Quella trottola di Betelgeuse

Il suo destino è segnato: Betelgeuse, la splendida stella gigante rossa nella costellazione di Orione, protagonista con il suo brillante scintillio del nostro cielo invernale, prima o poi esploderà come una supernova. Difficile dire quando: potrebbe accadere anche domani, o tra qualche decina di migliaio di anni. Gli astronomi da tempo seguono la sua lenta ma inesorabile agonia, che si manifesta con delle notevoli espansioni e contrazioni delle sue dimensioni (che la portano a raggiungere un raggio anche mille volte maggiore del nostro Sole) e, conseguentemente, con marcate variazioni della sua luminosità. Un altro contributo per conoscere meglio le caratteristiche di questa stella e, soprattutto, la sua evoluzione futura, arriva ora da un team di ricercatori guidato da J. Craig Wheeler dell’Università di Austin in Texas che ha indagato le proprietà rotazionali di Betelgeuse scoprendo, a sorpresa, che la stella ruota molto più velocemente di quanto ci si aspettasse. La prassi vuole che quando una stella si espande per diventare una supergigante , diminuisce la sua velocità di rotazione. Il principio fisico è lo stesso che sfruttano i pattinatori per ridurre la rapidità delle loro piroette aprendo le braccia. «Per Betelgeuse invece non sappiamo spiegare la sua velocità di rotazione – dice Wheeler – perché è 150 volte più elevata di qualunque stella isolata conosciuta che si trovi nella stessa fase evolutiva».
Il passo successivo di Wheeler e dei suoi collaboratori è stato quello di dare una interpretazione ragionevole a questa inattesa constatazione. E lo scenario che ne è emerso chiama in causa la presenza in passato di una possibile stella compagna di Betelgeuse, che doveva avere più o meno la massa del Sole, “ingoiata” dalla stella durante la sua espansione. Il materiale della stella compagna fagocitato da Betelgeuse avrebbe trasferito momento angolare agli strati esterni della sua atmosfera, accelerando così la sua rotazione fino al ritmo che oggi osserviamo.
Se questo banchetto stellare è effettivamente stato consumato, alcuni dei suoi resti dovrebbero trovarsi nello spazio attorno a Betelgeuse, che li avrebbe proiettati lontano da sé, con una velocità stimata di circa 10 chilometri al secondo. Così gli astronomi sono andati a ricercare tracce di questo materiale nelle osservazioni nell’infrarosso che il telescopio spaziale Herschel dell’ESA ha compiuto nel 2012 nella zona circostante Betelgeuse. Le riprese in effetti mostrano una regione dove si vedono due gusci di materia in interazione, che potrebbero essere compatibili con materiale espulso da Betelgeuse circa 100 mila anni fa, quando è entrata nella fase di supergigante. È difficile però dare oggi un’interpretazione certa di questa struttura, che potrebbe ad esempio essere il fronte d’urto prodotto dall’atmosfera di Betelgeuse nel suo moto all’interno del mezzo interstellare.  E per questo Wheeler e i suoi colleghi hanno in programma altre indagini per riuscire ad avvalorare la loro ipotesi.
di Marco Galliani (INAF)

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HD 97300, la stella sotto i riflettori

