大陵五

大陵五（英語：Algol，/ˈælɡɒl/），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。 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。 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。 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。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。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。 在1667年，義大利天文學家傑米尼亞諾·蒙坦雷（英语：Geminiano Montanari）注意到大陵五的變化， 但直到一個多世紀后，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。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。 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。 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。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（英语：Astronomical Observatory (University of Illinois Urbana-Champaign)）的喬爾·斯特賓斯（英语：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。 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恒星；四十年後，這個猜想被發現是正確的。 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）。 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。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。 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天繞著軌道運行一次，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。 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。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。 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引起的。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强十倍，這些電波閃焰更强大，也更持久。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。 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（英语：Applegate mechanism）的數量級為ΔP/P ≈ 10−5。在大陵五的系統中，主星和伴星之間的質量傳輸很小，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。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。 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。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。 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）。英文的名稱「Demon Star」（惡魔之星）就是從這個名字直接翻譯。 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）將恆星的正確名稱標準化和建立目錄，並在2016年7月發布第一個公報，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。 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（英语：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）。儘管這兩個名詞是在同一個星座裡連在一起的，但喜帕恰斯和普林尼仍將它們獨立看待 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。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」，但這是錯誤的認知，而Dié Shī指的是在陵墓內的英仙座π。 從歷史上看，這顆恆星在各種文化中都與血腥和暴力有著密切的關聯。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。 科幻中的大陵五（英语：Stars_and_planetary_systems_in_fiction#Algol_(Beta_Persei)） Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. S2CID 18759600. arXiv:0708.1752 . doi:10.1051/0004-6361:20078357.  Ducati, J. R. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2002, 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.  Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013). VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 2009, 1: 02025. 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