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mwzgDeneb (mwzwmwaaAFI: /ˈdɛneb/cite-ref-7[7]cite-ref-8[8]; mwcgAlfa Cygni / α Cygni / α Cyg) è una mwcwstella della mwdacostellazione del Cigno. Avendo una mwdqmagnitudine apparente di +1,25cite-ref-simbad-2-9[2], essa è la stella più brillante della costellazione nonché la mwegdiciannovesima stella più brillante del cielo notturno. Trovandosi a mwewdeclinazioni boreali, la sua osservazione è favorita dall'mwfaemisfero boreale. Si tratta di una mwfqsupergigante blu di mwfgclasse spettrale A2Icite-ref-simbad-2-10[2], intrinsecamente molto mwgwluminosa. Se appare meno brillante di stelle come mwhaSirio, mwhqArturo o mwhgVega, ciò è dovuto alla sua grande distanza, che peraltro non è stata ancora determinata con precisione (le stime variano da 1400 a 3200 mwhwanni luce). Deneb è in ogni caso fra le stelle di prima magnitudine quella più distante dal mwiaSole. Il suo nome deriva dall'espressione mwiqaraba mwigDhaneb, che significa mwiwcoda.

È anche uno dei vertici del mwjqTriangolo estivo, insieme alle stelle mwjgAltair e Vega)cite-ref-9[9].

• Osservazione

• Ambiente galattico

• Caratteristiche fisiche fondamentali

• Distanza

• Luminosità

• Classe spettrale e temperatura

• Raggio

• Massa, stato evolutivo e destino finale

• Altre caratteristiche

• Velocità e periodo di rotazione

• Vento stellare e perdita di massa

• Variabilità

• Composizione chimica e metallicità

• Etimologia

• Note

• Voci correlate

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

Situata sullo sfondo della mwmwVia Lattea, Deneb è facilmente individuabile nel cielo notturno a causa della sua luminosità e a causa dell'appartenenza al più appariscente mwnaasterismo del cielo estivo dell'mwnqemisfero boreale, il mwngTriangolo estivo, formato, oltre che da Deneb, da mwnwVega della mwoaLira e da mwoqAltair dell'mwogAquila. Deneb, la meno brillante delle tre stelle, dista 38° da Altair e 24° da Vega, mentre la mwowdistanza angolare fra Vega e Altair misura 34°. Deneb quindi forma con Vega la base di un triangolo quasi mwpaisoscele, di cui costituisce il vertice più settentrionale. È anche la stella più settentrionale della mwpqCroce del Nord, l'mwpgasterismo che comprende le stelle più luminose della costellazione del Cigno: assieme ad mwpwAlbireo (mwqaβ Cygni), Deneb forma il braccio più lungo di tale Croce.

Avendo una declinazione di +45° circa, la sua osservazione è privilegiata dall'emisfero boreale della mwqgTerra, dove a nord della mwqwlatitudine 45° N appare mwracircumpolare, mentre nell'mwrqemisfero australe è visibile solo a nord della latitudine 45° Scite-ref-10[10]. La stella quindi non è mai visibile dall'mwsgArgentina e dal mwswCile meridionali, dalle mwtaIsole Falkland, dalle regioni più meridionali della mwtqNuova Zelanda e dal continente mwtgantartico. Il periodo migliore per la sua osservazione nell'emisfero boreale è nella stagione estiva, sebbene sia visibile nel cielo serale bassa all'orizzonte fino a gennaio inoltrato, mentre nell'emisfero australe Deneb si presenta bassa sull'orizzonte ed il periodo migliore per l'osservazione cade nei mesi di agosto e settembrecite-ref-11[11].

Per via della mwvaprecessione degli equinozi Deneb è passata ad appena 7° dal mwvqpolo nord celeste circa 18.000 anni fa, e tornerà in quella posizione attorno all'anno 9800cite-ref-jk-12-0[12]. Deneb inoltre è attualmente la mwwgstella polare settentrionale di mwwwMartecite-ref-13[13].

Poiché la distanza di Deneb non è ancora conosciuta con precisione, la determinazione del suo ambiente galattico è problematica. In ogni caso, Deneb si trova nello stesso braccio della mwzwVia Lattea in cui si trova anche il mw0aSole, cioè il mw0qbraccio di Orione, il cui nome deriva dal fatto che il suo punto più ricco ed intenso si trova in direzione della costellazione di Orione. Inoltre Deneb è stata assegnata all'mw0gassociazione OB Cygnus OB7cite-ref-14[14]. Questa associazione, considerata la più vicina delle nove associazioni OB della costellazione del Cigno con una distanza di circa 800 mw2apc, è collegata con l'estesissimo sistema di mw2qnubi molecolari giganti individuabili visivamente nelle vicinanze di Deneb e di cui fanno parte la mw2gFenditura del Cigno, la mw2wNebulosa Nord America e la mw3aNebulosa Pellicano, all'interno delle quali sono attivi processi di mw3qformazione stellarecite-ref-15[15]. La regione di Cygnus OB7 e della Fenditura funge da separazione fra la nostra area del mw4gBraccio di Orione, in cui si trova la mw4wCintura di Gould, e la regione retrostante, delle altre grandi associazioni OB del Cigno e del vastissimo mw5aComplesso nebuloso molecolare del Cigno, la cui luce ci viene celata dalle nubi della stessa Fendituracite-ref-16[16].

Le mw6gcoordinate galattiche di Deneb sono 84,28° e 01,99°cite-ref-simbad-2-11[2]. Una mw7wlongitudine galattica di circa 85° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Deneb, se proiettata sul mw8apiano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il mw8qcentro galattico un angolo di circa 85°. Ciò significa che Deneb e il Sole hanno più o meno la stessa distanza dal centro galattico, con Deneb solo leggermente più vicina. Una mw8glatitudine galattica di 2° significa che Deneb si trova più o meno sullo stesso piano in cui sono posti anche il Sole e il centro galattico. Di conseguenza, Deneb indica più o meno il punto verso cui il Sole si sta dirigendo nel suo mw8wmoto di rivoluzione intorno al centro galatticocite-ref-schaaf-17-0[17].

