Deneb

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Deneb
Deneb.jpg
Deneb
Clasificare Supergigant alb
Clasa spectrală A2 Iae [1]
Tipul variabilei Alfa Cygni (prototip)
Distanța de la Soare 2600 de ani lumină [2]
Constelaţie Lebădă
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000)
Ascensiunea dreaptă 20 h 41 m 25.915 s [1]
Declinaţie + 45 ° 16 ′ 49,22 ″ [1]
Lat. galactic + 01,9975 ° [1]
Lung. galactic 84,2847 ° [1]
Date fizice
Raza medie 203 ± 17 [2] R ⊙
Masa
19 ± 4 [2] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață 1,10 ± 0,05 log g [2]
Perioada de rotație 40 de zile [3]
Viteza de rotație 20 ± 2 km / s [2]
Temperatura
superficial		 8525 ± 75 K [2] (medie)
Luminozitate
196.000 ± 32.000 [2] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) +0,09 [1]
Metalicitate -0,2 [2]
Vârsta estimată 11,6 milioane de ani [4]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +1,25 [1]
Magnitudine abs. -8,38 [2]
Parallax 2,31 ± 0,32 mase [5]
Motocicletă proprie RA : 2,01 mase / an
Decembrie : 1,85 mase / an [1]
Viteza radială -4,5 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Arided, Aridif, Gallina, Arrioph, α Cyg , 50 Cyg , HR 7924, BD + 44 ° 3541, HD 197345, SAO 49941, FK5 : 777, HIP 102098.
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 20 h 41 m 25.915 s , + 45 ° 16 ′ 49.22 ″

Deneb ( AFI : / ˈdɛneb / [6] [7] ; Alfa Cygni / α Cygni / α Cyg ) este o stea a constelației Cygnus . Având o magnitudine aparentă de +1,25 [1] , este cea mai strălucitoare stea din constelație și cea de-a nouăsprezecea cea mai strălucitoare stea din cerul nopții. Fiind în boreale declinări , observația sa este favorizată de către emisfera nordică . Este un supergigant alb de clasa spectrală A2I [1] , intrinsec foarte luminos . Dacă pare mai puțin strălucitor decât stelele precum Sirius , Arthur sau Vega , acest lucru se datorează distanței sale mari, care nu a fost încă determinată cu precizie (estimările variază de la 1400 la 3200 de ani lumină ). În orice caz, Deneb este cel mai îndepărtat de Soare dintre stelele de prima magnitudine. Numele său derivă din expresia arabă Dhaneb , care înseamnă coadă .

Observare

Poziția lui Deneb în constelația Cygnus .

Situat în fundalul Căii Lactee , Deneb este ușor de identificat pe cerul nopții datorită strălucirii sale și datorită apartenenței sale la cel mai izbitor asterism al cerului de vară din emisfera nordică , Triunghiul de vară , format pe lângă Deneb , de Vega della Lira și de la Altair dell ' Aquila . Deneb, cea mai puțin strălucitoare dintre cele trei stele, este la 38 ° față de Altair și la 24 ° față de Vega, în timp ce distanța unghiulară dintre Vega și Altair este de 34 °. Deneb formează deci cu Vega baza unui triunghi aproape isoscel , din care constituie cel mai nordic vârf. Este, de asemenea, cea mai nordică stea a Crucii de Nord, asterismul care include cele mai strălucitoare stele din constelația Cygnus: împreună cu Albireo (β Cygni), Deneb formează cel mai lung braț al acestei Crucii.

Având o declinație de aproximativ + 45 °, observația sa este privilegiată din emisfera nordică a Pământului , unde apare circumpolar la nord de latitudinea 45 ° N, în timp ce în emisfera sudică este vizibilă doar la nord de latitudinea 45 ° S [8] . Prin urmare, steaua nu este niciodată vizibilă din sudul Argentinei și Chile , Insulele Falkland , regiunile cele mai sudice ale Noii Zeelande și continentul Antarcticii . Cea mai bună perioadă pentru observarea sa în emisfera nordică este în sezonul estival, deși este vizibilă pe cerul de seară scăzut la orizont până la sfârșitul lunii ianuarie, în timp ce în emisfera sudică Deneb este scăzut la orizont și cel mai bun moment pentru observare cade în lunile august și septembrie [9] .

Datorită precesiunii echinocțiunilor, Deneb a trecut la doar 7 ° de la polul ceresc nord cu aproximativ 18.000 de ani în urmă și va reveni la această poziție în jurul anului 9800 [10] . Deneb este, de asemenea, în prezent steaua polară nordică a lui Marte [11] .

Mediul galactic

Mediul galactic din Deneb și Soare.

