的較暗區域）。他由於這份報告，被授予科普利獎章[20]。

1881年，哈佛天文學家愛德華·皮克林提出了證據，證明大陵五實際上是食聯星[21]。 幾年後，在1889年，波茨坦天文學家赫爾曼·卡爾·沃格爾在大陵五的光譜中發現了週期性的都卜勒頻移，推斷出這個聯星系統有徑向速度的變化[22]。因此，大陵五成為最早知道的光譜聯星之一。伊利諾伊大學天文台（英語：Astronomical Observatory (University of Illinois Urbana-Champaign)）的喬爾·斯特賓斯（英語：Joel Stebbins]]]）使用早期的硒電池光度計對這顆變星進行了首次的光電研究。光度曲線顯示出了第二極小值和兩顆恆星之間的反射效應[23]。 在解釋觀測到的光譜特徵方面的一些困難，導致了一種推測，即系統中可能存在第三顆恆星；四十年後，這個猜想被發現是正確的[24]。

在2020和2021的大陵五星食[25][26]
日期 時間
2020年10月1日 21:05
2020年11月1日 19:01
2020年12月3日 08:00
2021年1月3日 21:01
, 2021年2月1日 14:03
2021年3月1日 09:27
2021年4月2日 18:29
2021年5月1日 10:40
2021年6月1日 23:38
2021年7月3日 12:35
2021年8月1日 04:41
2021年9月1日 17:35
2021年10月3日 06:30
2021年11月3日 19:27
2021年12月2日 11:36

列出的是每個月的第一次星食日期和時間；表中用的時間都是世界時（UT）。 大陵五Aa2食大陵五Aa1的週期是2.867321日（2日20小時49分）；因此，在每一個日期和時間上新增上述的日期和時間，就可以得到下一次的星食。例如，1月3日21:01星食的後續星食是1月6日17:50、1月9日14:39，然後是1月12日12:28，依序類推（所有時間都是近似值）。

恆星系統

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大陵五Aa2繞行大陵五Aa1的軌道。這幅動畫是依據CHART干涉儀在近紅外線波段拍攝的55張影像，依據其軌道相位排序製作的。但由於某些相位階段的資料不足，Aa2在軌道路徑上的這些位置會跳轉。
interpolation
以Aa1為焦點，Aa2插入在軌道上的位置。

大陵五是一個多星系統，有三顆確認的恆星和兩顆疑似的恆星成員[27]。從地球的位置來看，因為Aa1和Aa2的軌道平面朝向地球的視線傳播的方向上，因此成為食雙星。這對食聯星之間的距離只有0.062天文單位；第三顆星（大陵五AB）與這一對的平均距離是2.69天文單位，彼此互繞的軌道週期是681地球日。系統的總質量是5.8太陽質量，Aa1、Aa2和AB的質量比約為4.5：1：2之間。

在過去，明亮的這三顆星被稱為大陵五A、B和C（英仙座βA、B和C），現在有時仍然這樣稱呼它們。在華盛頓雙星目錄將它們登錄為Aa1、Aa2和Ab，還有兩顆相距大約1弧分的暗星稱為B和C。另外還有5顆微弱的恆星也被列為伴星[28]。

這對緊密的聯星由一顆B8主序星和一顆質量小得多的K0次巨星組成，後者被質量較大的主星高度扭曲。這兩顆恆星每2.9天繞着軌道運行一次，並經歷星食，導致大陵五的亮度發生變化。第三顆恆星是一顆A型或F型主序星，每680天圍繞這兩顆恆星運行一次。它被歸類為金屬線星，但現在對此仍有疑義[29][30]。

對大陵五的研究，導出了恆星演化理論中的大陵五佯謬：雖然聯星的成員是同時形成，並且質量大的恆星演化得會比質量小的快；但在大陵五的系統，質量較大的大陵五Aa1仍然是主序星，質量較小的大陵五Aa2已經演化至更後期的次巨星階段。這個佯謬可以通過質量傳輸來解決：當質量較大的恆星成為次巨星時，它填補了系統的洛希瓣，於是大部分的質量被轉移到仍然是在主序星的另一顆恆星。在一些類似大陵五的聯星系統中，可以觀察到氣體的流動[31]。使用都卜勒層析成像獲得了大陵五主星和伴星之間的氣流影像[32][33]。

