アルゴル

アルゴル

ペルセウス座β星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	ペルセウス
赤経	03時間08分10.13245秒[1]
偏角	+40° 57′ 20.3280″ [1]
見かけの等級 （V）	2.12 [2] (- 3.39 [3] )
特徴
スペクトル型	Aa1 : B8V [4] Aa2 : K0IV [4] Ab : F1V [5] (kA4hA9.5mF0: [6] )
U−Bカラーインデックス	−0.37 [2]
B−V色指数	−0.05 [2]
変数型	EA/SD [3]
天体測量
視線速度(R v )	3.7 km/秒
固有運動（μ）	RA:  2.99 [1] マス/年 十二月:  −1.66 [1] マス/年
視差（π）	34.7 ± 0.6  mas [7]
距離	94 ± 2 光年 (28.8 ± 0.5  pc ) [7]
β パーAa1
絶対等級 (M V )	−0.07 [8]
β パーAa2
絶対等級 (M V )	2.9 [8]
β パーアブ
絶対等級 (M V )	2.3 [8]
軌道[9]
主要な	β パーAa1
仲間	β パーAa2
期間（P）	2.867328日
半長径(a)	0.00215インチ
偏心度（e）	0
傾斜（i）	98.70°
ノードの経度（Ω）	43.43°
軌道[9]
主要な	β パー A
仲間	β パー B
期間（P）	680.168日
半長径(a)	0.09343インチ
偏心度（e）	0.227
傾斜（i）	83.66°
ノードの経度（Ω）	132.66°
近点期 （T ）	2446927.22
近点引数（ω） （主）	310.02°
詳細
β パーAa1
質量	3.17 ± 0.21 [9] メートル☉
半径	2.73 ± 0.20 [ 9]  R☉
明るさ	182 [8]  L ☉
表面重力（log  g）	4.0 [10] グラフ
温度	13,000 [10]  K
回転速度( v  sin  i )	49 [11]  km/s
年	570 [8] ミル
β パーAa2
質量	0.70 ± 0.08 [9] メートル☉
半径	3.48 ± 0.28 [9  ] R☉
明るさ	6.92 [8  ] L☉
表面重力（log  g）	3.5 [10] グラフ
温度	4,500 [10]  K
β パーアブ
質量	1.76 ± 0.15 [9] メートル☉
半径	1.73 ± 0.33 [9  ] R☉
明るさ	10.0 [8  ] L☉
表面重力（log  g）	4.5 [10] グラフ
温度	7,500 [10]  K
その他の指定
アルゴル、ゴルゴナ、ゴルゴネア・プリマ、デーモンスター、エルグール、βペルセイ、βペル、26ペルセイ、BD +40°673、FK5  111、GC  3733、HD  19356、HIP  14576、HR  936、PPM  45864、SAO  38592。
データベース参照
シンバド	データ

アルゴル（ Algol / ˈ æ l ɡ ɒ l /）^[12]は、ペルセウス座β星（β Persei、略称Beta Per、β Per）と指定され、俗に「悪魔の星」とも呼ばれる、ペルセウス座にある明るい多重星であり、発見された 最初の非新星変光星の一つである。

アルゴルは、ペルセウス座β星Aa1、Aa2、Abからなる3つの星からなる星系で、高温で明るい主星であるペルセウス座β星Aa1と、それよりも大きいが低温で暗い主星であるペルセウス座β星Aa2が定期的に互いの前を通過し、日食を引き起こします。そのため、アルゴルの等級は通常2.1でほぼ一定ですが、約10時間続く部分日食の間、2.86日ごとに定期的に3.4まで下がります。より明るい主星がより暗い伴星を掩蔽する二次日食は非常に浅く、光電的にしか検出できません。^[13]

アルゴルは、アルゴル変数として知られる食変数のクラスにその名前を与えています。

約3,200年前に作られた古代エジプトの幸運と不吉な日の暦は、アルゴルの発見に関する最古の歴史的文書であると言われています。^{[14] [15] [16]}

アルゴルが悪魔のような生き物（ギリシャの伝統ではゴルゴン、アラビアの伝統ではグール）と関連していることから、その変動は17世紀よりはるか以前から知られていたことが示唆されているが^[17]、これについては議論の余地のない証拠はまだない。^[18]アラビアの天文学者アル・スーフィーは、 964年頃に出版した『恒星の書』の中で、この星の変動について何も述べていない。^[19]

