Ντενέμπ Αλτζέντι είναι το ιδιαίτερο όνομα του φωτεινότερου αστέρα στον αστερισμό Αιγόκερω, του δ (δέλτα) Αιγόκερω. (Delta Capricorni, δ Cap). Είναι ένα διπλό αστρικό σύστημα που αποτελείται από δύο λευκούς γίγαντες αστέρες. Επειδή βρίσκεται κοντά στην εκλειπτική, ο δ Αιγόκερω μπορεί να υποστεί επιπροσθήσεις από τη Σελήνη και (σπανίως) από πλανήτες, ενώ ο Ήλιος (πάντα όπως φαίνεται από τη Γη) περνά στα χρόνια μας κοντά από τον αστέρα στις 12 Φεβρουαρίου κάθε έτους, σε ελάχιστη γωνιακή απόσταση 2,6 μοιρών.

Ντενέμπ Αλτζέντι (δ Αιγόκερω)
Αστερισμός: Αιγόκερως
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0):
α = 21h:47m:02,4s,
δ = −16°.07′.38″
Φαινόμενο μέγεθος: +2,81
Φασματικός τύπος: A7mIII/F0-2 + (G ή K)
Απόσταση από τη Γη: 38,7 έτη φωτός

Ονομασίες και ιστορίαΕπεξεργασία

Το παραδοσιακό όνομα «Ντενέμπ Αλτζέντι» προέρχεται από την αραβική φράση ذنب الجدي (ðanab al-jady), που σημαίνει «η ουρά της αίγας», αναφερόμενη στη θέση του στη γίδα που υποτίθεται ότι παριστάνει ο αστερισμός. Μία άλλη ονομασία είναι Scheddi. Ο δ Αιγόκερω ήταν ένας από τους 15 αστέρες-ριζώματα (Behenian stars) της μεσαιωνικής αστρολογίας, συνδεδεμένος με τους πλανήτες Κρόνο και Ερμή, το ορυκτό χαλκηδόνιο, τη ματζουράνα και το καββαλιστικό σύμβολο  . Το 2016 η Διεθνής Αστρονομική Ένωση συνέστησε μία ομάδα εργασίας επί των ονομάτων των αστέρων, προκειμένου να καταγράψει και να προτυποποιήσει τα ιδιαίτερα ονόματα των αστέρων. Η ομάδα ενέκρινε την ονομασία Deneb Algedi για τον αστέρα δ Αιγόκερω την 1η Φεβρουαρίου 2017.

Στην κινεζική αστρονομία ο δ Αιγόκερω είναι γνωστός ως 壘壁陣四 (Lěi Bì Zhèn sì), δηλαδή «ο Τέταρτος αστέρας της επάλξεως». Αυτό αναφέρεται στη θέση του στην ομάδα άστρων γνωστή στην Κίνα ως «Στρατόπεδο», που περιλαμβάνει και τους κ, ε, και γ Αιγόκερω, ι, λ, σ και φ Υδροχόου, 27, 29, 30 και 33 Ιχθύων.

Αστρονομικά και αστροφυσικά δεδομέναΕπεξεργασία

Ο δ Αιγόκερω είναι μεταβλητός δι' εκλείψεων αστέρας παρόμοιος με τον Αλγόλ, με περίοδο 1,022768 ημέρα.[1] Το φωτεινότερο φαινόμενο μέγεθος του συστήματος είναι 2,81, ενώ κατά την έκλειψη του κύριου αστέρα μεταβάλλεται κατά 0,24 και κατά τη δευτερεύουσα έκλειψη αυτό μεταβάλλεται κατά 0,09.

Ο κύριος αστέρας, o δ Cap A, έχει φασματικό τύπο A7m III, δηλαδή είναι ένας γίγαντας αστέρας με χημική ιδιομορφία (αστέρας Am).

Κατά το παρελθόν οι αστρονόμοι υποπτεύονταν ότι αυτός ο αστέρας ήταν μεταβλητός τύπου δ Ασπίδος (Delta Scuti variable), κάτι σπάνιο για αστέρα Am. Αυτή η υποψία αμφισβητήθηκε από παρατηρήσεις το 1994 και σήμερα πιστεύεται γενικώς ότι μάλλον δεν είναι ενδογενώς μεταβλητός.[2] Ο δ Αιγόκερω A έχει τη διπλάσια μάζα και σχεδόν τη διπλάσια διάμετρο από τον Ήλιο. Περιστρέφεται γρήγορα γύρω από τον άξονά του, με προβαλλόμενη γραμμική ταχύτητα περιστροφής στον ισημερινό του 105 km ανα δευτερόλεπτο. Είναι ασυνήθιστο για αστέρα τύπου Am να έχει τόσο υψηλή περιστροφική ταχύτητα. Η ενεργός θερμοκρασία του είναι 7.301 K, που αντιστοιχεί στην ψυχρή λευκή λάμψη ενός αστέρα φασματικού τύπου A.

Ο συνοδός αστέρας είναι τύπου G ή K (κίτρινος ή πορτοκαλί) με περίπου τα εννέα δέκατα της μάζας του Ήλιου και ενεργό θερμοκρασία περίπου 4.500 K. Το όλο σύστημα πλησιάζει τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα γενικώς με ταχύτητα 6,3 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο.

Υπάρχουν και δύο οπτικοί συνοδοί, αστέρες που δεν έχουν σχέση με το σύστημα πέραν του ότι φαίνονται (χωρίς να είναι στην πραγματικότητα) πολύ κοντά του όπως παρατηρούνται από τη Γη: Ένας αστέρας 15ου μεγέθους, ο δ Cap C, βρίσκεται 1 λεπτό της μοίρας μακριά, ενώ ο 13ου μεγέθους D απέχει περισσότερο από 2 λεπτά της μοίρας από τον κύριο αστέρα, και αυτή η γωνία αυξάνεται.

Παρατηρησιακή ιστορίαΕπεξεργασία

Το 1906 ο Αμερικανός αστρονόμος Βέστο Σλάιφερ του Αστεροσκοπείου Λόουελ ανεκάλυψε ότι ο δ Αιγόκερω είναι φασματοσκοπικώς διπλός αστέρας. Η τροχιά του ζεύγους προσδιορίσθηκε το 1921 από τον Κλίφορντ Κραμπ (Clifford Crump) με χρήση μετρήσεων της ακτινικής ταχύτητας που έγιναν από το Αστεροσκοπείο Γιέρκς. Ωστόσο, η ιδιότητα του μεταβλητού δι' εκλείψεων αστέρα ανακαλύφθηκε μόλις το 1956 από τον Όλιν Έγκεν στο Αστεροσκοπείο Λικ.

ΠαραπομπέςΕπεξεργασία

  1. Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (Σεπτέμβριος 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2): 869–879. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. Bibcode2008MNRAS.389..869E. 
  2. Lloyd, C.; Wonnacott, D. (Ιανουάριος 1994), «Is the ROSAT Wide Field Camera EUV source and AM eclipsing binary, Delta Capricorni, also a Delta Scuti variable?», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 266: L13–L16, doi:10.1093/mnras/266.1.l13 

ΒιβλιογραφίαΕπεξεργασία

Δείτε επίσηςΕπεξεργασία

Εξωτερικοί σύνδεσμοιΕπεξεργασία

Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Delta Capricorni της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).