Conoscere la distanza a cui si trova una stella è indispensabile per studiare con precisione le sue caratteristiche fisiche. Infatti dalla mwaqaluminosità apparente di un astro e dalla sua distanza è possibile dedurre la sua luminosità assoluta; dalla luminosità assoluta e dalla mwaqetemperatura superficiale, inferibile dallo mwaqispettro della mwaqmradiazione stellare, è possibile dedurre il mwaqqraggio dell'astro. Inoltre, individuata la posizione sul mwaqudiagramma H-R, data dalla luminosità e dalla mwaqyclasse spettrale, è possibile inferire la mwaqcmassa della stella. Sfortunatamente, la distanza di Deneb non è stata ancora determinata con precisione e questo complica di molto lo studio di questa stella. Infatti Deneb è troppo lontana perché la misura della sua mwaqgparallasse, effettuata anche con gli strumenti più moderni attualmente a disposizione, come il mwaqksatellite mwaqoHipparcos, sia accurata.

La prima riduzione dei dati di Hipparcos, effettuata nel mwaqw1997, era risultata in una parallasse di 1,01 mwaq0mas, corrispondenti a una distanza di 1/0,00101 = 990 mwaq4pc, equivalenti a circa 3230 mwaq8anni lucecite-ref-18[18]. La nuova riduzione dei dati del satellite, risalente al mwarq2007, ha dato una parallasse molto più grande, di 2,31 ± 0,32 mas, equivalenti a una distanza di 1/0,00231 = 432 pc, ossia circa 1410 anni lucecite-ref-vanleeuwen-6-1[6]. Tuttavia, Schiller & Przybilla (2008), basandosi sull'appartenenza di Deneb all'associazione Cyg OB7 e su dati mwarkspettroscopici, pongono Deneb alla distanza di 802 ± 66 pc (2615 ± 215 anni luce)cite-ref-schiller-3-9[3]. Il mwar4satellite Gaia, successore di Hipparcos, che è stato lanciato nel 2013, ha confermato la parallasse misurata dal predecessore Hipparcos dopo la riduzione dei dati, sebbene il satellite Gaia non sia stato concepito per l'osservazione di stelle brillanti, in quanto per stelle molto luminose possono sussistere sovente problemi di calibrazione degli strumenticite-ref-19[19]cite-ref-20[20].

La luminosità assoluta di Deneb dipende dalla sua luminosità apparente e dalla sua distanza. Essendo la sua distanza incerta, lo è anche la sua luminosità assoluta. Se Deneb si trova alla distanza calcolata dalla seconda riduzione dei dati del satellite Hipparcos, allora la sua luminosità assoluta ammonta a circa 48.600 mwaskL☉ e la sua mwassmagnitudine assoluta è -6,88cite-ref-anderson-21-0[21]. Se invece Deneb si trova alla distanza calcolata da Schiller & Przybilla (2008), allora la sua luminosità è molto maggiore: essa ammonterebbe a 196.000 ± 32.000 Lmwata☉ e la sua magnitudine assoluta scenderebbe a -8,38 ± 0,18cite-ref-schiller-3-10[3]. Se valesse questa seconda stima, Deneb sarebbe la stella di prima magnitudine intrinsecamente più brillante e una delle stelle più luminose entro un raggio di qualche migliaio di anni luce dal Sole.

| Articolo | Temperatura ( Kelvin ) | Gravità superficiale ( 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 è mwaxsclassificata come A2Iae. La classe spettrale A raccoglie le stelle di colore bianco, dovuto a una temperatura superficiale superiore a quella del Sole. Tuttavia la temperatura superficiale di Deneb non è ancora stata determinata con precisione e le stime variano di molto. Le temperature misurate spettroscopicamente variano infatti da 7.635 mwaxwK a 10.080 K, anche se la maggior parte degli studi indicano temperature vicine ai 9000 K. Alcuni dei valori presenti in letteratura sono riportati nella tabella a fianco, assieme ad alcuni valori della mwax0gravità superficiale della stella. La media degli 11 valori riportati nella tabella è 9029 K. Le incertezze riguardanti la temperatura superficiale complicano ulteriormente lo studio di Deneb in quanto, non conoscendo con precisione sia la luminosità che la temperatura, la posizione della stella sul diagramma H-R è molto incerta.

La mwax8classe di luminosità I raccoglie le mwayasupergiganti, cioè stelle massicce in avanzato mwayestato evolutivo, che, avendo esaurito l'mwayiidrogeno nei loro mwaymnuclei, sono fuoriuscite dalla mwayqsequenza principale. La sottoclasse Ia della classe I raccoglie le supergiganti più luminose. Infine la lettera mwayue nella classificazione della stella indica che nello mwayyspettro sono presenti, oltre che mwayclinee di assorbimento, anche mwayglinee di emissione.

Deneb è una stella di grandi dimensioni, abbastanza grande perché, nonostante la notevole distanza, il suo raggio possa essere direttamente misurato mediante tecniche mwaysinterferometriche. Il mwaywdiametro angolare di Deneb è stato misurato da vari team di studiosi utilizzando strumenti diversi, ma i risultati ottenuti concordano fra loro in modo abbastanza soddisfacente. Bonneau mway0et al. (1981) riportano un valore di 2,6 ± 0,3 mas nella banda dei 500-650 mway4nmcite-ref-22[22] e Koechlin & Rabbia (1985) un valore di 2,04 ± 0,45 mas nella banda dei 600mwazm nmcite-ref-23[23]. Aufdenberg mwazget al. (2002) hanno utilizzato il Navy Prototype Optical Interferometer a varie mwazolunghezze d'onda comprese fra 650 e 850mwazs nm per misurare il diametro angolare della stella e hanno ottenuto un valore medio di 2,40 ± 0,06 mas, che hanno corretto in 2,76 ± 0,06 mas per tenere conto del fenomeno dell'mwazwoscuramento al bordocite-ref-aufdenberg-24-0[24]; invece Mozurkewich mwaaeet al. (2003) riportano un valore di 2,337 ± 0,058 mas alla banda dei 800mwaai nm, che correggono in 2,420 ± 0,060 mascite-ref-25[25]. Una misura più recente è quella ottenuta da Chesneau mwaacet al. (2010) tramite l'mwaaginterferometro mwaakCHARA alla banda dei 650mwaao nm: il diametro è risultato essere di 2,34 ± 0,03 mascite-ref-chesneau-26-0[26].

