Deneb

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Deneb
Deneb.jpg
Deneb
Clasificación Supergigante blanca
Clase espectral A2 Iae [1]
Tipo de variable Alfa Cygni (prototipo)
Distancia del sol 2600 años luz [2]
Constelación Cisne
Coordenadas
(en el momento J2000)
Ascensión recta 20 h 41 m 25.915 s [1]
Declinación + 45 ° 16 ′ 49,22 ″ [1]
Lat. galáctico + 01,9975 ° [1]
Largo. galáctico 84,2847 ° [1]
Datos físicos
Radio medio 203 ± 17 [2] R
Masa
19 ± 4 [2] M
Aceleración de gravedad en la superficie 1,10 ± 0,05 log g [2]
Periodo de rotacion 40 días [3]
Velocidad de rotacion 20 ± 2 km / s [2]
Temperatura
superficial
8525 ± 75 K [2] (promedio)
Brillo
196.000 ± 32.000 [2] L
Índice de color ( BV ) +0.09 [1]
Metalicidad -0,2 [2]
Edad estimada 11,6 millones de años [4]
Datos de observación
Aplicación Magnitude. +1,25 [1]
Magnitud abs. -8,38 [2]
Paralaje 2,31 ± 0,32 mas [5]
Moto propia AR : 2.01 mas / año
Dic : 1,85 mas / año [1]
Velocidad radial -4,5 km / s [1]
Nomenclaturas alternativas
Arided, Aridif, Gallina, Arrioph, α Cyg , 50 Cyg , HR 7924, BD + 44 ° 3541, HD 197345, SAO 49941, FK5 : 777, HIP 102098.

Coordenadas : Carta celeste 20 h 41 m 25,915 s , + 45 ° 16 ′ 49,22 ″

Deneb ( AFI : / ˈdɛneb / [6] [7] ; Alfa Cygni / α Cygni / α Cyg ) es una estrella de la constelación de Cygnus . Con una magnitud aparente de +1,25 [1] , es la estrella más brillante de la constelación y la decimonovena estrella más brillante del cielo nocturno. Al estar en declinaciones boreales, su observación es favorecida por el hemisferio norte . Es una supergigante blanca de clase espectral A2I [1] , intrínsecamente muy brillante . Si parece menos brillante que estrellas como Sirius , Arthur o Vega , es debido a su gran distancia, que aún no se ha determinado con precisión (las estimaciones varían entre 1400 y 3200 años luz ). En cualquier caso, Deneb es la más alejada del Sol entre las estrellas de primera magnitud. Su nombre deriva de la expresión árabe Dhaneb , que significa cola .

Observación

La posición de Deneb en la constelación de Cygnus .

Situada al fondo de la Vía Láctea , Deneb es fácilmente identificable en el cielo nocturno por su brillo y por pertenecer al asterismo más llamativo del cielo de verano del hemisferio norte , el Triángulo de Verano , formado, además de Deneb , de Vega della Lira y de Altair dell ' Aquila . Deneb, la menos brillante de las tres estrellas, está a 38 ° de Altair y a 24 ° de Vega, mientras que la distancia angular entre Vega y Altair es de 34 °. Por tanto, Deneb forma con Vega la base de un triángulo casi isósceles , del cual constituye el vértice más septentrional. También es la estrella más septentrional de la Cruz del Norte, el asterismo que incluye las estrellas más brillantes de la constelación de Cygnus: junto con Albireo (β Cygni), Deneb forma el brazo más largo de esta Cruz.

Teniendo una declinación de aproximadamente + 45 °, su observación es privilegiada desde el hemisferio norte de la Tierra , donde aparece circumpolar al norte de la latitud 45 ° N, mientras que en el hemisferio sur es visible solo al norte de la latitud 45 ° S [8] . Por lo tanto, la estrella nunca es visible desde el sur de Argentina y Chile , las Islas Malvinas , las regiones más al sur de Nueva Zelanda y el continente antártico . El mejor período para su observación en el hemisferio norte es en la temporada de verano, aunque es visible en el cielo vespertino bajo en el horizonte hasta finales de enero, mientras que en el hemisferio sur Deneb está bajo en el horizonte y es el mejor momento para la observación. cae en los meses de agosto y septiembre [9] .

