Menu Close

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Deneb

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Deneb – Deneb adalah bintang pertama-besarnya dalam konstelasi dari Cygnus , angsa. Deneb adalah salah satu simpul dari asterisme yang dikenal sebagai Segitiga Musim Panas dan “kepala” Salib Utara .

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Deneb

diodati.org – Ini adalah bintang paling terang di Cygnus dan bintang paling terang ke-19 di langit malam , dengan magnitudo tampak rata-rata +1,25. Supergiant biru-putih , Deneb menyaingi Rigel sebagai yang paling bercahayabintang dengan magnitudo pertama .

Baca Juga : Mengenal Lebih jauh Tentang Bintang Alnitak

Namun, jaraknya, dan karenanya luminositasnya, kurang diketahui; luminositasnya berkisar antara 55.000 dan 196.000 kali lipat dari Matahari . Its Bayer adalah α Cygni , yang Latinised ke Alpha Cygni , disingkat Alpha Cyg atau α Cyg .

Nomenklatur

α Cygni (Latinised ke Alpha Cygni ) adalah bintang ini penunjukan diberikan oleh Johann Bayer pada tahun 1603. Nama tradisional Deneb berasal dari bahasa Arab kata untuk “ekor”, dari kalimat ذنب الدجاجة Dhanab al-Dajājah , atau “ekor ayam “. The Kelompok Kerja IAU di Nama Bintang telah mengakui nama Deneb untuk bintang ini, dan itu masuk dalam Katalog mereka Nama Star.

Denebadigege digunakan dalam Tabel Alfonsine, varian lain termasuk Deneb Adige , Denebedigege dan Arided . Nama terakhir ini berasal dari Al Ridhādh , nama untuk rasi bintang. Johann Bayer menyebutnya Arrioph , berasal dari Aridf dan Al Ridf , ‘yang paling belakang’ atau Gallina . Penyair dan penulis Jerman Philippus Caesius menyebutnya Os rosae , atau Rosemund dalam bahasa Jerman, atau Uropygium – hidung pendeta. Nama-namaArided dan Aridif sudah tidak digunakan lagi.

Nama tradisional yang lebih tua adalah Arided / Aer ɪ d ɛ d / , dari bahasa Arab ar-ridf ‘yang duduk di belakang pengendara’ (atau hanya ‘pengikut’), mungkin mengacu pada bintang utama lainnya dari Cygnus, yang disebut al-fawāris ‘penunggang’.

Pengamatan

Bintang paling terang ke-19 di langit malam, Deneb memuncak setiap tahun pada 23 Oktober pukul 6 sore dan 7 September pukul 9 malam, sesuai dengan malam musim panas di belahan bumi utara . Ia tidak pernah turun di bawah cakrawala pada atau di atas 45° lintang utara, hanya merumput di cakrawala utara pada titik terendah di lokasi seperti Minneapolis , Montréal dan Turin . Di belahan bumi selatan , Deneb tidak terlihat selatan 45° paralel selatan , sehingga hanya sedikit naik di atas cakrawala di Afrika Selatan , Australia selatan ., dan Selandia Baru bagian utara selama musim dingin di bagian selatan.

Deneb terletak di ujung asterisme Salib Utara yang terdiri dari bintang-bintang paling terang di Cygnus, yang lainnya adalah Albireo (Beta Cygni), Gamma Cygni , Delta Cygni , dan Epsilon Cygni . Ia juga terletak di salah satu puncak asterisme yang menonjol dan berjarak luas yang disebut Segitiga Musim Panas , bersama dengan bintang- bintang bermagnitudo pertama Vega di konstelasi Lyra dan Altair di Aquila . Garis besar bintang ini adalah perkiraan bentuk asegitiga siku-siku , dengan Deneb terletak di salah satu sudut lancip.

The Spektrum dari Alpha Cygni telah diamati oleh para astronom setidaknya sejak 1888, dan dengan 1910 variabel kecepatan radial telah menjadi jelas. Hal ini menyebabkan saran awal oleh EB Frost bahwa ini adalah sistem bintang biner . Pada tahun 1935, karya GF Paddock dan lainnya telah menetapkan bahwa bintang ini bervariasi dalam luminositas dengan periode dominan 11,7 hari dan mungkin dengan periode amplitudo lain yang lebih rendah.

Pada tahun 1954, pemeriksaan lebih dekat dari garis kalsium H dan K bintang menunjukkan inti stasioner, yang menunjukkan kecepatan variabel bukan disebabkan oleh gerakanatmosfer bintang . Variasi ini berkisar antara +6 hingga 9 km/s di sekitar kecepatan radial rata-rata bintang. Supergiants serupa lainnya ditemukan memiliki kecepatan variabel, dengan bintang ini menjadi anggota yang khas.

Karakteristik fisik

Jarak adopsi Deneb dari Bumi adalah sekitar 802 parsec (2.620 ly). Ini diturunkan dengan berbagai metode yang berbeda, termasuk kelas luminositas spektral, pemodelan atmosfer, model evolusi bintang, asumsi keanggotaan asosiasi Cygnus OB7 , dan pengukuran langsung diameter sudut. Metode-metode ini memberikan jarak yang berbeda, dan semuanya memiliki margin kesalahan yang signifikan.