Se si conoscesse con una certa precisione la distanza di Deneb, le sue dimensioni sarebbero inferibili dal suo diametro angolarecite-ref-27[27]. Tuttavia essendo la distanza incerta, lo è anche la misura del suo raggio. Prendendo per buono il valore corretto di 2,420 mas riportato da Mozurkewich mwabket al. (2003), alla distanza calcolata da Schiller & Przybilla (2008) di 2615 anni luce, esso corrisponde a un raggio di 212 mwaboR☉, ma alla distanza di 1410 anni luce, ricavabile dai dati del satellite Hipparcos, esso corrisponde a un raggio di 112 Rmwabw☉.

Conoscendo la luminosità assoluta di una stella e la sua temperatura è possibile ricavare il raggio mediante la mwab4legge di Stefan-Boltzmann. Come si è visto però sia la luminosità assoluta che la temperatura di Deneb sono incerte. Schiller & Przybilla (2008), assumendo una distanza di 2615 anni luce e una temperatura di 8525 ± 75 K, ricavano un raggio di 203 ± 17 Rmwab8☉cite-ref-schiller-3-11[3], in discreto accordo con il valore ricavato dalle misure interferometriche, assumendo la stessa distanza. Se invece si assume la distanza ricavata dalle osservazioni di Hipparcos e una temperatura di 8500 K, si ottiene un raggio di 114 Rmwacq☉cite-ref-jk-12-1[12], ancora una volta in discreto accordo con le misure interferometriche, sempre assumendo la stessa distanza.

Come si è detto, l'incerta posizione di Deneb sul diagramma H-R si ripercuote sulle stime riguardo alla sua massa. Se si assume una distanza di circa 1400 anni luce, sulla base della nuova riduzione dei dati di Hipparcos, allora la minore luminosità conseguente porta a ipotizzare che Deneb abbia una massa di 15,5 ± 0,8 mwacsM☉ e un'età di 11,6 ± 0,5 milioni di anni. Questo dato è ricavato facendo la mwac0mediana fra diversi mwac4modelli evolutivicite-ref-tetz-5-1[5]. Tuttavia se si assumono distanze maggiori e di conseguenza luminosità assolute maggiori, la massa stimata cresce. Schiller & Przybilla (2008), assumendo una distanza di circa 2600 anni luce, ipotizzano una massa di 19 ± 4 Mmwadm☉.

Per quanto riguarda lo stato evolutivo della stella, due scenari sono possibili: si può assumere che Deneb abbia iniziato la sua esistenza come una stella di massa pari a 23 ± 2 Mmwadu☉ appartenente alle ultime sottoclassi della mwadyclasse spettrale O e che attualmente stia percorrendo la parte superiore del diagramma H-R in senso orizzontale, da sinistra a destra, portandosi dalla sequenza principale alla zona delle mwadcsupergiganti rosse; oppure si può ritenere che inizialmente la stella avesse una massa di 20 ± 2 Mmwadg☉ e che sia in uno stadio più avanzato di evoluzione: dopo essere passata dalla fase di supergigante rossa si starebbe contraendo nuovamente per ritornare ad essere una mwadksupergigante blu e quindi starebbe nuovamente percorrendo in modo orizzontale il diagramma H-R, ma questa volta da destra a sinistra. Tuttavia una massa di 19 Mmwado☉ è compatibile solo con il primo scenario. Se infatti si assumesse il secondo, Deneb avrebbe perso molto della sua massa iniziale a causa degli imponenti venti stellari che si dipartono dalle supergiganti e dovrebbe avere ora una massa di circa 11 Mmwads☉. Anche se il rapporto fra l'abbondanza dell'mwadwazoto e quella del mwad0carbonio farebbe pensare a una stella in uno stato evolutivo più avanzato, il dato può essere riconciliato con il fatto che Deneb non sia ancora diventata una supergigante rossa se si suppone che essa, durante la fase di sequenza principale, sia stata una stella ad alta velocità di rotazione (> 300mwad4 km/s), che ha rimescolato già in questa fase i prodotti del mwad8ciclo CNOcite-ref-schiller-3-12[3]. Se queste ipotesi sono corrette, Deneb non ha ancora iniziato la mwaeqfusione dell'mwaeuelio nel suo nucleo, ma sta ancora fondendo l'mwaeyidrogeno all'interno di un inviluppo che circonda un nucleo di elio ancora inerte. L'accumularsi dell'elio al centro della stella sta spingendo verso l'esterno la shell dell'idrogeno all'interno della quale avvengono le mwaecreazioni nucleari. Questa maggiore vicinanza della shell alla superficie comporterà un aumento di dimensioni della stella e una conseguente diminuzione della temperatura superficiale.

Una terza stima della massa è compiuta da Aufdenberg mwaeket al. (2002) che assumono un raggio di 180 Rmwaeo☉, una temperatura superficiale di 8600 K e una luminosità assoluta di 160.000 Lmwaes☉. Usando le mwaewtracce evolutive di Heger & Langer (2000)cite-ref-28[28], ottengono una massa di 20-25 Mmwafe☉cite-ref-aufdenberg-24-1[24].