Debido a la precesión de los equinoccios, Deneb pasó a solo 7 ° del polo norte celeste hace unos 18.000 años, y volverá a esa posición alrededor del año 9800 [10] . Deneb es también actualmente la estrella polar norte de Marte [11] .

Entorno galáctico

Entorno galáctico de Deneb y el sol.

Dado que la distancia de Deneb aún no se conoce con precisión, la determinación de su entorno galáctico es problemática. En cualquier caso, Deneb se ubica en el mismo brazo de la Vía Láctea donde también se encuentra el Sol , que es el brazo de Orión , cuyo nombre deriva del hecho de que su punto más rico e intenso está en la dirección de la constelación de Orión. Además, Deneb se ha asignado a la asociación OB Cygnus OB7 [12] . Esta asociación, considerada la más cercana de las nueve asociaciones OB de la constelación Cygnus con una distancia de aproximadamente 800 pc , está conectada con el sistema muy extenso de nubes moleculares gigantes visualmente identificables en las cercanías de Deneb y del cual Swan Rift es parte. la Nebulosa de América del Norte y la Nebulosa del Pelícano , dentro de las cuales están activos los procesos de formación de estrellas [13] . La región de Cygnus OB7 y el Rift actúa como una separación entre nuestra área del Brazo de Orión , en la que se encuentra el Cinturón de Gould , y la región detrás de él, de las otras grandes asociaciones OB del Cisne y el vasto complejo nebuloso molecular de el Cisne , cuya luz nos ocultan las nubes de la misma Rendija [14] .

Las coordenadas galácticas de Deneb son 84,28 ° y 01,99 ° [1] . Una longitud galáctica de aproximadamente 85 ° significa que la línea ideal que une el Sol y Deneb, si se proyecta en el plano galáctico , forma un ángulo de aproximadamente 85 ° con la línea ideal que une el Sol con el centro galáctico . Esto significa que Deneb y el Sol están aproximadamente a la misma distancia del centro galáctico, con Deneb solo un poco más cerca. Una latitud galáctica de 2 ° significa que Deneb está más o menos en el mismo plano que el Sol y el centro galáctico. En consecuencia, Deneb indica más o menos el punto hacia el que se dirige el Sol en su movimiento de revolución alrededor del centro galáctico [15] .

Características físicas fundamentales

Distancia

Conocer la distancia a la que se encuentra una estrella es fundamental para estudiar con precisión sus características físicas. De hecho, de la luminosidad aparente de una estrella y de su distancia es posible deducir su luminosidad absoluta; a partir de la luminosidad absoluta y la temperatura superficial , inferible del espectro de radiación estelar, es posible deducir el radio de la estrella. Además, habiendo identificado la posición en el diagrama HR , dada por el brillo y la clase espectral , es posible inferir la masa de la estrella. Desafortunadamente, la distancia de Deneb aún no se ha determinado con precisión y esto complica enormemente el estudio de esta estrella. De hecho, Deneb está demasiado lejos para que la medición de su paralaje , realizada incluso con los instrumentos más modernos disponibles en la actualidad, como el satélite Hipparcos , sea precisa.