Deoarece distanța lui Deneb nu este încă cunoscută cu exactitate, determinarea mediului său galactic este problematică. În orice caz, Deneb se află în același braț al Căii Lactee unde se află și Soarele , adică brațul lui Orion , al cărui nume derivă din faptul că cel mai bogat și mai intens punct al său este în direcția constelației Orion. Mai mult, Deneb a fost repartizat asociației OB Cygnus OB7 [12] . Această asociație, considerată cea mai apropiată dintre cele nouă asociații OB ale constelației Cygnus, cu o distanță de aproximativ 800 de bucăți , este conectată cu sistemul foarte extins de nori moleculari gigantici identificabili vizual în vecinătatea Deneb și din care face parte Swan Rift , Nebuloasa Americii de Nord și Nebuloasa Pelican , în cadrul căreia sunt active procesele de formare a stelelor [13] . Regiunea Cygnus OB7 și Rift acționează ca o separare între zona noastră a brațului Orion , în care se află Centura Gouldian și regiunea din spatele acestuia, a celorlalte mari asociații OB ale Lebedei și vastul complex nebulos molecular al Lebăda , a cărei lumină ne este ascunsă de norii aceleiași fante [14] .

Coordonatele galactice din Deneb sunt 84,28 ° și 01,99 ° [1] . O longitudine galactică de aproximativ 85 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Deneb, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de aproximativ 85 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Aceasta înseamnă că Deneb și Soarele sunt aproximativ la aceeași distanță de centrul galactic, cu Deneb doar puțin mai aproape. O latitudine galactică de 2 ° înseamnă că Deneb este mai mult sau mai puțin pe același plan ca Soarele și centrul galactic. În consecință, Deneb indică mai mult sau mai puțin punctul către care se îndreaptă Soarele în mișcarea sa de revoluție în jurul centrului galactic [15] .

Caracteristici fizice fundamentale

Triunghiul de vară

Distanţă

Cunoașterea distanței la care se află o stea este esențială pentru a studia cu precizie caracteristicile sale fizice. De fapt, din luminozitatea aparentă a unei stele și de la distanța ei este posibil să se deducă luminozitatea sa absolută; din luminozitatea absolută și temperatura suprafeței , deductibile din spectrul radiației stelare, este posibil să se deducă raza stelei. În plus, după identificarea poziției pe diagrama HR , dată de luminozitate și clasa spectrală , este posibil să se deducă masa stelei. Din păcate, distanța lui Deneb nu a fost încă determinată cu exactitate și acest lucru complică foarte mult studiul acestei stele. De fapt, Deneb este prea departe pentru măsurarea sale paralaxă , efectuate chiar și cu cele mai moderne instrumente disponibile în prezent, cum ar fi Hipparcos satelitul , să fie corecte.

Prima reducere a datelor Hipparcos, efectuată în 1997 , a dus la o paralaxă de 1,01 mase , corespunzătoare unei distanțe de 1 / 0,00101 = 990 buc , echivalentă cu aproximativ 3230 ani lumină [16] . Noua reducere a datelor satelitului, datând din 2007 , a dat o paralaxă mult mai mare de 2,31 ± 0,32 mase, echivalentă cu o distanță de 1 / 0,00231 = 432 buc, sau aproximativ 1410 ani lumină [5] . Cu toate acestea, Schiller & Przybilla (2008), pe baza apartenenței Deneb la asociația Cyg OB7 și a datelor spectroscopice , plasează Deneb la o distanță de 802 ± 66 buc (2615 ± 215 ani lumină) [2] . Satelitul Gaia , succesorul lui Hipparcos, care a fost lansat în 2013 și care va oferi măsurători de cel puțin două ordine de mărime mai precise decât predecesorul său, ar putea soluționa definitiv problema distanței lui Deneb [17] .

Luminozitate

Luminozitatea absolută a Denebului depinde de luminozitatea sa aparentă și de distanța sa. Deoarece distanța sa este incertă, la fel este și luminozitatea sa absolută. Dacă Deneb se află la distanța calculată prin a doua reducere a datelor prin satelit Hipparcos, atunci luminozitatea sa absolută se ridică la aproximativ 48.600 L ☉ și magnitudinea sa absolută este -6.88 [18] . Dacă, pe de altă parte, Deneb se află la distanța calculată de Schiller & Przybilla (2008), atunci luminozitatea sa este mult mai mare: s-ar ridica la 196.000 ± 32.000 L ☉ și magnitudinea sa absolută ar scădea la -8.38 ± 0.18 [2] ] . Dacă această a doua estimare ar fi validă, Deneb ar fi cea mai strălucitoare stea intrinsecă de prima magnitudine și una dintre cele mai strălucitoare stele pe o rază de câteva mii de ani lumină de la Soare.