アルゴルの変光は1667年にイタリアの天文学者ジェミニアーノ・モンタナリによって記録されたが^[20]、明るさの周期的な変化が認識されたのは1世紀以上も後のことであり、イギリスのアマチュア天文学者ジョン・グッドリックもこの星の変光のメカニズムを提唱した。^{[21] [22]} 1783年5月、グッドリックは王立協会に研究結果を発表し、周期的な変光は星の前を暗黒物体が通過することによって起こる（あるいは星自体に周期的に地球の方を向く暗い領域がある）と示唆した。この報告により、グッドリックはコプリー賞を受賞した。^[23]

1881年、ハーバード大学の天文学者エドワード・チャールズ・ピカリングは、アルゴルが実は食連星であるという証拠を提示した。^[24]これは数年後の1889年、ポツダムの天文学者ヘルマン・カール・フォーゲルがアルゴルのスペクトルに周期的なドップラーシフトを発見し、この連星系の視線速度の変化を推測したときに確認された。 ^[25]こうして、アルゴルは最初の分光連星の1つとなった。イリノイ大学天文台のジョエル・ステビンズは、初期のセレンセル光度計を使用して、変光星に関する史上初の光電研究を行った。光度曲線から、2つの星の間の2番目の極小期と反射効果が明らかになった。^[26]観測された分光特性を説明するのに困難があったため、この系に3つ目の星が存在するのではないかと推測された。40年後、この推測は正しいことが判明した。^[27]

アルゴルは、3つの確認された恒星成分と2つの疑わしい恒星成分を持つ多重星系です。^[28]地球から見ると、アルゴルAa1とアルゴルAa2は、軌道面が地球へ の視線を含む ため、食連星を形成します。食連星のペアは互いにわずか0.062天文単位（au）しか離れていませんが、システムの3番目の星（アルゴルAb）はペアから平均2.69 auの距離にあり、3つの相互公転周期は681地球日です。システム全体の質量は約5.8太陽質量で、Aa1、Aa2、Abの質量比は約4.5：1：2です。

明るい三重星の3つの構成要素は、かつてはβパーA、B、Cと呼ばれていましたが、今でもそう呼ばれることがあります。ワシントン二重星カタログでは、これらはAa1、Aa2、Abと記載されており、約1分角離れた2つの非常に暗い星BとCがあります。さらに5つの暗い星も伴星として記載されています。^[29]

近接するペアは、B8主系列星と、質量のはるかに小さいK0準巨星で構成されており、質量の大きい星によって大きく歪められています。これら2つの星は2.9日ごとに公転し、アルゴルの明るさを変える日食を経験します。3番目の星は、これら2つの星を680日ごとに公転し、A型またはF型の主系列星です。Am星に分類されていましたが、現在では疑わしいと考えられています。^{[5] [30]}

アルゴルの研究は、恒星進化論におけるアルゴルのパラドックスにつながった。連星の構成要素は同時に形成され、大質量星は小質量星よりもはるかに速く進化するが、より質量の大きい構成要素であるアルゴル Aa1 は依然として主系列にあるが、より質量の小さいアルゴル Aa2 は進化の後の段階にある準巨星である。このパラドックスは質量移動によって解決できる。より質量の大きい星が準巨星になったとき、そのロッシュ・ローブが満たされ、質量の大部分がまだ主系列にあるもう一方の星に移動した。アルゴルに似たいくつかの連星では、ガスの流れが見られる。^[31]アルゴルの主星と副星の間のガスの流れは、ドップラー断層撮影法を使用して画像化されている。^{[32] [33]}

この系は、X線フレアと電波フレアも発生している。 ^{[34 ]} X線フレアは、A成分とB成分の磁場が質量移動と相互作用することで発生すると考えられている。 [35]電波フレアは、太陽黒点と同様の磁気周期によって発生する可能性があるが、これらの恒星の磁場は太陽の磁場より最大10倍も強いため、電波フレアはより強力で持続的である。^{[36] [37]レストレードと共著者らは、}超長基線干渉法を用いて、アルゴルの電波放射源として第2成分を特定した。^[4]

彩層活動の活発な二次成分の磁気活動周期は、その回転半径の変化を引き起こし、それがおよそ ⁠ の周期的な軌道周期の変化と関連している。ΔP/ポ⁠  ≈ 10 ⁻⁵アップルゲート機構を介して。^[38] アルゴル系では成分間の質量移動は小さいが^{[39]、他の}アルゴル型連星では周期変化の大きな原因となる可能性がある。

アルゴルまでの距離は超長基線干渉計で測定され、94光年という値が得られている 。^{[7]約730万年前、アルゴルは}太陽系から9.8光年以内の距離を通過した^[40]。その見かけの等級は約-2.5で、これは今日のシリウスよりもかなり明るい。アルゴル系の総質量は約5.8太陽質量であるため、最も接近した際には、太陽系のオールトの雲をいくらか揺らすのに十分な重力が与えられ、そのため太陽系内に進入する彗星の数が増加した可能性がある。しかし、実際の彗星衝突の純増加は非常に小さかったと考えられている。^[41]