La primera reducción de los datos de Hipparcos, realizada en 1997 , resultó en un paralaje de 1,01 mas , correspondiente a una distancia de 1 / 0,00101 = 990 pc , equivalente a unos 3230 años luz [16] . La nueva reducción de datos del satélite, que data de 2007 , dio un paralaje mucho mayor de 2,31 ± 0,32 mas, equivalente a una distancia de 1 / 0,00231 = 432 pc, o alrededor de 1410 años luz [5] . Sin embargo, Schiller y Przybilla (2008), basándose en la pertenencia de Deneb a la asociación Cyg OB7 y en datos espectroscópicos , sitúan a Deneb a una distancia de 802 ± 66 pc (2615 ± 215 años luz) [2] . El satélite Gaia , sucesor de Hipparcos, que fue lanzado en 2013 y que proporcionará mediciones de al menos dos órdenes de magnitud más precisas que su predecesor, podría resolver definitivamente la cuestión de la distancia de Deneb [17] .

Brillo

El brillo absoluto de Deneb depende de su brillo aparente y su distancia. Como su distancia es incierta, también lo es su brillo absoluto. Si Deneb está a la distancia calculada por la segunda reducción de los datos del satélite Hipparcos, entonces su brillo absoluto asciende a unos 48.600 L y su magnitud absoluta es -6,88 [18] . Si, por el contrario, Deneb se encuentra a la distancia calculada por Schiller & Przybilla (2008), entonces su brillo es mucho mayor: ascendería a 196.000 ± 32.000 L y su magnitud absoluta bajaría a -8,38 ± 0,18 [2 ] . Si esta segunda estimación fuera válida, Deneb sería la estrella intrínsecamente más brillante de primera magnitud y una de las estrellas más brillantes en un radio de unos pocos miles de años luz del Sol.

Clase espectral y temperatura

Artículo Temperatura
( Kelvin )
Gravedad superficial
( log 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 está clasificado como A2Iae. La clase espectral A recoge estrellas de color blanco, debido a una temperatura de la superficie superior a la del Sol. Sin embargo, la temperatura de la superficie de Deneb aún no se ha determinado con precisión y las estimaciones varían mucho. Las temperaturas medidas espectroscópicamente varían de hecho de 7,635 K a 10,080 K, incluso si la mayoría de los estudios indican temperaturas cercanas a 9000 K. Algunos de los valores en la literatura se muestran en la tabla adjunta, junto con algunos valores de la gravedad superficial de la estrella. El promedio de los 11 valores que se muestran en la tabla es 9029 K. Las incertidumbres con respecto a la temperatura de la superficie complican aún más el estudio de Deneb ya que, al no conocer con precisión tanto el brillo como la temperatura, la posición de la estrella en el diagrama HR es muy incierta. .

La clase de luminosidad I recoge supergigantes , es decir, estrellas masivas en estado evolutivo avanzado, que, habiendo agotado el hidrógeno de sus núcleos , se han escapado de la secuencia principal . La subclase Ia de la clase I reúne a las supergigantes más brillantes. Finalmente, la letra e en la clasificación de la estrella indica que en el espectro no solo hay líneas de absorción sino también líneas de emisión .

radio

Deneb es una estrella grande, lo suficientemente grande como para que, a pesar de su considerable distancia, su radio se pueda medir directamente mediante técnicas interferométricas . El diámetro angular de Deneb ha sido medido por varios equipos de estudiosos utilizando diferentes instrumentos, pero los resultados obtenidos concuerdan entre sí de manera bastante satisfactoria. Bonneau y col. (1981) reportan un valor de 2.6 ± 0.3 mas en la banda de 500-650 nm [19] y Koechlin & Rabbia (1985) un valor de 2.04 ± 0.45 mas en la banda de 600 nm [20] . Aufdenberg y col. (2002) utilizaron el Interferómetro Óptico Prototipo de la Marina en varias longitudes de onda entre 650 y 850 nm para medir el diámetro angular de la estrella y obtuvieron un valor promedio de 2,40 ± 0,06 mas, que corrigieron en 2, 76 ± 0,06 mas para tener en cuenta el fenómeno de oscurecimiento en el borde [21] ; en cambio Mozurkewich et al. (2003) reportan un valor de 2.337 ± 0.058 mas en la banda de 800 nm, que corrige en 2.420 ± 0.060 mas [22] . Una medición más reciente es la obtenida por Chesneau et al. (2010) utilizando el interferómetro CHARA en la banda de 650 nm: se encontró que el diámetro era de 2,34 ± 0,03 mas [23] .

