大陵五

大陵五（Algol，l），也就是英仙座β（β Persei，缩写为Beta Per、β Per），俗称为恶魔之星，是英仙座中一颗明亮的聚星，也是最早被发现不是新星的变星之一。
大陵五的三合星系统，包含大陵五Aa1、Aa2和Ab，其中最亮的是较热也较大的主星Aa1，但是较冷也较黯淡的Aa2会规则的经过Aa1的前方，每次都会造成星食，使光度减弱而成为一对食联星。因此，大陵五的视星等通常维持在2.1等，但是每2.87天中会规律的降至3.4等约10小时；而当较亮的星遮蔽较暗的星时，也会造成第二次星食，但非常的浅，只能以光电探测出来。
大陵五是食联星的代表，这一类型的变星就称为大陵五型变星。

**观测史**
2-毫米弧解析度的图像。外观被拉长的大陵五Aa2（标示为B）和圆形外观的大陵五Aa1（标示为A）是真实的，而大陵五ab（标示为C）是人工制成的影像。
美国国家航空暨太空总署(NASA)的凌日系外行星巡天卫星（Transiting Exoplanet Survey Satellite，TESS）记录的大陵五变光曲线。
大约3,200年前的古埃及幸运日和不幸日日历，被认为是发现大陵五的最古老的历史文献。
大陵五会与恶魔类的生物相关联（在希腊传统中是戈尔贡，在阿拉伯是食尸鬼），因此一般认为早在17世纪之前就知道它的光度会变化。但除了古埃及的发现之外，没有任何无可争辩的证据证明这一点。阿拉伯天文学家阿卜杜勒-拉赫曼·苏菲在他大约于西元965年出版的《恒星之书》("Book of Fixed Stars"）中，没有提到任何恒星的变化。
在1667年，义大利天文学家 Geminiano Montanari 注意到大陵五的变化， 但直到一个多世纪后，英国业余天文学家约翰·古德里克才提出了恒星变光的机制，其亮度变化的周期性才被认识到。1783年5月，他向皇家学会提交了他的发现，认为周期性变化是由一个暗天体经过恒星前方引起的（或者恒星本身有一个周期性转向地球的较暗区域）。他由于这份报告，被授予科普利奖章。
1881年，哈佛天文学家爱德华·皮克林提出了证据，证明大陵五实际上是食联星。 几年后，在1889年，波茨坦天文学家赫尔曼·卡尔·沃格尔在大陵五的光谱中发现了周期性的都卜勒频移，推断出这个联星系统有径向速度的变化。因此，大陵五成为最早知道的光谱联星之一。Astronomical Observatory (University of Illinois Urbana-Champaign)的Joel Stebbins使用早期的硒电池光度计对这颗变星进行了首次的光电研究。光度曲线显示出了第二极小值和两颗恒星之间的反射效应。
在解释观测到的光谱特征方面的一些困难，导致了一种推测，即系统中可能存在第三颗恒星；四十年后，这个猜想被发现是正确的。
列出的是每个月的第一次星食日期和时间；表中用的时间都是世界时（UT）。
大陵五Aa2食大陵五Aa1的周期是2.867321日（2日20小时49分）；因此，在每一个日期和时间上新增上述的日期和时间，就可以得到下一次的星食。例如，1月3日21:01星食的后续星食是1月6日17:50、1月9日14:39，然后是1月12日12:28，依序类推（所有时间都是近似值）。