Una stella appena formata illumina le nubi cosmiche che la circondano in questa nuova immagine ottenuta con il telescopio da 2,2 m dell’MPG/ESO dell’Osservatorio di La Silla in Cile. Le particelle di polvere nelle nubi estese che circondano la stella HD 97300 ne diffondono la luce, come i fari di un’automobile nella nebbia, e creano la nebulosa a riflessione IC 2631. Anche se HD 97300 è ora al centro dell’attenzione, la stessa polvere che la mette in evidenza annuncia la nascita di altre stelle in futuro, stelle che probabilmente le ruberanno la scena. Oggetti come IC 2631 sono nubi di polvere cosmica che riflette nello spazio la luce di una stella vicina, creando uno spettacolo meraviglioso come quello che vedete. Si tratta della nebulosa più brillante del Complesso del Camaleonte, una vasta regione di gas e nubi di polvere che ospita numerose stelle neonate e ancora in formazione. Il complesso si trova a circa 500 anni luce da noi, nella costellazione australe del Camaleonte. IC 2631 è illuminata dalla stella HD 97300, una delle più giovani – e anche delle più luminose e massicce – stelle della zona. La regione è piena di materiale per la costruzione di stelle, come evidenziato dalla presenza di nebulose oscure sopra e sotto IC 2631 nell’immagine. Le nebulose oscure sono così dense di gas e polvere che impediscono il passaggio della luce delle stelle di fondo. Nonostante la sua presenza imponente, il peso di HD 97300 deve essere mantenuto in prospettiva. È una stella di tipo T Tauri, lo stadio visibile più giovane delle stelle relativamente piccole. Quando maturano e raggiungono uno stadio adulto perdono massa e si restringono. Durante la fase T Tauri invece le stelle non si sono ancora contratte alle dimensioni modeste che manterranno per miliardi di anni come stelle di sequenza principale. Queste stelle ancora fanciulle hanno già una temperatura superficiale simile a quella della fase di sequenza principale e di conseguenza, poiché durante la fase T Tauri sono sostanzialmente una versione gigante delle future se stesse, appaiono più brillanti nella giovinezza che nella maturità. Non hanno ancora iniziato a fondere idrogeno in elio nel nucleo, come le normali stelle di sequenza principale; stanno iniziando a scaldare i muscoli termici producendo calore grazie alla contrazione. Le nebulose a riflessione, come quella generata da HD 97300, non fanno altro che diffondere la luce stellare nello spazio. La luce stellare più energetica, come la radiazione ultravioletta delle stelle giovani molto calde, può ionizzare il gas circostante, in modo che emetta luce propria. Queste nebulose a emissione indicano la presenza di stelle più calde e potenti, che nello stadio adulto sono visibili da migliaia di anni luce di distanza. HD 97300 non è così potente e il suo momento di gloria sotto i riflettori non è destinato a durare.
Redazione Media Inaf

Il gran ballo della gigante e della nana