Clasa spectrală și temperatură

Articol Temperatura
( Kelvin )		 Gravitația suprafeței
( jurnal g )
Zeerko (1971) 9510 1
Aydin (1972) 9900 1,2 ± 0,2
Blackwell (1980) 7635 -
Burnashev (1980) 10.080 1,54
Bonneau (1981) 8150 ± 600 -
Samedov (1993) 9100 1.2
Takeda (1994) 10.000 1.5
Takeda (1996) 9000 1.5
Albayrak (2000) 9000 1,45
Aufdenberg (2002) 8420 ± 100 1.1 - 1.6
Schiller (2008) 8525 ± 75 1,10 ± 0,05

Deneb este clasificat ca A2Iae. Clasa spectrală A colectează stele de culoare albă, datorită unei temperaturi de suprafață mai mari decât cea a Soarelui. Cu toate acestea, temperatura suprafeței din Deneb nu a fost încă determinată cu precizie și estimările variază foarte mult. Temperaturile măsurate spectroscopic variază de fapt de la 7.635 K la 10.080 K, chiar dacă majoritatea studiilor indică temperaturi apropiate de 9000 K. Unele dintre valorile din literatură sunt prezentate în tabel alături, împreună cu unele valori ale gravitația de suprafață a stelei. Media celor 11 valori prezentate în tabel este de 9029 K. Incertitudinile referitoare la temperatura suprafeței complică și mai mult studiul lui Deneb întrucât, necunoscând cu precizie atât strălucirea, cât și temperatura, poziția stelei pe diagrama HR este foarte incertă .

Clasa de luminozitate I colectează supergigante , adică stele masive într-o stare evolutivă avansată, care, după ce au epuizat hidrogenul din nucleele lor, au scăpat din secvența principală . Subclasa Ia din clasa I reunește cei mai strălucitori super-giganți. În cele din urmă, litera e din clasificarea stelei indică faptul că în spectru există nu numai linii de absorbție , ci și linii de emisie .

rază

Deneb este o stea mare, suficient de mare încât, în ciuda distanței sale considerabile, raza sa poate fi măsurată direct prin tehnici interferometrice . Diametrul unghiular al Deneb a fost măsurat de diferite echipe de cercetători folosind instrumente diferite, dar rezultatele obținute sunt de acord unul cu altul destul de satisfăcător. Bonneau și colab. (1981) raportează o valoare de 2,6 ± 0,3 mas în banda de 500-650 nm [19], iar Koechlin & Rabbia (1985) o valoare de 2,04 ± 0,45 mas în banda de 600 nm [20] . Aufdenberg și colab. (2002) au folosit interferometrul optic Navy Prototype la diferite lungimi de undă cuprinse între 650 și 850 nm pentru a măsura diametrul unghiular al stelei și au obținut o valoare medie de 2,40 ± 0,06 mase, pe care au corectat-o ​​în 2, 76 ± 0,06 mase pentru a ține seama fenomenul întunecării la margine [21] ; în schimb Mozurkewich și colab. (2003) raportează o valoare de 2.337 ± 0.058 mase la banda de 800 nm, care se corectează în 2.420 ± 0.060 mase [22] . O măsurare mai recentă este cea obținută de Chesneau și colab. (2010) folosind interferometrul CHARA la banda de 650 nm: sa constatat că diametrul este de 2,34 ± 0,03 mase [23] .

Comparație între dimensiunile estimate ale Denebului și cele ale Soarelui. Soarele este punctul din dreapta.

Dacă distanța lui Deneb ar fi cunoscută cu oarecare precizie, dimensiunile sale ar fi deduse din diametrul său unghiular [24] . Cu toate acestea, deoarece distanța este incertă, la fel este și măsurarea razei sale. Luând ca validă valoarea corectată de 2.420 mii raportată de Mozurkewich și colab. (2003), la distanța calculată de Schiller & Przybilla (2008) de 2615 ani lumină, corespunde unei raze de 212 R ☉ , dar la distanța de 1410 ani lumină, obținută din datele satelitului Hipparcos, corespunde la o rază de 112 R ☉ .

Cunoscând strălucirea absolută a unei stele și temperatura acesteia, este posibil să se obțină raza folosind legea Stefan-Boltzmann . După cum am văzut, totuși, atât luminozitatea absolută, cât și temperatura din Deneb sunt incerte. Schiller & Przybilla (2008), presupunând o distanță de 2615 ani lumină și o temperatură de 8525 ± 75 K, obțin o rază de 203 ± 17 R ☉ [2] , în acord corect cu valoarea obținută din măsurătorile interferometrice, presupunând că aceeasi distanta. Dacă, pe de altă parte, presupunem distanța obținută din observațiile Hipparcos și o temperatură de 8500 K, obținem o rază de 114 R ☉ [10] , încă o dată în acord corect cu măsurătorile interferometrice, presupunând întotdeauna aceeași distanță .