In ogni caso Deneb sembra abbastanza massiccia perché possa concludere la sua esistenza in una mwafcsupernova di tipo II entro qualche milione di annicite-ref-jk-12-2[12].

Le più recenti stime della mwaf8velocità di rotazione proiettata di Deneb (mwagav × mwagesin mwagimwagmi) si attestano intorno a 20–25mwagq km/s. Ad esempio, riportano un valore di 20mwagu km/s Chesneau mwagyet al. (2010)cite-ref-chesneau-26-1[26] e Schiller & Przybilla (2008)cite-ref-schiller-3-13[3] e un valore di 25mwag8 km/s Albayrak mwahaet al. (2003)cite-ref-29[29], Aufdenberg mwahuet al. (2002)cite-ref-aufdenberg-24-2[24] e Albayrak (2000)cite-ref-albayrak-30-0[30]. Per conoscere la reale velocità della stella all'mwah4equatore è necessario sapere qual è il valore di mwah8i, cioè l'inclinazione dell'asse di mwaiarotazione rispetto alla nostra linea di vista. Tale valore non è ancora conosciuto.

Sono state tuttavia fatte delle ipotesi sulla reale velocità di rotazione di Deneb. Ad esempio, Aufdenberg mwaiiet al. (2006) hanno osservato che alle frequenze dell'mwaiminfrarosso il disco di Deneb presenta uno schiacciamento di circa il 2%. Gli studiosi ipotizzano che esso sia dovuto all'alta velocità di rotazione della stella. Per riconciliare questa supposta alta velocità con il basso valore di mwaiqv × sin mwaiui, è necessario supporre che Deneb rivolga verso di noi uno dei suoi poli e che mwaiyi ≤ 30°cite-ref-31[31].

Un'altra ipotesi è quella avanzata da Richardson mwaiwet al (2011). Gli studiosi hanno individuato un periodo di 40 giorni nelle oscillazioni della linea mwai0Hα nello spettro della stellacite-ref-richardson-4-1[4]. Essi collegano questo periodo a quello di rotazione della stella su se stessa. Se ciò dovesse essere confermato e data una misura più precisa del raggio della stella, sarebbe possibile ricavare la velocità di rotazione della stella all'equatore e, di conseguenza, la misura di mwajii.

Deneb, come tutte le supergiganti, perde massa a ritmi molto elevati a causa del mwaj0vento stellare emesso. Tuttavia in letteratura si trovano valori molto diversi circa la quantità di massa espulsa dalla stella, valori che differiscono fra loro anche di tre ordini di grandezza. Ad esempio, Scuderi mwaj4et al. (1992) stimano una perdita di massa di 3,7 ± 0,8 × 10mwaj8−6 Mmwaka☉ all'annocite-ref-32[32], mentre Hensberge mwakuet al. (1982) riportano un valore di 1-5 × 10mwaky−9 Mmwakc☉ all'annocite-ref-33[33]. Fortunatamente i due più recenti ed accurati studi sulle caratteristiche fisiche di Deneb, Aufdenberg mwakwet al. (2002) e Schiller & Przybilla (2008), sono in discreto accordo circa le proprietà del vento stellare di Deneb: il primo riporta una perdita di massa nell'ordine di 10mwak0−6 - 10mwak4−7 Mmwak8☉ all'anno e una velocità del vento stellare di 225mwala km/scite-ref-aufdenberg-24-3[24], il secondo una perdita di 3,1 × 10mwalu−7 Mmwaly☉ all'anno e una velocità di 240 ± 25mwalc km/scite-ref-schiller-3-14[3]. Questo valori sono elevatissimi se paragonati alla perdita di massa del Sole dovuta al mwalwvento solare (10 milioni di volte maggiori), ma del tutto normali per una stella supergigante.

Chesneau mwal4et al. (2010) hanno analizzato tramite l'interferometro CHARA il vento stellare di Deneb, che è risultato essere asimmetrico e variabile nel tempo. Ciò suggerisce un ambiente circumstellare irregolare e disomogeneo. Tuttavia gli studiosi hanno calcolato che la perdita di massa dovuta al vento stellare non cambia molto nel tempo (< 5%), il che porta a pensare che le irregolarità siano dovute a perturbazioni nel vento stellare stessocite-ref-chesneau-26-2[26].

Deneb è una mwamustella variabile: è infatti il prototipo delle mwamyvariabili Alfa Cygni e la sua magnitudine varia da +1,210 a + 1,290cite-ref-34[34]. Le variabili Alfa Cygni sono usualmente supergiganti di classe spettrale Aep o Bep, la cui luminosità varia di 0,1 magnitudini. Esse presentano molti cicli di variabilità sovrapposti, con periodi che vanno da alcuni giorni a molte settimane. Si pensa che la loro variabilità sia dovuta a pulsazioni non radiali della superficie stellarecite-ref-35[35]. Si tratta di variabili difficili da studiare dato che presentano piccole variazioni con periodi abbastanza lunghicite-ref-gautschy-36-0[36].