Derivasi asli paralaks menggunakan pengukuran dari satelit astrometri Hipparcos memberikan hasil yang tidak pasti sebesar 1,01 ± 0,57 mas yang konsisten dengan jarak ini. Namun, analisis ulang yang lebih baru memberikan paralaks yang jauh lebih besar yang jaraknya hampir setengah dari nilai yang diterima saat ini.

Satu perhitungan tahun 2008 menggunakan data Hipparcos menempatkan jarak yang paling mungkin pada 475 parsec (1.550 ly), dengan ketidakpastian sekitar 15%. Kontroversi mengenai apakah pengukuran Hipparcos langsung dapat diabaikan demi berbagai model bintang tidak langsung dan skala jarak antarbintang mirip dengan situasi yang lebih dikenal dengan Pleiades.

Deneb besaran absolut diperkirakan sebagai -8,4, menempatkannya di antara visual bintang paling terang yang dikenal, dengan luminositas diperkirakan hampir 200.000 L ☉ . Ini adalah menjelang akhir atas nilai-nilai yang diterbitkan selama beberapa dekade terakhir, yang bervariasi antara 55.000 L ☉ dan 196.000 L ☉ .

Deneb adalah bintang magnitudo pertama yang paling terang, yaitu bintang dengan magnitudo tampak lebih terang dari 1,5. Deneb juga yang paling jauh dari 30 bintang paling terang dengan faktor hampir 2. Berdasarkan suhu dan luminositas, dan juga pada pengukuran langsung dari diameter sudut kecilnya (hanya 0,002 detik busur), Deneb tampaknya memiliki diameter sekitar 200 kali Matahari ; jika ditempatkan di pusat Tata Surya , Deneb akan meluas ke orbit Bumi . Ini adalah salah satu bintang tipe spektral putih ‘A’ terbesar yang diketahui .

Deneb adalah bintang putih kebiruan tipe spektral A2Ia, dengan suhu permukaan 8.500 kelvin . Sejak 1943, spektrumnya telah menjadi salah satu referensi stabil yang digunakan untuk mengklasifikasikan bintang-bintang lain. Massanya diperkirakan 19 M ☉ . Angin bintang penyebab masalah akan hilang pada tingkat rata-rata 8 ± 3 × 10 – 7 M ☉ per tahun, 100.000 kali tingkat Matahari kehilangan massa atau setara dengan sekitar satu massa bumi per 500 tahun.

Keadaan evolusi

Deneb menghabiskan sebagian besar kehidupan awalnya sebagai bintang deret utama tipe-O sekitar 23 M , tetapi sekarang telah kehabisan hidrogen di intinya dan berkembang menjadi super raksasa . Bintang dalam rentang massa Deneb akhirnya berkembang menjadi supergiants merah paling bercahaya , dan dalam beberapa juta tahun inti mereka akan runtuh menghasilkan ledakan supernova . Sekarang diketahui bahwa super raksasa merah hingga massa tertentu meledak sebagai supernova tipe II-P yang umum terlihat , tetapi yang lebih masif kehilangan lapisan luarnya menjadi lebih panas lagi.

Bergantung pada massa awal dan laju kehilangan massa, mereka dapat meledak sebagai:hypergiants kuning atau variabel biru bercahaya , atau mereka mungkin menjadi bintang Wolf-Rayet sebelum meledak dalam supernova tipe Ib atau Ic . Mengidentifikasi apakah Deneb saat ini berevolusi menuju supergiant merah atau saat ini berevolusi ke biru lagi akan menempatkan batasan berharga pada kelas bintang yang meledak sebagai supergiant merah dan yang meledak sebagai bintang yang lebih panas.

Bintang yang berevolusi ke arah merah untuk pertama kalinya kemungkinan besar menggabungkan hidrogen dalam cangkang di sekitar inti helium yang belum cukup panas untuk memulai fusi menjadi karbon dan oksigen . Konveksi telah mulai mengeruk produk fusi tetapi ini tidak mencapai permukaan.

Bintang superraksasa pasca-merah diharapkan menunjukkan produk fusi tersebut di permukaan karena konveksi yang lebih kuat selama fase superraksasa merah dan karena hilangnya lapisan luar bintang yang mengaburkan. Deneb diperkirakan meningkatkan suhunya setelah periode sebagai supergiant merah, meskipun model saat ini tidak secara tepat mereproduksi elemen permukaan yang ditunjukkan dalam spektrumnya.

Bintang variabel

Deneb adalah prototipe dari bintang variabel Alpha Cygni (α Cygni) , yang amplitudonya yang kecil tidak teratur dan pulsasi yang cepat dapat menyebabkan besarnya bervariasi antara 1,21 dan 1,29. Kecepatan variabelnya ditemukan oleh Lee pada tahun 1910, tetapi tidak secara resmi ditempatkan sebagai kelas bintang variabel yang unik sampai edisi ke-4 dari General Catalog of Variable Stars tahun 1985.

Penyebab denyut bintang variabel Alpha Cygni tidak sepenuhnya dipahami, tetapi sifatnya yang tidak teratur tampaknya disebabkan oleh pemukulan.dari beberapa periode pulsasi. Analisis kecepatan radial menentukan 16 mode pulsasi harmonik yang berbeda dengan periode berkisar antara 6,9 dan 100,8 hari. Sebuah periode yang lebih lama sekitar 800 hari mungkin juga ada.