Masa, starea evolutivă și destinul final

După cum sa menționat, poziția incertă a lui Deneb asupra diagramei HR afectează estimările referitoare la masa sa. Dacă se presupune o distanță de aproximativ 1400 de ani lumină, pe baza noii reduceri a datelor Hipparcos, atunci luminozitatea inferioară consecventă duce la ipoteza că Deneb are o masă de 15,5 ± 0,8 M ☉ și o vârstă de 11, 6 ± 0,5 milioane ani. Aceste date sunt obținute prin realizarea medianei între diferite modele evolutive [4] . Cu toate acestea, dacă presupunem distanțe mai mari și, în consecință, luminozități absolute mai mari, masa estimată crește. Schiller & Przybilla (2008), presupunând o distanță de aproximativ 2600 de ani lumină, presupun o masă de 19 ± 4 M ☉ .

În ceea ce privește starea evolutivă a stelei, sunt posibile două scenarii: se poate presupune că Deneb și-a început existența ca o stea cu o masă egală cu 23 ± 2 M ☉ aparținând ultimelor subclase ale clasei spectrale O și că este în prezent deplasarea prin partea superioară a diagramei HR orizontal, de la stânga la dreapta, deplasându-se de la secvența principală la zona supergigantelor roșii ; sau se poate presupune că inițial steaua avea o masă de 20 ± 2 M ☉ și că se află într-un stadiu de evoluție mai avansat: după trecerea de la faza roșie supergiantă s-ar contracta din nou pentru a reveni la a fi un supergigant albastru și prin urmare, ar fi din nou rulând orizontal pe diagrama HR, dar de data aceasta de la dreapta la stânga. Cu toate acestea, o masă de 19 M ☉ este compatibil doar cu primul scenariu. De fapt, dacă s-ar presupune că acesta din urmă, Deneb și-ar fi pierdut o mare parte din masa inițială din cauza vânturilor masive stelare care pleacă de la super-giganți și ar trebui să aibă acum o masă de aproximativ 11 M ☉ . Deși relația dintre abundența de azot și cea a carbonului ar sugera o stea într-o stare de evoluție mai avansată, datele pot fi reconciliate cu faptul că Deneb nu a devenit încă un supergigant roșu dacă se presupune că aceasta, în timpul faza secvenței principale, a fost o stea cu o viteză de rotație mare (> 300 km / s), care a amestecat deja produsele ciclului CNO [2] în această fază. Dacă aceste ipoteze sunt corecte, Deneb nu a început încă fuziunea heliului în nucleul său, dar el încă topește hidrogenul într-un plic care înconjoară un nucleu de heliu încă inert. Acumularea de heliu în centrul stelei împinge învelișul de hidrogen în care au loc reacțiile nucleare . Această apropiere mai strânsă a cochiliei de suprafață va avea ca rezultat o creștere a dimensiunii stelei și o consecință a scăderii temperaturii suprafeței.

O a treia estimare a masei este făcută de Aufdenberg și colab. (2002) care presupun o rază de 180 R ☉ , o temperatură de suprafață de 8600 K și o luminozitate absolută de 160 000 L ☉ . Folosind urmele evolutive ale lui Heger & Langer (2000) [25] , acestea obțin o masă de 20-25 M ☉ [21] .

În orice caz, Deneb pare suficient de masiv pentru ca în câteva milioane de ani să-și poată încheia existența într-o supernovă de tip II [10] .

Alte caracteristici

Viteza și perioada de rotație

Cele mai recente estimări ale vitezei de rotație proiectate de Deneb ( v × sin i ) sunt în jur de 20-25 km / s. De exemplu, acestea raportează o valoare de 20 km / s Chesneau și colab. (2010) [23] și Schiller & Przybilla (2008) [2] și o valoare de 25 km / s Albayrak și colab. (2003) [26] , Aufdenberg și colab. (2002) [21] și Albayrak (2000) [27] . Pentru a cunoaște viteza reală a stelei la ecuator este necesar să știm care este valoarea lui i , adică înclinația axei de rotație față de linia noastră de vedere. Această valoare nu este încă cunoscută.

Cu toate acestea, s-au făcut câteva presupuneri cu privire la viteza reală de rotație a lui Deneb. De exemplu, Aufdenberg și colab. (2006) au observat că la frecvențe în infraroșu discul Deneb are o aplatizare de aproximativ 2%. Savanții speculează că se datorează vitezei mari de rotație a stelei. Pentru a reconcilia această presupusă viteză mare cu valoarea scăzută a v × sin i , este necesar să presupunem că Deneb își întoarce unul dintre poli către noi și că i ≤ 30 ° [28] .

O altă ipoteză este cea avansată de Richardson și colab. (2011). Cercetătorii au identificat o perioadă de 40 de zile în oscilațiile liniei Hα din spectrul stelei [3] . Acestea leagă această perioadă de cea a rotației stelei pe ea însăși. Dacă s-ar confirma acest lucru și s-ar da o măsurare mai precisă a razei stelei, ar fi posibil să se determine viteza de rotație a stelei la ecuator și, în consecință, măsurarea lui i .

