大陵五

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大陵五（Algol）
大陵五在英仙座的位置（红圈）
观测资料
历元 J2000
星座 英仙座
星官 大陵 （胃宿）
赤经 03h 08m 10.13245s[1]
赤纬 +40° 57′ 20.3280″[1]
视星等（V） 2.12[2] (- 3.39[3])
特性
光谱分类Aa1: B8V[4]
Aa2: K0IV[4]
Ab: A7m[4]
U−B 色指数−0.37[2]
B−V 色指数−0.05[2]
变星类型EA/SD[3]
天体测定
径向速度 (Rv)3.7 km/s
自行 (μ) 赤经：2.99[1] mas/yr
赤纬：−1.66[1] mas/yr
视差 (π)36.27 ± 1.40[1] mas
距离90 ± 3 ly
(28 ± 1 pc)
天体测定
大陵五Aa1
绝对星等 (MV)−0.07[5]
天体测定
大陵五Aa2
绝对星等 (MV)2.9[5]
天体测定
大陵五Ab
绝对星等 (MV)2.3[5]
轨道[6]
主星大陵五Aa1
伴星大陵五Aa2
绕行周期 (P)2.867328日
半长轴 (a)0.00215"
偏心率 (e)0
倾斜角 (i)98.70°
升交点黄经 (Ω)43.43°
轨道[6]
主星大陵五A
伴星大陵五B
绕行周期 (P)680.168 日
半长轴 (a)0.09343"
偏心率 (e)0.227
倾斜角 (i)83.66°
升交点黄经 (Ω)132.66°
近心点 历元 (T)2446927.22
近心点幅角 (ω)
(primary)		310.02°
详细资料
大陵五Aa1
质量3.17 ± 0.21[6] M☉
半径2.73 ± 0.20[6] R☉
表面重力 (log g)4.0[7]
亮度182[5] L☉
温度13,000[7] K
自转速度 (v sin i)49[8] km/s
年龄570[5] Myr
大陵五Aa2
质量0.70 ± 0.08[6] M☉
半径3.48 ± 0.28[6] R☉
表面重力 (log g)3.5[7]
亮度6.92[5] L☉
温度4,500[7] K
大陵五Ab
质量1.76 ± 0.15[6] M☉
半径1.73 ± 0.33[6] R☉
表面重力 (log g)4.5[7]
亮度10.0[5] L☉
温度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
参考数据库
SIMBAD资料

大陵五（英语：Algol，/ˈælɡɒl/）[9]，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[10]。

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[编辑]

2009年8月12日的大陵五系统。这是CHART干涉仪这在近红外H波段的1/2-毫米弧分辨率的图像。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。
美国国家航空航天局(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[11][12][13]。

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[14]。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[15]。阿拉伯天文学家阿卜杜勒-拉赫曼·苏菲在他大约于公元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[16]。

在1667年，意大利天文学家杰米尼亚诺·蒙坦雷（英语：Geminiano Montanari）注意到大陵五的变化[17]， 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[18][19]。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[20]。

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[21]。 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多普勒频移，推断出这个联星系统有径向速度的变化[22]。因此，大陵五成为最早知道的光谱联星之一。伊利诺伊大学天文台（英语：Astronomical Observatory (University of Illinois Urbana-Champaign)）的乔尔·斯特宾斯（英语：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[23]。 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[24]。

在2020和2021的大陵五星食[25][26]
日期 时间
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[编辑]

大陵五Aa2绕行大陵五Aa1的轨道。这幅动画是依据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。
interpolation
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[27]。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[28]。

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[29][30]。

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[31]。使用多普勒层析成像获得了大陵五主星和伴星之间的气流影像[32][33]。

这个系统也显示X射线和无线电的闪焰[34]。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[35]。电波闪焰可能是由类似于太阳黑子的磁循环产生的，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[36][37]。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[38]。

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，通过阿普尔盖特机制（英语：Applegate mechanism）的数量级为ΔP/P ≈ 10−5[39]。在大陵五的系统中，主星和伴星之间的质量传输很小[40]，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[41]。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[42]。 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[43]。无线电闪焰可能是类似于太阳黑子的磁场循环产生的，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[44]。

名称[编辑]

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）[45]。英文的名称“Demon Star”（恶魔之星）就是从这个名字直接翻译[46]。

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）[47]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[48]，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[49]。

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（英语：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）[46]。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[46]

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[50]。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”[46]，但这是错误的认知，而Dié Shī指的是在陵墓内的英仙座π[51]。

文化意涵[编辑]

英仙座和戈尔贡（蛇发三姊妹）头部最亮的大陵五
约翰·赫维留，Uranographia, 1690

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[52]。

相关条目[编辑]

参考资料[编辑]

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外部链接[编辑]

英文维基文库中的《1911年版大英百科全书》条目：Algol

天球赤道座标：星图 03h 08m 10.1315s，+40° 57′ 20.332″

英仙座恒星
拜耳命名
α • β • γ • δ • ε • ζ • η • θ • ι • κ • λ • μ • ν • ξ • ο • π • ρ • σ • τ • φ • χ • ψ • ω • b • c • d • e • f • g • i • k • l • m • n • o • A
佛氏命名
1 • 2 • 3 • 4 (g) • 5 • 7 (χ) • 8 • 9 (i) • 10 • 11 • 12 • 13 (θ) • 14 • 15 (η) • 16 • 17 • 18 (τ) • 20 • 21 • 22 (π) • 23 (γ) • 24 • 25 (ρ) • 26 (β) • 27 (κ) • 28 (ω) • 29 • 30 • 31 • 32 (l) • 33 (α) • 34 • 35 (σ) • 36 • 37 (ψ) • 38 (ο) • 39 (δ) • 40 (o) • 41 (ν) • 42 (n) • 43 (A) • 44 (ζ) • 45 (ε) • 46 (ξ) • 47 (λ) • 48 (c) • 49 • 50 • 51 (μ) • 52 (f) • 53 (d) • 54 • 55 • 56 • 57 (m) • 58 (e) • 59 • 御夫座1
近星
其他
星官大陵包括的恒星
正星
增星
取自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=大陵五&oldid=80242001”