Fin dagli mwanqanni trenta del mwanuXX secolo Deneb è stata riconosciuta come variabile sia dal punto di vista mwanyspettroscopico che mwancfotometricocite-ref-37[37]cite-ref-38[38]. La variabilità è per lo più attribuita a pulsazioni non radiali della stella, ma si è rivelato molto difficile stabilire sia il periodo delle pulsazioni sia il loro modocite-ref-39[39]. In una serie di articoli pubblicati negli anni mwaoq2007-mwaou2010cite-ref-40[40]cite-ref-41[41]cite-ref-42[42], Rzaev e colleghi hanno reso noti i loro studi sulla variabilità di Deneb. In particolare essi hanno studiato la variabilità delle linee mwapiHα, mwapmHβ e di 80 mwapqioni, fra cui quelli dell'elio, del mwapumagnesio e del mwapyferro. Essi confermano che la variabilità spettroscopica è probabilmente dovuta a cambiamenti nella superficie della stella e ipotizzano che la variabilità del vento stellare sia una conseguenza di questi cambiamenti. Sulla base delle variazioni della linea Hβ, gli studiosi individuano due periodi di 14 e 22 giorni. Essi concludono che il periodo di 14 giorni è quello del modo fondamentale di oscillazione. Gautschy (2009) ha invece ipotizzato che la variabilità di Deneb sia dovuta, non tanto a pulsazioni della superficie stellare, ma alla formazione di una mwapczona convettiva superficiale in seguito all'espansione della stella nel suo passaggio dalla sequenza principale alla fase di supergigantecite-ref-gautschy-36-1[36]. Una simile ipotesi era stata già avanzata, seppur cautamente, da Boer mwapwet al. (1988)cite-ref-43[43].

Le misurazioni sulle abbondanze di mwaqmelementi chimici nell'mwaqqatmosfera di Deneb e sulla sua mwaqumetallicità sono alquanto discordanti fra loro. Ciò dipende anche dalle differenze di temperatura superficiale riportate. Takeda mwaqyet al. (1996) hanno misurato una abbondanza di azoto circa doppia rispetto a quella solare e una abbondanza di carbonio circa tripla. L'elio invece avrebbe una abbondanza del 72% rispetto a quella solare. Fra gli elementi più pesanti il mwaqcsodio e lo mwaqgzolfo sarebbero più abbondanti che nel Sole, mentre l'mwaqkossigeno sarebbe significativamente meno abbondantecite-ref-44[44].

Albayrak (2000) riporta abbondanze simili a quelle solari; tuttavia l'elio risulta molto meno abbondante che nel Sole (circa il 50%), mentre gli elementi pesanti sono generalmente più abbondanti: per esempio, il ferro neutro avrebbe una abbondanza del 173% rispetto a quella solarecite-ref-albayrak-30-1[30].

Infine, Schiller & Przybilla (2008) riportano una abbondanza di elio del 125% rispetto a quella solare, una forte sovrabbondanza di azoto (quasi 5 volte quella solare) e un pronunciato deficit di carbonio (32% di quello del Sole). Tutto ciò sembra indicare, osservano gli autori, che i prodotti del ciclo CNO sono apparsi sulla superficie della stella. Le abbondanze di ossigeno e di altri elementi più pesanti si attestano intorno al 60% rispetto a quelle solari. Schiller & Przybilla (2008) stimano una metallicità di -0,2. Se ciò è corretto, Deneb presenta una abbondanza di elementi più pesanti dell'elio di circa il 63% rispetto al Solecite-ref-schiller-3-15[3].

Deneb deriva il suo nome da mwaseDhanab, la parola mwasiaraba per mwasmcoda, contrazione di mwasqذنب الدجاجة‎ mwasuDhanab al-dajāja ("La coda della gallina")cite-ref-allen-45-0[45]. Il riferimento a una gallina anziché a un cigno si spiega con il fatto che, sebbene la costellazione in ambiente mwasoromano, mwassgreco, mwaswarabo e mwas0mesopotamico fosse costantemente rappresentata come un uccello, essa ha di volta in volta preso la forma di un cigno o di un'aquila o di una gallina o di un piccionecite-ref-46[46].

Nomi simili a quello di Deneb sono stati dati ad almeno altre sette stelle, fra cui le più note sono mwatmDeneb Kaitos, la stella più brillante della mwatqcostellazione della Balena, mwatuDeneb Algedi, la stella più brillante del mwatyCapricorno, e mwatcDenebola, la seconda stella più luminosa del mwatgLeone. In tutti questi casi il nome della stella si riferisce alla coda dell'animale che la rispettiva costellazione rappresentacite-ref-schaaf-17-1[17].

Dall'espressione araba mwat4Dhanab al-Dajāja deriva il nome mwat8Denebadigege, utilizzato per Deneb nelle mwauaTavole alfonsinecite-ref-kunitzsch86-47-0[47]; varianti di questo nome sono mwauuDeneb Adige e mwauyDenebedigege. Un altro nome riportato dalle Tavole alfonsine è mwaucArided, derivante da mwaugal-Ridhādh, un nome per la costellazione dal significato incerto, sebbene sembra discenda dal nome di un qualche fiore dall'odore dolcecite-ref-allen-45-1[45]. Il mwau0poeta e mwau4scrittore mwau8tedesco mwavaPhilipp von Zesen (mwave1619-mwavi1698), sulla base di questa associazione della costellazione con un fiore, chiamava la stella mwavmOs rosae (mwavqbocca di rosa) o mwavuRosemund, nome tedesco di significato equivalentecite-ref-allen-45-2[45]. Invece mwavoJohann Bayer chiama la stella mwavsGallina, con evidentemente riferimento all'espressione arabacite-ref-allen-45-3[45].

In ambiente mwawecinese, mwawi天津 (mwawmTiān Jīn), che significa mwawqGuado Celeste, si riferisce a un mwawuasterismo appartenente alla costellazione della mwawyRagazza, che comprende Deneb, mwawcγ Cygni, mwawgδ Cygni, 30 Cygni, mwawoν Cygni, mwawsτ Cygni, υ Cygni, mwaw0ζ Cygni e mwaw4ε Cygnicite-ref-48[48]. Deneb è di conseguenza chiamata mwaxm天津四 (mwaxqTiān Jīn sì), mwaxula Quarta Stella del Guado Celestecite-ref-49[49]. Nella favola cinese che ha dato origine alla mwaxofesta di Qixi, Deneb rappresenta il ponte di mwaxsgazze ladre che attraversa la Via Lattea e che permette ai due amanti Niu Lang (mwaxwAltair) e Zhi Nü (mwax0Vega) di riunirsi una volta all'anno, in tarda estatecite-ref-50[50]. In altre versioni della favola, Deneb è una fata che sorveglia gli incontri dei due amanti.