Vânt stelar și pierdere de masă

O imagine a Triunghiului de vară . Deneb este steaua strălucitoare din centrul stânga al fotografiei, lângă traseul Căii Lactee . Cea mai strălucitoare stea, din stânga sus, este Vega , în timp ce Altair este vizibil în centrul inferior.

Deneb, la fel ca toți super-giganții, își pierde masa la rate foarte mari datorită vântului stelar emis. Cu toate acestea, în literatura de specialitate există valori foarte diferite cu privire la cantitatea de masă evacuată din stea, valori care diferă între ele chiar și prin trei ordine de mărime. De exemplu, Scuderi și colab. (1992) estimează o pierdere de masă de 3,7 ± 0,8 × 10 −6 M ☉ pe an [29] , în timp ce Hensberge și colab. (1982) raportează o valoare de 1-5 × 10 −9 M ☉ pe an [30] . Din fericire, cele două studii cele mai recente și corecte despre caracteristicile fizice ale Deneb, Aufdenberg și colab. (2002) și Schiller & Przybilla (2008), sunt de acord cu privire la proprietățile vântului stelar Deneb: primul raportează o pierdere de masă în ordinea a 10 −6 - 10 −7 M ☉ pe an și o viteză a vântului stelar de 225 km / s [21] , a doua o pierdere de 3,1 × 10 −7 M ☉ pe an și o viteză de 240 ± 25 km / s [2] . Aceste valori sunt foarte mari în comparație cu pierderea de masă a Soarelui din cauza vântului solar (de 10 milioane de ori mai mare), dar complet normale pentru o stea supergigantă.

Chesneau și colab. (2010) au analizat vântul stelar al lui Deneb folosind interferometrul CHARA, care sa dovedit a fi asimetric și variabil în timp. Acest lucru sugerează un mediu circumstelar neregulat și neomogen. Cu toate acestea, cercetătorii au calculat că pierderea de masă datorată vântului stelar nu se schimbă prea mult în timp (<5%), ceea ce sugerează că neregulile se datorează perturbațiilor din vântul stelar [23] .

Variabilitate

Deneb este o stea variabilă : este de fapt prototipul variabilelor Alpha Cygni și magnitudinea sa variază de la +1,210 la + 1,290 [31] . Variabilele Alpha Cygni sunt de obicei supergigante din clasa spectrală Aep sau Bep, a căror luminozitate variază cu 0,1 magnitudini. Au multe cicluri de variabilitate suprapuse, cu perioade cuprinse între câteva zile și multe săptămâni. Se consideră că variabilitatea lor se datorează pulsațiilor neradiale ale suprafeței stelare [32] . Acestea sunt variabile dificil de studiat, deoarece prezintă variații mici cu perioade destul de lungi [33] .

Din anii treizeci ai secolului al XX-lea, Deneb a fost recunoscută ca o variabilă atât din punct de vedere spectroscopic, cât și din punct de vedere fotometric [34] [35] . Variabilitatea este atribuită în principal pulsațiilor non-radiale ale stelei, dar sa dovedit foarte dificil să se stabilească atât perioada pulsațiilor, cât și modul lor [36] . Într-o serie de articole publicate în anii 2007 - 2010 [37] [38] [39] , Rzaev și colegii și-au publicat studiile privind variabilitatea Deneb. În special, au studiat variabilitatea liniilor Hα , Hβ și a 80 de ioni , inclusiv a celor de heliu, magneziu și fier . Acestea confirmă că variabilitatea spectroscopică este probabil datorată modificărilor la suprafața stelei și fac ipoteza că variabilitatea vântului stelar este o consecință a acestor schimbări. Pe baza variațiilor liniei Hβ, cercetătorii identifică două perioade de 14 și 22 de zile. Ei ajung la concluzia că perioada de 14 zile este cea a modului de swing fundamental. Gautschy (2009) a emis ipoteza în schimb că variabilitatea Deneb se datorează nu atât pulsațiilor suprafeței stelare, cât formării unei zone convective de suprafață în urma expansiunii stelei în tranziția sa de la secvența principală la faza supergigantă [ 33] . O ipoteză similară fusese deja avansată, deși cu prudență, de Boer și colab. (1988) [40] .

Compoziția chimică și metalicitatea

Măsurătorile privind abundența elementelor chimice în atmosfera Deneb și metalicitatea acesteia sunt oarecum discordante. Acest lucru depinde și de diferențele de temperatură raportate la suprafață. Takeda și colab. (1996) au măsurat o abundență de azot aproximativ dublă față de soare și o abundență de carbon de aproximativ trei ori mai mare decât cea a soarelui. Heliul, pe de altă parte, ar avea o abundență de 72% comparativ cu cel solar. Dintre elementele mai grele, sodiul și sulful ar fi mai abundente decât în ​​Soare, în timp ce oxigenul ar fi semnificativ mai puțin abundent [41] .