Comparación entre las dimensiones estimadas de Deneb y las del Sol. El sol es el punto de la derecha.

Si se conociera la distancia de Deneb con cierta precisión, sus dimensiones serían deducibles de su diámetro angular [24] . Sin embargo, dado que la distancia es incierta, también lo es la medición de su radio. Tomando como válido el valor corregido de 2.420 mas reportado por Mozurkewich et al. (2003), a la distancia calculada por Schiller & Przybilla (2008) de 2615 años luz, corresponde a un radio de 212 R , pero a la distancia de 1410 años luz, obtenible a partir de los datos del satélite Hipparcos, corresponde hasta un radio de 112 R .

Conociendo el brillo absoluto de una estrella y su temperatura, es posible obtener el radio usando la ley de Stefan-Boltzmann . Sin embargo, como hemos visto, tanto el brillo absoluto como la temperatura de Deneb son inciertos. Schiller & Przybilla (2008), asumiendo una distancia de 2615 años luz y una temperatura de 8525 ± 75 K, obtienen un radio de 203 ± 17 R [2] , en bastante acuerdo con el valor obtenido de las mediciones interferométricas, asumiendo el misma distancia. Si, por el contrario, asumimos la distancia obtenida de las observaciones de Hipparcos y una temperatura de 8500 K, obtenemos un radio de 114 R [10] , una vez más en bastante concordancia con las medidas interferométricas, siempre asumiendo la misma distancia .

Masa, estado evolutivo y destino final

Como se mencionó, la posición incierta de Deneb en el diagrama HR afecta las estimaciones con respecto a su masa. Si se asume una distancia de unos 1400 años luz, basada en la nueva reducción de los datos de Hipparcos, entonces la consiguiente menor luminosidad lleva a la hipótesis de que Deneb tiene una masa de 15,5 ± 0,8 M y una edad de 11,6 ± 0,5 millones. años. Estos datos se obtienen haciendo la mediana entre diferentes modelos evolutivos [4] . Sin embargo, si asumimos mayores distancias y consecuentemente mayores luminosidades absolutas, la masa estimada aumenta. Schiller y Przybilla (2008), asumiendo una distancia de unos 2600 años luz, hipotetizan una masa de 19 ± 4 M .

En cuanto al estado evolutivo de la estrella, son posibles dos escenarios: se puede suponer que Deneb inició su existencia como una estrella con una masa igual a 23 ± 2 M perteneciente a las últimas subclases de la clase espectral O y que actualmente es recorriendo la parte superior del diagrama HR horizontalmente, de izquierda a derecha, pasando de la secuencia principal al área de las supergigantes rojas ; o se puede suponer que inicialmente la estrella tenía una masa de 20 ± 2 M y que se encuentra en una etapa de evolución más avanzada: luego de pasar de la fase de supergigante roja se estaría contrayendo nuevamente para volver a ser una supergigante azul y por lo tanto, sería nuevamente corriendo horizontalmente a través del diagrama HR, pero esta vez de derecha a izquierda. Sin embargo, una masa de 19 M solo es compatible con el primer escenario. De hecho, si se asumiera lo último, Deneb habría perdido gran parte de su masa inicial debido a los vientos estelares masivos que parten de las supergigantes y ahora debería tener una masa de aproximadamente 11 M . Aunque la relación entre la abundancia de nitrógeno y la de carbono sugeriría una estrella en un estado de evolución más avanzado, los datos pueden conciliarse con el hecho de que Deneb aún no se ha convertido en una supergigante roja si se supone que, durante el fase de secuencia principal, se trataba de una estrella con una alta velocidad de rotación (> 300 km / s), que ya barajaba los productos del ciclo CNO [2] en esta fase. Si estas suposiciones son correctas, Deneb aún no ha comenzado la fusión de helio en su núcleo, pero todavía está derritiendo el hidrógeno dentro de una envoltura que rodea un núcleo de helio todavía inerte. La acumulación de helio en el centro de la estrella está expulsando la capa de hidrógeno dentro de la cual tienen lugar las reacciones nucleares . Esta mayor proximidad de la cáscara a la superficie resultará en un aumento en el tamaño de la estrella y la consecuente disminución en la temperatura de la superficie.

