大陵五

(重定向自魔星

大陵五(英语:Algol/ˈælɡɒl/[9],也就是英仙座ββ Persei,缩写为Beta Perβ 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变星之一。

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

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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)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

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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。
 
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射线无线电闪焰[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射线无线电闪焰。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

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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,但喜帕恰斯普林尼仍将它们独立看待[46]

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 SheDié 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

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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

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参考资料

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外部链接

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