Albayrak (2000) raportează abundențe asemănătoare solului; cu toate acestea, heliul este mult mai puțin abundent decât în ​​Soare (aproximativ 50%), în timp ce elementele grele sunt în general mai abundente: de exemplu, fierul neutru ar avea o abundență de 173% comparativ cu cel solar [27] .

În cele din urmă, Schiller și Przybilla (2008) raportează o abundență de heliu de 125% comparativ cu cea a soarelui, o supraabundență puternică de azot (de aproape 5 ori cea a soarelui) și un deficit pronunțat de carbon (32% din cel al Soarelui) ). Toate acestea par să indice, notează autorii, că produsele ciclului CNO au apărut pe suprafața stelei. Abundențele de oxigen și alte elemente mai grele sunt în jur de 60% comparativ cu cele solare. Schiller & Przybilla (2008) estimează o metalicitate de -0,2. Dacă acest lucru este corect, Deneb are o abundență de elemente mai grele decât heliul de aproximativ 63% comparativ cu Soarele [2] .

Etimologie

Lebada care zboară de-a lungul Căii Lactee pe o hartă de Johannes Evelius, 1690 . Deneb este steaua strălucitoare plasată între labele animalului.

Deneb își trage numele de la Dhaneb, cuvântul arab la coadă, contracție ذنب الدجاجة Dhanab to-Dajāja h ("Coada găinii") [42] . Referirea la o găină, mai degrabă decât la o lebădă, se explică prin faptul că, deși constelația din cercurile romane , grecești , arabe și mesopotamiene a fost constant reprezentată ca o pasăre, ea a luat din când în când forma unei lebede sau a unei vultur sau găină sau porumbel [43] .

Nume similare Deneb au fost acordate alte cel puțin șapte stele, cel mai cunoscut fiind Deneb Kaitos , cea mai strălucitoare stea din constelația de balenă , Deneb Algedi , cea mai stralucitoare stea din Capricorn , iar Denebola , a doua stralucitoare stea. Luminos al leului . În toate aceste cazuri numele stelei se referă la coada animalului pe care constelația respectivă îl reprezintă [15] .

Din expresia arabă Dhanab ad-Dajāja h derivă numele Denebadigege , folosit pentru Deneb în Tabelele Alfonsine [44] ; variantele acestui nume sunt Deneb Adige și Denebedigege . Un alt nume raportat de Tabelele Alfonsine este Arided , derivat din Al Ridhādh , un nume pentru constelația cu semnificație incertă, deși pare să derive din numele unei flori cu miros dulce [42] . German poet și scriitor Philipp von Zesen ( 1619 - 1698 ), pe baza acestei asocieri a constelației cu o floare, numită steaua Os rosae (Rose gura) sau Rosemund, un nume german de sens echivalent [42] . În schimb, Johann Bayer numește steaua Gallina , referindu-se evident la expresia arabă [42] .

În mediul chinezesc ,天津( Tiān Jīn ), care înseamnă Ford celest , se referă la un asterism aparținând constelației Fetei , care include Deneb, γ Cygni , δ Cygni , 30 Cygni , ν Cygni , τ Cygni , υ Cygni , ζ Cygni și ε Cygni [45] . În consecință, Deneb este numită天津 四( Tiān Jīn Sì ), a patra stea a Fordului celest [46] . În fabula chineză care a dat naștere festivalului Qixi , Deneb reprezintă podul de poiană care traversează Calea Lactee și le permite celor doi îndrăgostiți Niu Lang ( Altair ) și Zhi Nü ( Vega ) să se reunească o dată pe an, la sfârșitul verii [47]. ] . În alte versiuni ale fabulei, Deneb este o zână care veghează la întâlnirile celor doi îndrăgostiți.

În astrologie se crede că Deneb conferă un intelect viu și a condus la învățare. În consecință, este favorabil oamenilor de știință și artiștilor, în special celor care urmăresc bogăția folosind descoperirile și operele lor [48] .