**恒星系统**
CHART干涉仪在近红外线波段拍摄的55张影像，依据其轨道相位排序制作的。但由于某些相位阶段的资料不足，Aa2在轨道路径上的这些位置会跳转。 以Aa1为焦点，Aa2插入在轨道上的位置。 
大陵五是一个多星系统，有三颗确认的恒星和两颗疑似的恒星成员。从地球的位置来看，因为Aa1和Aa2的轨道平面朝向地球的视线传播的方向上，因此成为食双星。这对食联星之间的距离只有0.062天文单位；第三颗星（大陵五AB）与这一对的平均距离是2.69天文单位，彼此互绕的轨道周期是681地球日。系统的总质量是5.8太阳质量，Aa1、Aa2和AB的质量比约为4.5：1：2之间。
在过去，明亮的这三颗星被称为大陵五A、B和C（英仙座βA、B和C），现在有时仍然这样称呼它们。在华盛顿双星目录将它们登录为Aa1、Aa2和Ab，还有两颗相距大约1弧分的暗星称为B和C。另外还有5颗微弱的恒星也被列为伴星。
这对紧密的联星由一颗B8主序星和一颗质量小得多的K0次巨星组成，后者被质量较大的主星高度扭曲。这两颗恒星每2.9天绕着轨道运行一次，并经历星食，导致大陵五的亮度发生变化。第三颗恒星是一颗A型或F型主序星，每680天围绕这两颗恒星运行一次。它被归类为金属线星，但现在对此仍有疑义。
对大陵五的研究，导出了恒星演化理论中的大陵五佯谬：虽然联星的成员是同时形成，并且质量大的恒星演化得会比质量小的快；但在大陵五的系统，质量较大的大陵五Aa1仍然是主序星，质量较小的大陵五Aa2已经演化至更后期的次巨星阶段。这个佯谬可以通过质量传输来解决：当质量较大的恒星成为次巨星时，它填补了系统的洛希瓣，于是大部分的质量被转移到仍然是在主序星的另一颗恒星。在一些类似大陵五的联星系统中，可以观察到气体的流动。使用都卜勒层析成像获得了大陵五主星和伴星之间的气流影像。
这个系统也显示X射线和无线电的闪焰。X射线的闪焰被认为是A和B之间的质量传输产生磁场的交互作用引起的。电波闪焰可能是由类似于太阳黑子的磁回圈产生的，但由于这些恒星的磁场比太阳的磁场强十倍，这些电波闪焰更强大，也更持久。莱斯特（Lestrade）和合作作者使用特长基线测量确认大陵五的伴星是电波发射源。
伴星色球层活跃的磁循环活动诱导其回转半径的变化，而回转半径又与轨道周期变化相关联，通过Applegate mechanism的数量级为P ≈ 10−5。在大陵五的系统中，主星和伴星之间的质量传输很小，但可能是其它大陵五型联星周期变化的重要来源。
大陵五距离太阳约92.8光年，但大约730万年前，它曾以9.8光年的距离经过太阳系。当时其视星等约为 − 2.5等，比现在的天狼星（视星等 -1.46）明亮得多。因为大陵五系统的总质量约为5.8太阳质量，在最接近的情况下，可能已经提供了足够的引力，对太阳系的欧特云造成扰动，从而增加了进入内太阳系的彗星数量。然而，净彗星碰撞的实际增加被认为是相当小的。
这个系统也显示X射线和无线电的闪焰。X射线的闪焰被认为是A和B之间的质量传输产生磁场的交互作用造成。无线电闪焰可能是类似于太阳黑子的磁场回圈产生的，但因为这些恒星的磁场比太阳强10倍以上，因此这些无线电闪焰更强大，也更持久。

**名称**
大陵五在拜耳命名法的名称是英仙座β（Beta Persei）。「Algol」则是源自阿拉伯语「رأس الغول」（raʾs al-ghūl）：食人魔（al-ghūl）的头（raʾs）（参见食尸鬼）。英文的名称「Demon Star」（恶魔之星）就是从这个名字直接翻译。
在2016年，国际天文学联合会组织的IAU恒星名称工作组（Working Group on Star Names，WGSN）将恒星的正确名称标准化和建立目录，并在2016年7月发布第一个公报，包括WSGN核准的前两批名称的表格，就包括大陵五这颗星的名称：Algol。它已经列入IAU的恒星名称目录中。
在希伯来的民间传说中，大陵五称为Rōsh ha Sāṭān或"Satan's Head"（"撒旦的头"），正如Edmund Chilmead所说，他称之为"恶魔的头"或Rosch hassatan。大陵五的拉丁名称从16世纪被称为Caput Larvae（卡普特幼虫）或"the Spectre's Head"（幽灵的头）。尽管这两个名词是在同一个星座里连在一起的，但喜帕恰斯和普林尼仍将它们独立看待
在中国，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这8颗星。因此，英仙座β就是大陵五：陵墓的第五颗星。依据R.H. Allen的说法，这颗星的名字很严峻，称为「叠尸」Tseih She （Dié Shī），意思是「堆积的尸体」，但这是错误的认知，而Dié Shī指的是在陵墓内的英仙座π。

**文化意涵**
从历史上看，这颗恒星在各种文化中都与血腥和暴力有着密切的关联。2世纪的亚历山大天文学家托勒密所写的占星术书占星四书中，大陵五与被斩首导致死亡的蛇发魔女连系在一起，被称做英仙座的戈耳工：反映了英雄帕修斯战胜蛇发梅杜莎的神话。

**相关条目**
  Stars_and_planetary_systems_in_fiction#Algol_(Beta_Persei)

**参考资料**

**外部连结**
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