Nonostante sia l’ottava stella più luminosa del cielo notturno, rappresentando uno dei tre vertici del triangolo invernale assieme a Sirio e a Betelgeuse, per molto tempo Procione ha mantenuto abbastanza celati i dettagli della sua doppia natura. Situata a soli 11 anni luce di distanza, Procione non è infatti una stella singola ma un sistema binario, costituito da Procione A, una luminosa subgigante che probabilmente ha esaurito l’idrogeno nel nucleo e si sta avviando a divenire una gigante vera e propria, e da Procione B, una debole nana bianca. Ora, grazie a precise misurazioni effettuate dal telescopio spaziale Hubble nell’arco di due decenni, combinate con osservazioni storiche risalenti al 19° secolo, un team di astronomi, guidati da Howard Bond della Pennsylvania State University, ha finalmente rivelato alcuni dei segreti meglio custoditi da queste dirimpettaie. Nonostante Procione sia un sistema relativamente vicino, la determinazione dell’orbita delle due componenti non è stato un compito facile per via della grande differenza di magnitudine apparente tra le due componenti e per la piccola separazione angolare tra di esse. La nana bianca è infatti visivamente più debole di circa 16.000 volte rispetto alla subgigante, apparendo le due stelle dal nostro punto di vista separate solo di 5 secondi d’arco. Senza la possibilità di un’accurata misurazione del loro moto, le masse delle due stelle sono di conseguenza rimaste incerte per gran parte del secolo scorso. Grazie alla costanza e alla potenza del telescopio spaziale Hubble, Bond e colleghi sono riusciti a ricavare con precisione gli elementi orbitali di Procione e ad ottenere le masse dinamiche delle due stelle. Nel nuovo studio, pubblicato su The Astrophysical Journal, il team riporta che questo sistema binario compie un’orbita completa una volta ogni 40,8 anni. Le masse trovate per le due stelle sono equivalenti a 1,48 masse solari per Procione A e 0,59 masse solari per Procione B. Numeri che, secondo i ricercatori, ben si accordano con le previsioni teoriche in base ai parametri di temperatura, luminosità e astrosismologia di Procione A. La soddisfazione degli scienziati va oltre il fatto di avere messo la parola conclusiva a un quesito astronomico iniziato 170 anni prima, nel 1844, quando l’osservazione di perturbazioni nell’orbita di Procione aveva fatto sospettare per la prima volta di trovarsi di fronte un sistema binario, le cui componenti separate sarebbero state viste solo mezzo secolo dopo. La conoscenza dettagliata delle movenze di questa coppia “squilibrata”, sempre secondo gli autori, fornisce la chiave d’accesso a nuove informazioni su come funzioni la fisica stellare per una stella subgigante come Procione A, che dovrebbe avere attorno ai 2,7 miliardi di anni di età. Una stella che nel suo “sviluppo” ha intensamente interagito – in una modalità ancora da chiarire, ma di cui si scorgono le tracce nell’inusuale mescolamento degli strati più esterni – con la progenitrice di Procione B, presumibilmente una stella di taglia media poi collassata in nana bianca. Risolto un arcano, nuove missioni si preparano per gli astronomi.
di Stefano Parisini (INAF)