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l Deneb - Variable Star , pe SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Adus la 13 septembrie 2012 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p F. Schiller, N. Przybilla,Spectroscopy quantitative of Deneb , în Astronomy & Astrophysics , vol. 479, nr. 3, 2008, pp. 849–858, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078590 . Adus la 23 august 2012 .
  3. ^ a b N. D Richardson et al , A five-year spectroscopic and photometric campaign on the prototypical α Cygni variable and A-type supergiant star Deneb , in The Astronomical Journal , vol. 141, n. 1, 2011, pp. id. 17, DOI : 10.1088/0004-6256/141/1/17 . URL consultato il 1º settembre 2012 .
  4. ^ a b N. Tetzlaff et al. , A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 410, n. 1, 2011, pp. 190–200, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . URL consultato il 29 agosto 2012 .
  5. ^ a b F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction , in Astronomy and Astrophysics , vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664, DOI : 10.1051/0004-6361:20078357 . URL consultato il 23 agosto 2012 .
  6. ^ Luciano Canepari , Deneb , in Il DiPI – Dizionario di pronuncia italiana , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .
  7. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Deneb" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  8. ^ Una declinazione di 45°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 45°; il che equivale a dire che a nord del 45°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 45°S l'oggetto non sorge mai
  9. ^ Come verificato tramite il planetario virtuale Stellarium .
  10. ^ a b c ( EN ) Jim Kaler, DENEB (Alpha Cygni) , su stars.astro.illinois.edu . URL consultato il 7 settembre 2012 .
  11. ^ Nadine G. Barlow, Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere , Cambridge, Cambridge University Press, 2008, p. 21, ISBN 0-521-85226-9 .
  12. ^ RM Humphreys, Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way , in Astrophysical Journal, Suppl. Ser , vol. 38, 1978, pp. 309-350, DOI : 10.1086/190559 . URL consultato il 22 agosto 2012 .
  13. ^ C. Aspin et al. , Near-Ir Spectroscopy of Young Stars in the Braid Nebula Star Formation Region in Cygnus OB7 , in The Astronomical Journal , vol. 137, n. 1, 2009, pp. 431-449, DOI : 10.1088/0004-6256/137/1/431 . URL consultato il 22 agosto 2012 .
  14. ^ L. Blitz, M. Fich, AA Stark, Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 49, 1982, pp. 183-206, DOI : 10.1086/190795 . URL consultato il 22 agosto 2012 .
  15. ^ a b F. Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp. 241 -247, ISBN 978-0-471-70410-2 .
  16. ^ MA Perryman et al. , The HIPPARCOS Catalogue , in Astronomy and Astrophysics , vol. 323, 1997, pp. L49-L52. URL consultato il 23 agosto 2012 .
  17. ^ C. Turon, X. Luri, E. Masana,Building the cosmic distance scale: from Hipparcos to Gaia , in Astrophysics and Space Science , 2012, DOI : 10.1007/s10509-012-1026-5 . URL consultato il 23 agosto 2012 .
  18. ^ Anderson, Charles Francis, XHIP: Extended Hipparcos Compilation , 2012. arΧiv : 1108.4971
  19. ^ Bonneau et al. , Stellar diameter measurements by two-telescope interferometry in optical wavelengths , in Astronomy and Astrophysics , vol. 103, n. 1, 1981, pp. 28-34. URL consultato il 27 agosto 2012 .
  20. ^ L. Koechlin, Y. Rabbia, Stellar diameter measurements with the CERGA optical interferometer - Recent developments and results , in Astronomy and Astrophysics , vol. 153, n. 1, 1985, pp. 91-98. URL consultato il 27 agosto 2012 .
  21. ^ a b c d Aufdenberg et al. , The Spectral Energy Distribution and Mass-Loss Rate of the A-Type Supergiant Deneb , in The Astrophysical Journal , vol. 570, n. 1, 2002, pp. 344-368, DOI : 10.1086/339740 . URL consultato il 27 agosto 2012 .
  22. ^ Mozurkewich et al. , Angular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer , in The Astronomical Journal , vol. 126, n. 5, 2003, pp. 2502-2520, DOI : 10.1086/378596 . URL consultato il 27 agosto 2012 .
  23. ^ a b c Chesneau et al. , Time, spatial, and spectral resolution of the Hα line-formation region of Deneb and Rigel with the VEGA/CHARA interferometer , in Astronomy and Astrophysics , vol. 521, 2010, pp. A5, DOI : 10.1051/0004-6361/201014509 . URL consultato il 27 agosto 2012 .
  24. ^ Dato il raggio angolare α di una stella e la sua distanza D, allora il suo raggio è dato dall'equazione: .
  25. ^ A. Heger, N. Langer, Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. II. Evolution of the Surface Properties , in The Astrophysical Journal , vol. 544, n. 2, 2000, pp. 1016-1035, DOI : 10.1086/317239 . URL consultato il 29 agosto 2012 .