Aufdenberg et al. Hacen una tercera estimación de la masa . (2002) que asumen un radio de 180 R , una temperatura superficial de 8600 K y un brillo absoluto de 160,000 L . Utilizando las trazas evolutivas de Heger y Langer (2000) [25] , obtienen una masa de 20-25 M [21] .

En cualquier caso, Deneb parece lo suficientemente masivo como para poner fin a su existencia en una supernova de tipo II en unos pocos millones de años [10] .

Otras características

Velocidad y período de rotación

Las estimaciones más recientes de la velocidad de rotación proyectada de Deneb ( v × sen i ) son alrededor de 20-25 km / s. Por ejemplo, reportan un valor de 20 km / s Chesneau et al. (2010) [23] y Schiller & Przybilla (2008) [2] y un valor de 25 km / s Albayrak et al. (2003) [26] , Aufdenberg et al. (2002) [21] y Albayrak (2000) [27] . Para conocer la velocidad real de la estrella en el ecuador es necesario saber cuál es el valor de i , que es la inclinación del eje de rotación con respecto a nuestra línea de visión. Este valor aún no se conoce.

Sin embargo, se han hecho algunas suposiciones sobre la velocidad de rotación real de Deneb. Por ejemplo, Aufdenberg et al. (2006) observaron que a frecuencias infrarrojas el disco de Deneb tiene un aplanamiento de alrededor del 2%. Los estudiosos especulan que se debe a la alta velocidad de rotación de la estrella. Para conciliar esta supuesta alta velocidad con el bajo valor de v × sen i , es necesario suponer que Deneb gira uno de sus polos hacia nosotros y que i ≤ 30 ° [28] .

Otra hipótesis es la planteada por Richardson et al (2011). Los investigadores identificaron un período de 40 días en las oscilaciones de la línea en el espectro de la estrella [3] . Vinculan este período al de la rotación de la estrella sobre sí misma. Si esto se confirmara y se diera una medida más precisa del radio de la estrella, sería posible derivar la velocidad de rotación de la estrella en el ecuador y, en consecuencia, la medida de i .

Viento estelar y pérdida de masa

Una imagen del Triángulo de Verano . Deneb es la estrella brillante en el centro a la izquierda de la fotografía, cerca del rastro de la Vía Láctea . La estrella más brillante, en la parte superior izquierda, es Vega , mientras que Altair es visible en la parte inferior central.

Deneb, como todas las supergigantes, pierde masa a velocidades muy altas debido al viento estelar emitido. Sin embargo, en la literatura existen valores muy diferentes sobre la cantidad de masa expulsada de la estrella, valores que difieren entre sí incluso en tres órdenes de magnitud. Por ejemplo, Scuderi et al. (1992) estiman una pérdida de masa de 3,7 ± 0,8 × 10 −6 M por año [29] , mientras que Hensberge et al. (1982) reportan un valor de 1-5 × 10 −9 M por año [30] . Afortunadamente, los dos estudios más recientes y precisos sobre las características físicas de Deneb, Aufdenberg et al. (2002) y Schiller & Przybilla (2008), están bastante de acuerdo sobre las propiedades del viento estelar de Deneb: el primero reporta una pérdida de masa del orden de 10 −6 - 10 −7 M por año y una velocidad del viento estelar. de 225 km / s [21] , el segundo una pérdida de 3,1 × 10 −7 M por año y una velocidad de 240 ± 25 km / s [2] . Estos valores son muy altos en comparación con la pérdida de masa del Sol debido al viento solar (10 millones de veces mayor), pero completamente normales para una estrella supergigante.