Il complesso sistema stellare Delta Orionis

Grazie ad una serie di osservazioni realizzate con l’osservatorio spaziale della NASA Chandra, un gruppo di ricercatori ha osservato la componente della binaria ad eclisse del sistema Delta Orionis A(denominata Delta Ori Aa) per un totale di 6 giorni, traendo preziosi indizi sulle stelle massive e in generale su come i loro venti giochino un ruolo importante sia per la loro evoluzione che per l’ambiente circostante. I risultati di questo studio sono riportati in quattro articoli su Astrophysical Journal. Una delle costellazioni che si riconoscono più facilmente nel cielo è Orione, il “Cacciatore”. La sua caratteristica principale è senza dubbio la “cintura”, che consiste di tre stelle brillanti “disposti lungo una linea”, ognuna delle quali può essere osservata anche senza un telescopio. La stella più a destra della cintura d’Orione è nota ufficiliamente come Delta Orionis, ma anche come “Mintaka”, uno dei tanti nomi che le è stato attribuito nel corso dei secoli. Oggi, però, gli astronomi sanno che Delta Orionis non è semplicemente una singola stella piuttosto essa consiste di un sistema stellare multiplo.

dori

Delta Orionis è in realtà un piccolo gruppo di stelle formato da tre componenti per un totale di cinque stelle: Delta Ori A, Delta Ori B e Delta Ori C. Mentre Delta Ori B e Delta Ori C sono stelle singole che emettono piccole quantità di raggi X, Delta Ori A è una forte sorgente X ed è essa stessa un sistema stellare triplo. In tale sistema, due stelle vicine (Aa 1 e Aa 2) orbitano l’una attorno all’altra ogni 5,7 giorni, mentre una terza stella (Ab) orbita attorno a questa coppia con un periodo di circa 350 anni. La stella più massiccia, o principale, della coppia (Aa 1) ha una massa circa 25 volte quella del Sole mentre la componente meno massiva, la secondaria, ha circa 10 volte la massa solare (Aa 2). L’allineamento fortuito di questa coppia di stelle fa sì che una stella passi di fronte all’altra durante ogni orbita, così come osservato da Terra. Questa classe particolare di sistemi stellari è nota come “binaria ad eclisse” e fornisce agli astronomi un metodo diretto per misurare la massa e la dimensione delle stelle. Le stelle massive, anche se relativamente rare, possono avere delle implicazioni profonde per le galassie in cui esse risiedono. Infatti, queste stelle giganti sono così brillanti che la loro radiazione causa potenti venti stellari che ifluenzano le proprietà chimiche e fisiche del gas intergalattico. Inoltre, i venti stellari contribuiscono al destino finale delle stelle che alla fine esplodono come supernovae, lasciando come residuo finale una stella di neutroni o un buco nero. Dato che Delta Ori Aa è il più vicino sistema binario massivo ad eclisse, esso può essere utilizzato come una sorta di “grimaldello” per comprendere la relazione che esiste tra le proprietà stellari derivate dalle osservazioni ottiche e quelle del vento, rivelate dall’emissione X. La stella compagna meno massiva del sistema Delta Ori Aa (Aa 2) possiede un vento molto meno intenso e risulta molto debole in banda X. Gli astronomi possono utilizzare Chandra per osservare come la stella compagna blocchi le varie parti del vento che proviene dalla stella più massiva (Aa 1). Questo permette agli scienziati di “vedere” meglio ciò che succede al gas che circonda la stella primaria: uno degli obiettivi da parte dei ricercatori è proprio quello di capire dove si forma il gas nel vento stellare che emette raggi X. I dati di Chandra suggeriscono non solo che la maggior parte dell’emissione X proviene dal vento associato alla stella gigante ma che è probabilmente prodotta dalle onde d’urto che si generano a causa delle collisioni tra le regioni più dense di gas, presenti nel vento, che si muovono velocemente. I ricercatori hanno inoltre trovato che l’emissione X dovuta a certi atomi presenti nel vento stellare di Delta Ori Aa cambia man mano che le stelle del sistema binario si muovono l’una attorno all’altra. Ciò potrebbe essere causato da una serie di interazioni tra i venti delle due stelle, oppure da una interazione dovuta al vento della stella principale con la superficie della stella secondaria. A sua volta, questa interazione blocca parte del vento che proviene dalla stella più brillante. In parallelo a queste osservazioni eseguite in banda X, altre osservazioni ottiche realizzate con il telescopio dell’Agenzia Spaziale Canadese MOST (Microvariability and Oscillation of Stars Telescope) hanno permesso di rivelare delle oscillazioni associate alla stella primaria, probabilmente dovute alle interazioni mareali tra la stella principale e la compagna durante il loro moto orbitale. I ricercatori hanno poi utilizzato le misure della variazione di luminosità in banda ottica combinate con un’analisi dettagliata degli spettri ottico e ultravioletto per affinare i parametri fisici delle due stelle. Infine, gli autori sono stati in grado di risolvere alcune incosistenze tra i parametri e i modelli stellari che descrivono come le stelle evolvono nel corso del tempo. Nella foto: la costellazione di Orione, ripresa da un telescopio terrestre. Nell’inserto, in alto a destra, l’immagine di Chandra relativa al complesso sistema stellare Delta Orionis, che contiene in totale cinque stelle. Credit: X-ray: NASA/CXC/GSFC/M.Corcoran et al.; Optical: Eckhard Slawik