ペルセウス座β星は、この星のバイエル名である。

アルゴルという名前は、アラビア語の رأس الغول raʾs al-ghūlに由来し 、「鬼（アルグール）」の頭（ raʾs ）を意味します（「グール」を参照）。^[42]英語名の Demon Star は、このアラビア語名から取られました。^[43] 2016年、国際天文学連合は、恒星の固有名をカタログ化し標準化するために、星の名前に関する作業部会（WGSN）^[44]を組織しました。2016年7月のWGSNの最初の速報^[45]には、WGSNによって承認された最初の2つのバッチの名前の表が含まれていました。この星にはアルゴルが含まれていました。IAU星名カタログにそのように記載されています。^[46]

アルゴルはヘブライの民間伝承ではロシュ・ハ・サタン（悪魔の頭）と呼ばれており、エドマンド・チルミードはそれを「ディベルの頭」またはロッシュ・ハサタンと呼んだ。16世紀のラテン語名はカプト・ラルヴァ（幽霊の頭）であった。^[43] ヒッパルコスとプリニウスはこれを関連のある別の星座とした。^[43]

ペルセウス座の以前の名前は「ペルセウスとメデューサの頭」であり、ペルセウスがメデューサの頭を切り落としたことを示す星座は古代ローマですでに知られていました。^[47]メデューサはゴルゴンなので、この星はゴルゴンの最初の星を意味するゴルゴネア・プリマとも呼ばれています。 ^[43]

中国語で、霊廟を意味する大陵( Dà Líng ) は、 β ペルセイ、 9 ペルセイ、τ ペルセイ、ι ペルセイ、κ ペルセイ、ρ ペルセイ、16 ペルセイ、および12 ペルセイで構成されるアステリズムを指します。したがって、β ペルセイ自体の中国語名は大陵五( Dà Líng wu、英語: The Fifth Star of Mausoleum) です。^[48] RH アレンによれば、この星は「積み重なった死体」を意味するTseih She積屍( Zhi Shī )という恐ろしい名前を持っていた^[43]が、これは誤認のようで、Dié Shiiは正しくはπ Perseiである。霊廟の中。^[49]

アルゴル星系の見かけの明るさは通常 2.1 で、ミルファク(ペルセウス座α星) の 1.9 やアルマク(アンドロメダ座γ星) の 2.2 と似ており、これらとともに直角三角形を形成します。日食のときには 3.4 まで暗くなり、近くのペルセウス座ρ星の 3.3 と同じくらい暗くなります。

各月の最初の日食の日付と時刻が一覧表示されています。時刻はすべて UT です。β Persei Aa2 は β Persei Aa1 を 2.867321 日 (2 日 20 時間 49 分) ごとに日食します。その後の日食を特定するには、この間隔を各一覧の日付と時刻に追加します。たとえば、1 月 2 日の 8 時の日食は、1 月 5 日の 5 時、1 月 8 日の 1 時、1 月 10 日の 22 時など、連続した日食の時刻になります (すべての時刻は概算です)。

ペルセウス座とアルゴル、ゴルゴンの頭にある明るい星
ヨハネス・ヘヴェリウス『ウラノグラフィア』 1690年

歴史的に、この星は様々な文化において血なまぐさい暴力と強い結びつきがある。アレクサンドリアの天文学者プトレマイオスの2世紀の占星術書『テトラビブロス』では、アルゴルは「ペルセウスのゴルゴン」と呼ばれ、斬首による死と関連づけられている。このテーマは、蛇の髪をしたゴルゴン・メデューサに対する英雄ペルセウスの勝利の神話を反映している。^[52]恒星占星術では、アルゴルは空で最も不運な星の一つと考えられており、 ^{[43] 15の}ベヘン星の一つに挙げられている。^[53]

• 古代エジプトと星の理解に貢献したエジプト学者ヤアナ・トイヴァリ・ヴィイタラ

ウィキソースには、1911 年のブリタニカ百科事典の記事「アルゴル」のテキストがあります。

• 「アルゴル3」。SolStation 。 2006年7月31日閲覧。
• 「4C02517」。ARICNS。1998年3月4日。2006年2月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月31日閲覧。
• 「アルゴル」。アルシオーネ天体暦。2006 年6 月 8 日に取得。
• ベッツァ、ジュゼッペ。「アル・グール、鬼」。ダリア・ドゥジアック訳。Cielo e Terra。2006年6月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年6月8日閲覧。