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。



觀測史

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・蒙坦雷注意到大陵五的變化， 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。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的喬爾・斯特賓斯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恆星；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）。



恆星系統

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強十倍，這些電波閃焰更強大，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。



名稱

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 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。



文化意涵

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。



相關條目


* 科幻中的大陵五



參考資料



外部連結


* HD 19356 -- Eclipsing binary of Algol type. SIMBAD. [2006-07-31] （英語）.

* Beta Persei (Algol). AAVSO. January 1999 [2006-07-31]. （原始內容存檔於 2007-04-05） （英語）.

* The Horror-Scope of Algol. Skyscript. July 2005 [2006-07-31]. （原始內容存檔於 2015-05-08） （英語）.

* Kaler, Jim. Algol (Beta Persei). Stars. [2006-06-08]. （原始內容存檔於 2006-06-17） （英語）.

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* 4C02517. ARICNS. 1998-03-04 [2006-07-31]. （原始內容存檔於 2006-02-10）.

* Algol. Alcyone ephemeris. [2006-06-08]. （原始內容存檔於 2015-05-26）.

* Bezza, Giuseppe. Al-ghûl, the ogre. Translated by Daria Dudziak. Cielo e Terra. [2006-06-08]. （原始內容存檔於 2006-06-20）.