In mwaymastrologia si crede che Deneb conferisca un intelletto vivace e portato all'apprendimento. Di conseguenza, essa è favorevole agli scienziati e agli artisti, soprattutto a quelli che mirano alla ricchezza servendosi delle loro scoperte e delle loro operecite-ref-51[51].

cite-note-11. mway4Gururaj A. Wagle, Alak Ray e Adarsh Raghu, mway8mwazaType IIP Supernova Progenitors III: Blue to Red Supergiant Ratio in Low Metallicity Models with Convective Overshoot, in mwazeThe Astrophysical Journal, vol.mwazi 894, n.mwazm 2, 1º maggio 2020, p.mwazq 118, mwazuBibcode:mwazy2020ApJ...894..118W, mwazcDOI:mwazg10.3847/1538-4357/ab8bd5, mwazkISSNmwazo 0004-637X, mwa0iarXiv:mwa0m2004.14419.

cite-note-simbad-22. mwa10mwa14mwa18Deneb -- Variable Star, su mwa2amwa2eSIMBAD, mwa2iCentre de données astronomiques de Strasbourg. mwa2mURL consultato il 13 settembre 2012.

cite-note-schiller-33. mwa4uF. Schiller, N. Przybilla, mwa4ymwa4cQuantitative spectroscopy of Deneb, in mwa4gmwa4kAstronomy & Astrophysics, vol.mwa4o 479, n.mwa4s 3, 2008, pp.mwa4w 849-858, mwa40DOI:mwa4410.1051/0004-6361:20078590. mwa48URL consultato il 23 agosto 2012.

cite-note-richardson-44. mwa5uN. D Richardson mwa5yet al, mwa5cmwa5gA five-year spectroscopic and photometric campaign on the prototypical α Cygni variable and A-type supergiant star Deneb, in mwa5kThe Astronomical Journal, vol.mwa5o 141, n.mwa5s 1, 2011, pp.mwa5w id. 17, mwa50DOI:mwa5410.1088/0004-6256/141/1/17. mwa58URL consultato il 1º settembre 2012.

cite-note-tetz-55. mwa6uN. Tetzlaff mwa6yet al., mwa6cmwa6gA catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, in mwa6kmwa6oMonthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol.mwa6s 410, n.mwa6w 1, 2011, pp.mwa60 190-200, mwa64DOI:mwa6810.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. mwa7aURL consultato il 29 agosto 2012.

cite-note-vanleeuwen-66. mwa7yF. van Leeuwen, mwa7cmwa7gValidation of the new Hipparcos reduction, in mwa7kAstronomy and Astrophysics, vol.mwa7o 474, n.mwa7s 2, 2007, pp.mwa7w 653-664, mwa70DOI:mwa7410.1051/0004-6361:20078357. mwa78URL consultato il 23 agosto 2012.

cite-note-77. ↑ mwa8mmwa8qLuciano Canepari, mwa8umwa8yDeneb, in mwa8cmwa8gIl DiPI: dizionario di pronuncia italiana, Bologna, Zanichelli, 1999, mwa8kISBNmwa8o 88-08-09344-1.

cite-note-88. ↑ mwa88 mwa9amwa9eBruno Migliorini mwa9iet al., mwa9mmwa9qScheda sul lemma "Deneb"mwa9c, in mwa98mwa-aDizionario d'ortografia e di pronunzia, Rai Eri, 2010, mwa-eISBNmwa-i 978-88-397-1478-7.mwa-q

cite-note-99. ↑ mwa-gDavid Darling, mwa-kmwa-oSummer Triangle, su mwa-swww.daviddarling.info. mwa-wURL consultato il 7 ottobre 2025.

cite-note-1010. ↑ Una declinazione di 45°N equivale ad una distanza angolare dal mwa-apolo 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

cite-note-1111. ↑ Come verificato tramite il mwa-qplanetario virtuale mwa-uStellarium.

cite-note-jk-1212. ↑ mwa-0(mwa-4mwa-8EN) Jim Kaler, mwbaamwbaeDENEB (Alpha Cygni), su mwbaistars.astro.illinois.edu. mwbamURL consultato il 7 settembre 2012.

cite-note-1313. ↑ mwbacNadine G. Barlow, mwbagmwbakMars: an introduction to its interior, surface and atmosphere, Cambridge, Cambridge University Press, 2008, p.mwbao 21, mwbasISBNmwbaw 0-521-85226-9.

cite-note-1414. ↑ mwbbeR. M. Humphreys, mwbbimwbbmStudies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way, in mwbbqAstrophysical Journal, Suppl. Ser, vol.mwbbu 38, 1978, pp.mwbby 309-350, mwbbcDOI:mwbbg10.1086/190559. mwbbkURL consultato il 22 agosto 2012.

cite-note-1515. ↑ mwbb0C. Aspin mwbb4et al., mwbb8mwbcaNear-Ir Spectroscopy of Young Stars in the Braid Nebula Star Formation Region in Cygnus OB7, in mwbceThe Astronomical Journal, vol.mwbci 137, n.mwbcm 1, 2009, pp.mwbcq 431-449, mwbcuDOI:mwbcy10.1088/0004-6256/137/1/431. mwbccURL consultato il 22 agosto 2012.

cite-note-1616. ↑ mwbcsL. Blitz, M. Fich, A. A. Stark, mwbcwmwbc0Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions, in mwbc4Astrophysical Journal Supplement Series, vol.mwbc8 49, 1982, pp.mwbda 183-206, mwbdeDOI:mwbdi10.1086/190795. mwbdmURL consultato il 22 agosto 2012.

cite-note-schaaf-1717. ↑ mwbdkF. Schaaf, mwbdomwbdsThe Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp.mwbdw mwbd0241-247, mwbd4ISBNmwbd8 978-0-471-70410-2.