Chesneau y col. (2010) analizaron el viento estelar de Deneb utilizando el interferómetro CHARA, que resultó ser asimétrico y variable a lo largo del tiempo. Esto sugiere un entorno circunestelar irregular y no homogéneo. Sin embargo, los investigadores calcularon que la pérdida de masa debida al viento estelar no cambia mucho con el tiempo (<5%), lo que sugiere que las irregularidades se deben a perturbaciones en el propio viento estelar [23] .

Variabilidad

Deneb es una estrella variable : de hecho, es el prototipo de las variables Alpha Cygni y su magnitud varía de +1,210 a + 1,290 [31] . Las variables Alpha Cygni suelen ser supergigantes de clase espectral Aep o Bep, cuyo brillo varía en 0,1 magnitudes. Tienen muchos ciclos superpuestos de variabilidad, con períodos que van desde unos pocos días hasta muchas semanas. Se cree que su variabilidad se debe a pulsaciones no radiales de la superficie estelar [32] . Se trata de variables difíciles de estudiar, ya que presentan pequeñas variaciones con períodos bastante largos [33] .

Desde los años treinta del siglo XX, Deneb ha sido reconocida como una variable tanto desde un punto de vista espectroscópico como fotométrico [34] [35] . La variabilidad se atribuye principalmente a las pulsaciones no radiales de la estrella, pero ha resultado muy difícil establecer tanto el período de las pulsaciones como su modo [36] . En una serie de artículos publicados en los años 2007 - 2010 [37] [38] [39] , Rzaev y sus colegas publicaron sus estudios sobre la variabilidad de Deneb. En particular, estudiaron la variabilidad de las líneas , y de 80 iones , incluidos los de helio, magnesio y hierro . Confirman que la variabilidad espectroscópica probablemente se deba a cambios en la superficie de la estrella y plantean la hipótesis de que la variabilidad del viento estelar es una consecuencia de estos cambios. Con base en las variaciones de la línea Hβ, los investigadores identifican dos períodos de 14 y 22 días. Concluyen que el período de 14 días es el del modo de oscilación fundamental. Gautschy (2009), en cambio, planteó la hipótesis de que la variabilidad de Deneb se debe, no tanto a las pulsaciones de la superficie estelar, sino a la formación de una zona convectiva de la superficie después de la expansión de la estrella en su transición de la secuencia principal a la fase supergigante [ 33] . Una hipótesis similar ya había sido propuesta, aunque con cautela, por Boer et al. (1988) [40] .

Composición química y metalicidad

Las mediciones sobre la abundancia de elementos químicos en la atmósfera de Deneb y su metalicidad son algo discordantes. Esto también depende de las diferencias de temperatura de la superficie informadas. Takeda y col. (1996) midieron una abundancia de nitrógeno aproximadamente el doble que la del sol y una abundancia de carbono aproximadamente tres veces mayor que la del sol. El helio, en cambio, tendría una abundancia del 72% en comparación con el solar. Entre los elementos más pesados, el sodio y el azufre serían más abundantes que en el Sol, mientras que el oxígeno sería significativamente menos abundante [41] .

Albayrak (2000) informa abundancias similares a las del sol; sin embargo, el helio es mucho menos abundante que en el Sol (alrededor del 50%), mientras que los elementos pesados ​​son generalmente más abundantes: por ejemplo, el hierro neutro tendría una abundancia del 173% en comparación con el solar [27] .