  26. ^ B. Albayrak et al. , A spectroscopic atlas of Deneb (A2 Iae) λ 3826-5212 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 400, 2002, pp. 1043-1049, DOI : 10.1051/0004-6361:20030014 . URL consultato il 31 agosto 2012 .
  27. ^ a b B. Albayrak, A spectral analysis of Deneb (A2 Iae) , in Astronomy and Astrophysics , vol. 364, 2000, pp. 237-248. URL consultato il 31 agosto 2012 .
  28. ^ JP Aufdenberg et al. , Limb Darkening: Getting Warmer , in A. Richichi, F. Delplancke, F. Paresce, A. Chelli (a cura di), The Power of Optical/IR Interferometry: Recent Scientific Results and 2nd Generation Instrumentation , Berlin Heidelberg New York, Springer, 2006, ISBN 978-3-540-74253-1 .
  29. ^ S. Scuderi et al. , H-alpha observations of early-type stars , in Astrophysical Journal , vol. 392, n. 1, 1992, pp. 201-208, DOI : 10.1086/171418 . URL consultato il 1º settembre 2012 .
  30. ^ H. Hensberge et al. , Mass loss from α Cyg (A2Ia) derived from the profiles of low excitation Fe II lines , in Astronomy and Astrophysics , vol. 106, n. 1, 1982, pp. 137-150. URL consultato il 1º settembre 2012 .
  31. ^ General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2012), record n. 15738 , su vizier.u-strasbg.fr . URL consultato il 4 settembre 2012 .
  32. ^ Variability type ACYG , su cdsarc.u-strasbg.fr . URL consultato il 4 settembre 2012 .
  33. ^ a b A. Gautschy,Deneb's variability: a hint of a deep-lying convection zone? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 498, n. 1, 2009, pp. 273-279, DOI : 10.1051/0004-6361/200911666 . URL consultato il 4 settembre 2012 .
  34. ^ GF Paddock, Spectrographic observations of Alpha Cygni , in Lick Observatory Bulletin , vol. 17, n. 472, 1935, pp. 99-107. URL consultato il 4 settembre 2012 .
  35. ^ EH Fath, Pulsation in stellar atmospheres ; Atmospheric extinction at Mt. Hamilton , in Lick Observatory Bulletin , vol. 17, n. 474, 1935, pp. 115-121. URL consultato il 4 settembre 2012 .
  36. ^ Una pulsazione è non radiale quando non conserva la forma sferica della stella, ma quando alcune parti della superficie della stella muovono verso l'interno e altre parti verso l'esterno; cfr. Nonradial Pulsation , su univie.ac.at . URL consultato il 4 settembre 2012 .
  37. ^ A. Kh. Rzaev et al. , Nonstationarity of the atmosphere of α Cyg: II. Variability of the ion and H β line profiles , in Astrophysical Bulletin , vol. 62, n. 1, 2007, pp. 52-61, DOI : 10.1134/S1990341307010051 . URL consultato il 5 settembre 2012 .
  38. ^ A. Kh. Rzaev, Analysis of the nonstationarity of the atmosphere of α Cyg. III. Variability of the H α-line profile , in Astrophysical Bulletin , vol. 63, n. 1, 2008, pp. 23-33, DOI : 10.1007/s11755-008-1003-9 . URL consultato il 5 settembre 2012 .
  39. ^ A. Kh. Rzaev, Nonstationarity of the α Cyg atmosphere: IV. Some peculiarities of time variation in line profiles , in Astrophysical Bulletin , vol. 65, n. 1, 2010, pp. 26-33, DOI : 10.1134/S1990341310010037 . URL consultato il 5 settembre 2012 .
  40. ^ B. Boer, C. de Jager, H. Nieuwenhuijzen, The dynamical state of the atmosphere of the supergiant Alpha Cygni (A2 Ia) , in Astronomy and Astrophysics , vol. 195, n. 1-2, 1988, pp. 218-225. URL consultato il 5 settembre 2012 .
  41. ^ Y. Takeda, M. Takada-Hidai, J. Kotake, Deneb's Light-Element Abundances Revisited , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 48, 1996, pp. 753-760. URL consultato il 6 settembre 2012 .
  42. ^ a b c d Richard Hinckley Allen, Star-names and Their Meanings , New York, GE Stechert, 1899, pp. 195-196. URL consultato l'8 settembre 2012 .
  43. ^ Richard Hinckley Allen, Star-names and Their Meanings , New York, GE Stechert, 1899, pp. 192-195. URL consultato l'8 settembre 2012 .
  44. ^ Paul Kunitzsch, The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables , in Journal for the History of Astronomy , vol. 17, n. 49, 1986, pp. 89–98. URL consultato l'8 settembre 2012 .
  45. ^ ( ZH ) 陳久金, 中國星座神話, 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 .
  46. ^ ( ZH ) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, su lcsd.gov.hk , Hong Kong Space Museum. URL consultato il 9 settembre 2012 (archiviato dall' url originale il 29 settembre 2009) .
  47. ^ Haiwang Yuan, Michael Ann Williams, Magic Lotus Lantern and Other Tales from the Han Chinese , Westport, Libraries Unlimited, 2006, pp. 105-107, ISBN 978-1-59158-294-6 .
  48. ^ Deneb , su Constellations of Words . URL consultato il 9 settembre 2012 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Deneb&oldid=121567594 "