cite-note-1818. ↑ mwbeqM. A. Perryman mwbeuet al., mwbeymwbecThe HIPPARCOS Catalogue, in mwbegAstronomy and Astrophysics, vol.mwbek 323, 1997, pp.mwbeo L49-L52. mwbesURL consultato il 23 agosto 2012.

cite-note-1919. ↑ mwbe8mwbfamwbfeKnown issues with the Gaia DR2 data, su mwbficosmos.esa.int.

cite-note-2020. ↑ mwbfyC. Turon, X. Luri, E. Masana, mwbfcmwbfgBuilding the cosmic distance scale: from Hipparcos to Gaia, in mwbfkAstrophysics and Space Science, 2012, mwbfoDOI:mwbfs10.1007/s10509-012-1026-5. mwbfwURL consultato il 23 agosto 2012.

cite-note-anderson-2121. ↑ mwbgaAnderson, Charles Francis, mwbgemwbgiXHIP: Extended Hipparcos Compilation, 2012.mwbgqarΧivmwbgy:mwbgc1108.4971

cite-note-2222. ↑ mwbgsBonneau mwbgwet al., mwbg0mwbg4Stellar diameter measurements by two-telescope interferometry in optical wavelengths, in mwbg8Astronomy and Astrophysics, vol.mwbha 103, n.mwbhe 1, 1981, pp.mwbhi 28-34. mwbhmURL consultato il 27 agosto 2012.

cite-note-2323. ↑ mwbhcL. Koechlin, Y. Rabbia, mwbhgmwbhkStellar diameter measurements with the CERGA optical interferometer - Recent developments and results, in mwbhoAstronomy and Astrophysics, vol.mwbhs 153, n.mwbhw 1, 1985, pp.mwbh0 91-98. mwbh4URL consultato il 27 agosto 2012.

cite-note-aufdenberg-2424. ↑ mwbigAufdenberg mwbiket al., mwbiomwbisThe Spectral Energy Distribution and Mass-Loss Rate of the A-Type Supergiant Deneb, in mwbiwThe Astrophysical Journal, vol.mwbi0 570, n.mwbi4 1, 2002, pp.mwbi8 344-368, mwbjaDOI:mwbje10.1086/339740. mwbjiURL consultato il 27 agosto 2012.

cite-note-2525. ↑ mwbjyMozurkewich mwbjcet al., mwbjgmwbjkAngular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer, in mwbjoThe Astronomical Journal, vol.mwbjs 126, n.mwbjw 5, 2003, pp.mwbj0 2502-2520, mwbj4DOI:mwbj810.1086/378596. mwbkaURL consultato il 27 agosto 2012.

cite-note-chesneau-2626. ↑ mwbkgChesneau mwbkket al., mwbkomwbksTime, spatial, and spectral resolution of the Hα line-formation region of Deneb and Rigel with the VEGA/CHARA interferometer, in mwbkwAstronomy and Astrophysics, vol.mwbk0 521, 2010, pp.mwbk4 A5, mwbk8DOI:mwbla10.1051/0004-6361/201014509. mwbleURL consultato il 27 agosto 2012.

cite-note-2727. ↑ Dato il raggio angolare α di una stella e la sua distanza D, allora il suo raggio è dato dall'equazione: mwblumwblymwblc mwblg mwblk mwblo mwbls mwblw mwbl0 mwbl4R mwbl8 mwbma∗ ∗ mwbme= mwbmi mwbmmtan mwbmq⁡ ⁡ mwbmuα α mwbmy⋅ ⋅ mwbmc mwbmg mwbmkD mwbmo{\displaystyle {\mathit {R}}_{*}={\tan \alpha }\cdot {\mathit {D}}} .

cite-note-2828. ↑ mwbm8A. Heger, N. Langer, mwbnamwbnePresupernova Evolution of Rotating Massive Stars. II. Evolution of the Surface Properties, in mwbniThe Astrophysical Journal, vol.mwbnm 544, n.mwbnq 2, 2000, pp.mwbnu 1016-1035, mwbnyDOI:mwbnc10.1086/317239. mwbngURL consultato il 29 agosto 2012.

cite-note-2929. ↑ mwbnwB. Albayrak mwbn0et al., mwbn4mwbn8A spectroscopic atlas of Deneb (A2 Iae) λ 3826-5212, in mwboaAstronomy and Astrophysics, vol.mwboe 400, 2002, pp.mwboi 1043-1049, mwbomDOI:mwboq10.1051/0004-6361:20030014. mwbouURL consultato il 31 agosto 2012.

cite-note-albayrak-3030. ↑ mwbosB. Albayrak, mwbowmwbo0A spectral analysis of Deneb (A2 Iae), in mwbo4Astronomy and Astrophysics, vol.mwbo8 364, 2000, pp.mwbpa 237-248. mwbpeURL consultato il 31 agosto 2012.

cite-note-3131. ↑ mwbpuJ. P. Aufdenberg mwbpyet al., mwbpcmwbpgLimb Darkening: Getting Warmer, in A. Richichi, F. Delplancke, F. Paresce, A. Chelli (a cura di), mwbpkThe Power of Optical/IR Interferometry: Recent Scientific Results and 2nd Generation Instrumentation, Berlin Heidelberg New York, Springer, 2006, mwbpoISBNmwbps 978-3-540-74253-1.

cite-note-3232. ↑ mwbqaS. Scuderi mwbqeet al., mwbqimwbqmH-alpha observations of early-type stars, in mwbqqAstrophysical Journal, vol.mwbqu 392, n.mwbqy 1, 1992, pp.mwbqc 201-208, mwbqgDOI:mwbqk10.1086/171418. mwbqoURL consultato il 1º settembre 2012.