Finalmente, Schiller & Przybilla (2008) reportan una abundancia de helio del 125% en comparación con la del sol, una fuerte sobreabundancia de nitrógeno (casi 5 veces la del sol) y un déficit de carbono pronunciado (32% de la del sol). ). Todo esto parece indicar, señalan los autores, que los productos del ciclo CNO aparecieron en la superficie de la estrella. Las abundancias de oxígeno y otros elementos más pesados ​​rondan el 60% en comparación con los solares. Schiller y Przybilla (2008) estiman una metalicidad de -0,2. Si esto es correcto, Deneb tiene una abundancia de elementos más pesados ​​que el helio de alrededor del 63% en comparación con el Sol [2] .

Etimología

El cisne volando a lo largo de la Vía Láctea en un mapa de Johannes Evelius, 1690 . Deneb es la estrella brillante colocada entre las patas del animal.

Deneb deriva su nombre de Dhaneb, la palabra árabe hasta cola, contracción ذنب الدجاجة Dhanab to-Dajāja h ("La cola de la gallina") [42] . La referencia a una gallina en lugar de un cisne se explica por el hecho de que, aunque la constelación en los círculos romanos , griegos , árabes y mesopotámicos se representaba constantemente como un pájaro, de vez en cuando ha tomado la forma de un cisne o un pájaro. águila o gallina o paloma [43] .

Nombres similares a Deneb se han dado a al menos otras siete estrellas, el más conocido es Deneb Kaitos , la estrella más brillante en la constelación de la ballena , Deneb Algedi , la estrella más brillante en Capricornio , y Denebola , la segunda estrella más brillante. Luminosa del león . En todos estos casos el nombre de la estrella hace referencia a la cola del animal que representa la respectiva constelación [15] .

De la expresión árabe Dhanab ad-Dajāja h deriva el nombre Denebadigege , usado para Deneb en las Tablas Alfonsinas [44] ; variantes de este nombre son Deneb Adige y Denebedigege . Otro nombre reportado por Alfonsine Tables es Arided , derivado de Al Ridhādh , un nombre para la constelación de significado incierto, aunque parece derivar del nombre de alguna flor de olor dulce [42] . El poeta y escritor alemán Philipp von Zesen ( 1619 - 1698 ), sobre la base de esta asociación de la constelación con una flor, llamó a la estrella Os rosae ( boca de rosa ) o Rosemund , nombre alemán de significado equivalente [42] . En cambio, Johann Bayer llama a la estrella Gallina , evidentemente refiriéndose a la expresión árabe [42] .

En el entorno chino ,天津( Tiān Jīn ), que significa Celestial Ford , se refiere a un asterismo perteneciente a la constelación de la Niña , que incluye a Deneb, γ Cygni , δ Cygni , 30 Cygni , ν Cygni , τ Cygni , υ Cygni , ζ Cygni y ε Cygni [45] . En consecuencia, Deneb se llama天津 四( Tiān Jīn Sì ), la Cuarta Estrella del Vado Celestial [46] . En la fábula china que dio origen al festival de Qixi , Deneb representa el puente de urraca que cruza la Vía Láctea y permite que los dos amantes Niu Lang ( Altair ) y Zhi Nü ( Vega ) se reúnan una vez al año, a finales del verano [47 ] . En otras versiones de la fábula, Deneb es un hada que vigila los encuentros de los dos amantes.

En astrología se cree que Deneb confiere un intelecto vivo y conduce al aprendizaje. En consecuencia, es favorable a los científicos y artistas, especialmente a aquellos que aspiran a la riqueza haciendo uso de sus descubrimientos y de sus obras [48] .

Nota

  1. ^ a b c d e f g h i j k l Deneb - Estrella variable , en SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 13 de septiembre de 2012 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p F. Schiller, N. Przybilla,Espectroscopia cuantitativa de Deneb , en Astronomy & Astrophysics , vol. 479, n. 3, 2008, págs. 849–858, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078590 . Consultado el 23 de agosto de 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 .
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