這個系統也顯示X射線和無線電的閃焰[34]。X射線的閃焰被認為是A和B之間的質量傳輸產生磁場的交互作用引起的[35]。電波閃焰可能是由類似於太陽黑子的磁迴圈產生的，但由於這些恆星的磁場比太陽的磁場強十倍，這些電波閃焰更強大，也更持久[36][37]。萊斯特（Lestrade）和合作作者使用特長基線測量確認大陵五的伴星是電波發射源[38]。

伴星色球層活躍的磁循環活動誘導其迴轉半徑的變化，而迴轉半徑又與軌道週期變化相關聯，通過阿普爾蓋特機制（英語：Applegate mechanism）的數量級為ΔP/P ≈ 10−5[39]。在大陵五的系統中，主星和伴星之間的質量傳輸很小[40]，但可能是其它大陵五型聯星週期變化的重要來源。

大陵五距離太陽約92.8光年，但大約730萬年前，它曾以9.8光年的距離經過太陽系[41]。當時其視星等約為 − 2.5等，比現在的天狼星（視星等 -1.46）明亮得多。因為大陵五系統的總質量約為5.8太陽質量，在最接近的情況下，可能已經提供了足夠的引力，對太陽系的歐特雲造成擾動，從而增加了進入內太陽系的彗星數量。然而，淨彗星碰撞的實際增加被認為是相當小的[42]。 這個系統也顯示X射線和無線電的閃焰。X射線的閃焰被認為是A和B之間的質量傳輸產生磁場的交互作用造成[43]。無線電閃焰可能是類似於太陽黑子的磁場迴圈產生的，但因為這些恆星的磁場比太陽強10倍以上，因此這些無線電閃焰更強大，也更持久[44]。

名稱

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大陵五在拜耳命名法的名稱是英仙座β（Beta Persei）。「Algol」則是源自阿拉伯語「رأس الغول‎」（raʾs al-ghūl）：食人魔（al-ghūl）的頭（raʾs）（參見食屍鬼）[45]。英文的名稱「Demon Star」（惡魔之星）就是從這個名字直接翻譯[46]。

在2016年，國際天文學聯合會組織的IAU恆星名稱工作組（Working Group on Star Names，WGSN）[47]將恆星的正確名稱標準化和建立目錄，並在2016年7月發佈第一個公報[48]，包括WSGN核准的前兩批名稱的表格，就包括大陵五這顆星的名稱：Algol。它已經列入IAU的恆星名稱目錄中[49]。

在希伯來的民間傳說中，大陵五稱為Rōsh ha Sāṭān或"Satan's Head"（"撒旦的頭"），正如Edmund Chilmead（英語：Edmund Chilmead）所說，他稱之為"惡魔的頭"或Rosch hassatan。大陵五的拉丁名稱從16世紀被稱為Caput Larvae（卡普特幼蟲）或"the Spectre's Head"（幽靈的頭）[46]。儘管這兩個名詞是在同一個星座裏連在一起的，但喜帕恰斯和普林尼仍將它們獨立看待[46]

在中國，大陵的意思是陵墓，指的是包含英仙座β（大陵五）、英仙座9、英仙座τ、英仙座ι、英仙座κ、英仙座ρ、英仙座16和英仙座12這8顆星。因此，英仙座β就是大陵五：陵墓的第五顆星[50]。依據R.H. Allen的說法，這顆星的名字很嚴峻，稱為「疊屍」Tseih She （Dié Shī），意思是「堆積的屍體」[46]，但這是錯誤的認知，而Dié Shī指的是在陵墓內的英仙座π[51]。

文化意涵

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英仙座和戈爾貢（蛇髮三姊妹）頭部最亮的大陵五
約翰·赫維留，Uranographia, 1690

從歷史上看，這顆恆星在各種文化中都與血腥和暴力有着密切的關聯。2世紀的亞歷山大天文學家托勒密所寫的占星術書占星四書中，大陵五與被斬首導致死亡的蛇髮魔女連繫在一起，被稱做英仙座的戈耳工：反映了英雄帕修斯戰勝蛇髮梅杜莎的神話[52]。

相關條目

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參考資料

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外部連結

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英文維基文庫中的《1911年版大英百科全書》條目：Algol


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