cite-note-3333. ↑ mwbq4H. Hensberge mwbq8et al., mwbramwbreMass loss from α Cyg (A2Ia) derived from the profiles of low excitation Fe II lines, in mwbriAstronomy and Astrophysics, vol.mwbrm 106, n.mwbrq 1, 1982, pp.mwbru 137-150. mwbryURL consultato il 1º settembre 2012.

cite-note-3434. ↑ mwbromwbrsmwbrwGeneral Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2012), record n. 15738, su mwbr0vizier.u-strasbg.fr. mwbr4URL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-3535. ↑ mwbsimwbsmmwbsqVariability type ACYG, su mwbsucdsarc.u-strasbg.fr. mwbsyURL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-gautschy-3636. ↑ mwbswA. Gautschy, mwbs0mwbs4Deneb's variability: a hint of a deep-lying convection zone?, in mwbs8Astronomy and Astrophysics, vol.mwbta 498, n.mwbte 1, 2009, pp.mwbti 273-279, mwbtmDOI:mwbtq10.1051/0004-6361/200911666. mwbtuURL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-3737. ↑ mwbtkG. F. Paddock, mwbtomwbtsSpectrographic observations of Alpha Cygni, in mwbtwLick Observatory Bulletin, vol.mwbt0 17, n.mwbt4 472, 1935, pp.mwbt8 99-107. mwbuaURL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-3838. ↑ mwbuqE. H. Fath, mwbuumwbuyPulsation in stellar atmospheresmwbuc ; Atmospheric extinction at Mt. Hamilton, in mwbugLick Observatory Bulletin, vol.mwbuk 17, n.mwbuo 474, 1935, pp.mwbus 115-121. mwbuwURL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-3939. ↑ 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. mwbvamwbvemwbviNonradial Pulsation, su mwbvmunivie.ac.at. mwbvqURL consultato il 4 settembre 2012.

cite-note-4040. ↑ mwbvgA. Kh. Rzaev mwbvket al., mwbvomwbvsNonstationarity of the atmosphere of α Cyg: II. Variability of the ion and H β line profiles, in mwbvwAstrophysical Bulletin, vol.mwbv0 62, n.mwbv4 1, 2007, pp.mwbv8 52-61, mwbwaDOI:mwbwe10.1134/S1990341307010051. mwbwiURL consultato il 5 settembre 2012.

cite-note-4141. ↑ mwbwyA. Kh. Rzaev, mwbwcmwbwgAnalysis of the nonstationarity of the atmosphere of α Cyg. III. Variability of the H α-line profile, in mwbwkAstrophysical Bulletin, vol.mwbwo 63, n.mwbws 1, 2008, pp.mwbww 23-33, mwbw0DOI:mwbw410.1007/s11755-008-1003-9. mwbw8URL consultato il 5 settembre 2012.

cite-note-4242. ↑ mwbxmA. Kh. Rzaev, mwbxqmwbxuNonstationarity of the α Cyg atmosphere: IV. Some peculiarities of time variation in line profiles, in mwbxyAstrophysical Bulletin, vol.mwbxc 65, n.mwbxg 1, 2010, pp.mwbxk 26-33, mwbxoDOI:mwbxs10.1134/S1990341310010037. mwbxwURL consultato il 5 settembre 2012.

cite-note-4343. ↑ mwbyaB. Boer, C. de Jager, H. Nieuwenhuijzen, mwbyemwbyiThe dynamical state of the atmosphere of the supergiant Alpha Cygni (A2 Ia), in mwbymAstronomy and Astrophysics, vol.mwbyq 195, n.mwbyu 1-2, 1988, pp.mwbyy 218-225. mwbycURL consultato il 5 settembre 2012.

cite-note-4444. ↑ mwbysY. Takeda, M. Takada-Hidai, J. Kotake, mwbywmwby0Deneb's Light-Element Abundances Revisited, in mwby4Publications of the Astronomical Society of Japan, vol.mwby8 48, 1996, pp.mwbza 753-760. mwbzeURL consultato il 6 settembre 2012.

cite-note-allen-4545. ↑ mwbzsRichard Hinckley Allen, mwbzwmwbz0Star-names and Their Meanings, New York, G. E. Stechert, 1899, pp.mwbz4 195-196. mwbz8URL consultato l'8 settembre 2012.

cite-note-4646. ↑ mwbamRichard Hinckley Allen, mwbaqmwbauStar-names and Their Meanings, New York, G. E. Stechert, 1899, pp.mwbay 192-195. mwbacURL consultato l'8 settembre 2012.

cite-note-kunitzsch86-4747. ↑ mwbasPaul Kunitzsch, mwbawmwba0The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables, in mwba4Journal for the History of Astronomy, vol.mwba8 17, n.mwbba 49, 1986, pp.mwbbe 89-98. mwbbiURL consultato l'8 settembre 2012.

cite-note-4848. ↑ mwbby(mwbbcmwbbgZH) 陳久金, 中國星座神話, 台灣書房出版有限公司, 2005, mwbbkISBNmwbbo 978-986-7332-25-7.

cite-note-4949. ↑ mwbb8(mwbcamwbceZH) mwbci香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, su mwbcmlcsd.gov.hk, Hong Kong Space Museum. mwbcqURL consultato il 9 settembre 2012 mwbcu(archiviato dall'mwbcyurl originale il 29 settembre 2009).

cite-note-5050. ↑ mwbcoHaiwang Yuan, Michael Ann Williams, mwbcsmwbcwMagic Lotus Lantern and Other Tales from the Han Chinese, Westport, Libraries Unlimited, 2006, pp.mwbc0 105-107, mwbc4ISBNmwbc8 978-1-59158-294-6.

cite-note-5151. ↑ mwbdumwbdymwbdcDeneb, su mwbdgConstellations of Words. mwbdkURL consultato il 9 settembre 2012.

• mwbd0Stella supergigante

• mwbd8Lista delle stelle più grandi conosciute

• mwbeeStelle più brillanti del cielo notturno osservabile

• mwbemVariabile Alpha Cygni

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