2007年スクール・ウィキペディア・セレクション。 関連する科目 宇宙（天文）
 Algol の位置です。 |
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| 観測データ エポックJ2000 |
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|---|---|---|---|
| 星座 | ペルセウス | ||
| 右上がり | 03h 08m 10.1315s | ||
| 赤緯 | +40° 57 ′ 20.332″ | ||
| 見掛光度（V） | 2.12 | ||
| 特性 | |||
| スペクトルタイプ | B8V/K02IV/A5V | ||
| B-V colour index | -0.0.05 | ||
| U-Bカラーインデックス | -0.37 | ||
| 変動型 | 食連星 | ||
| 天体観測 | |||
| 半径速度（Rv） | 3.0 | 3.0 | |
| 3.0 | |||
| 0.07 km/s | |||
| 固有運動（μ） | RA: 2.39 mas/yr Dec.: -1.0 m/s |
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| 固有運動（μ） | 3.44 mas/ yr | ||
| 視差 (π) | 35.14 ± 0.90 mas | ||
| 距離 | 93 ± 2 ly (28.0 km2)5 ± 0.7 pc） |
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| 絶対等級（MV） | -0.15 | ||
| 詳細 | |||
| 質量 | 3.59/0.79/1.67 M☉ | ||
| 半径 | 2.3/3.0/0.67 2.0/3.0/0.67 M☉ | ||
| 光度 | 98/3.4/4.1 L☉ | ||
| 温度 | 12000/4500/8500 K | ||
| 金属量 | 不明 | ||
| 回転 | 65km/秒.です。 | ||
| Age | < 3 × 108 years | ||
| Other designation | |||
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Algol, Gorgona, Gorgonea Prima, 鬼星、El Ghoul, 26 Per, GJ 9110, HR 936, BD +40°673, HD19356, GCTP 646.X, GJ 936, GCTP 936.X, GJ 936.X, GJ 936.X, GJ 937, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X, GJ 937.X00, SAO 38592, FK5 111, Wo 9110, ADS 2362, WDS 03082+4057A, HIP 14576.
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アルゴル（β Per / Beta Persei）はペルセウス座の明るい星である。 最もよく知られた食連星で、最初に発見された星であり、また最初に発見された（新星でない）変光星の一つでもあります。
歴史
アルゴルという名前は「悪魔の星」という意味で、おそらくその特異な行動から付けられたと思われる（アラビア語の الغول al-ghūl, “the ghoul “から）。 ペルセウス座ではゴルゴン・メデューサの目を表す。
中国語では大陵五星（陵の五つ目）と呼ばれる。
天文学的には、アルゴルは天空の最も不幸な星と考えられている。 中世には15個のベヘニア星の1つで、ダイヤモンドとヘレボアを連想させ、カバル記号 
が付けられていた。
アルゴルの変動性は1667年にGeminiano Montanariによって初めて記録されたが、この性質にはもっと以前から気づいていたと思われる。 この星の変動のメカニズムを最初に提案したのは、イギリスのアマチュア天文家ジョン・グッドリッキーでした。 彼は1783年5月に王立協会に発表し、周期的な変動は星の前を通過する暗黒体によるものである（あるいは星自体に暗黒領域があり、周期的に地球の方を向いている）ことを示唆したのである。 この報告により、彼はコプリー・メダルを授与された。
1881年、ハーバード大学の天文学者エドワード・ピッカリングが、アルゴルが実は食連星である証拠を発表しました。 これは、数年後の1889年にポツダムの天文学者ヘルマン・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見つけ、この連星系の半径方向の速度が変化していることを推測したことで確認されました。 こうしてアルゴルは、分光学的に知られた最初の連星のひとつとなった。
星系
食連星としては、実際には2つの星が互いに接近して軌道を回っている。 軌道面が偶然にも地球の視線と重なるため、1周に1度、明るい星（アルゴルA）の前を暗い星（アルゴルB）が通過し、地球に届く光量が一時的に減少する。 しかし正確には、日食連星は0.062 AUしか離れておらず、第三の星（アルゴルC）は平均2.69 AUの距離にあり、お互いの公転周期は681日（1.86年）であるため、アルゴルは三重星系であると言える。 星系の総質量は約5.8太陽質量で、A, B, Cの質量比は約4.5 : 1 : 2である。
| 成分 | 半長軸 | 楕円率 | 周期 | 傾斜 | |
|---|---|---|---|---|---|
| A-B | 0.0.0.0.0.0.0.0(0.1)…………………………00218″ | 0.00 | 97.69° | ||
| (AB)-C | 0.00 | 0.09461″ | 0.225 | 680.05 days | 83.98° |
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りました。連星の構成要素は同時に形成され、大質量の星は小質量の星よりはるかに速く進化しますが、より質量の大きいアルゴルAはまだ主系列にあり、小質量のアルゴルBは後期進化の段階で亜巨星となるという観測結果が出たのです。 このパラドックスは、質量が大きい方の星が亜巨星になったときにロッシュ葉を埋め尽くし、その質量のほとんどがまだ主系列にあるもう一方の星に移動したことで解決されます。
この星系はまた、X線と電波によるフレアという可変的な活動を示す。 前者はAB成分の磁場が物質移動と相互作用することによって起こると考えられている。
アルゴルは地球から92.8光年離れているが、約730万年前に9.8光年以内を通過し、見かけの光度は約-2.5で現在のシリウスよりかなり明るかった。 太陽系の総質量は5.8太陽質量であり、最接近時の距離がかなり大きいにもかかわらず、太陽系のオールト雲をわずかに乱し、太陽系内に入ってくる彗星の数を増加させるのに十分であった可能性がある。 しかし、実際のところ、正味のクレーター発生率の増加はかなり小さいと考えられている。