La prima pulsar extragalattica

Con quasi 200 pulsar rivelati in raggi gamma dalla missione Fermi, la notizia di una nuova stella di neutroni vista pulsare alle alta energie non farebbe notizia se non si trattasse del primo esempio di pulsar gamma rivelata al di fuori della nostra galassia. Stiamo parlando di PSR 0540-69 che si trova nella grande Nube di Magellano a 50 kpc da noi. Nella sua scansione continua del cielo gamma, Fermi ha un’ottima copertura della nube di Magellano. Integrando i primi anni di dati della missione Fermi sembrava proprio che l’emissione della grande nube di Magellano fosse diffusa, con una “macchia” in corrispondenza della regione 30 Doradus, dove le stelle nascono e muoiono ad un ritmo frenetico. La situazione è cambiata di recente con la disponibilità di più anni di dati che sono stati riprocessati con un nuovo software (noto come Pass 8) che permette una migliore ricostruzione degli eventi gamma. Selezionando solo gli eventi di energia superiore a 2 GeV, dove la risoluzione angolare dello strumento è al suo massimo, è stato possibile vedere che la macchia di 30 Doradus contiene due belle sorgenti puntiformi le cui posizioni coincidono con PSR J0540-6919 e PSR J0537-6910. Non sono pulsar banali . Dal punto di vista energetico, PSR J0537-6910 è il campione della famiglia delle stelle di neutroni. La sua energia rotazionale è di poco superiore a quella del pulsar del Granchio. PSR J0537-6910 ruota con un periodo di 16 msec e è immerso in un resto di supernova dall’età stimata di circa 5000 anni. A pochi minuti d’arco troviamo PSR J0540-6919, un pulsar che ruota in 50 msec ed è immerso in un resto di supernova di circa 1000 anni, che fa registrare un terzo dell’energia rotazionale del pulsar del Granchio. Nella regione di 30 Doradus ci sono quindi due pulsar importanti, rispettivamente il primo ed il terzo più energetici della famiglia e i risultati sull’emissione gamma delle stelle di neutroni ci hanno insegnato che l’energia disponibile è un fattore molto importante: quasi tutti i pulsar visti da Fermi sono quelli con la maggiore riserva di energia disponibile. Un esame accurato dell’immagine gamma di 30 Doradus mostra che PSR J0540 (il pulsar meno energetico) è una sorgente più brillante di PSR J0537. Inoltre, le due sorgenti sono decisamente diverse dal punto di vista spettrale. Mentre PSR J0540 ha uno spettro che ricorda quello dei pulsar, con il tipico cambiamento di pendenza alle alte energie, PSR J0537 non mostra alcun cambiamento di pendenza.
Il ripiegamento in fase dei dati di PSR J0540 è stato particolarmente difficile perché le pulsazioni si vedono bene solo nei raggi X mentre l’emissione radio è sporadica e quella ottica, pur presente, è troppo debole. Per poter fare l’analisi temporale in gamma è quindi necessario avere una copertura X della sorgente e l’unico satellite che ha assicurato il monitoraggio di PSR J0540 è stato RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer) che ha cessato la sua attività alla fine del 2011. L’analisi temporale dei dati gamma, seppure limitata al periodo coperto di RXTE, mostra chiaramente la periodicità a 50 msec con una curva di luce che ricorda quella X e ottica (vedi figura). E’ una curva di luce abbastanza peculiare con un largo massimo, molto probabilmente frutto della sovrapposizione di due picchi abbastanza vicini in fase che emergono bene in radio ed in ottico. Per contro, mentre nessuna periodicità viene rivelata di PSR J0537.  Ma non è finita: paragonando l’emissione gamma di PSR J0540 con quella del pulsar del Granchio ci si rende conto che PSR J0540 ha una luminosità gamma pulsata 20 volte superiore a quella del pulsar del Granchio. E’ un dato stupefacente, considerando che PSR J0540 ha emissione radio, ottica e X abbastanza simile a quella del pulsar del Granchio tanto da essere sempre stato considerato il gemello del pulsar del Granchio. In altre parole, PSR J0540 è più efficiente del pulsar del Granchio a convertire la sua energia rotazionale in raggi gamma, mentre sembra che l’emissione X e ottica siano del tutto simili a quelle del Granchio. La situazione si complica ulteriormente quando si consideri che il più energetico PSR J0537 non mostra nessuna modulazione gamma a un livello che è circa 30 volte inferiore all’emissione di PSR J0540. La sorgente gamma che vediamo in figura 1 potrebbe essere dovuta alla nebula di particelle accelerate dal pulsar, cosa che spiegherebbe perché lo spettro della sorgente non ha la forma tipica dei pulsar.
I due pulsar giovani ed energetici della nube di Magellano si fanno notare per il loro comportamento decisamente diverso e la rivelazione di pulsazione da parte di PSR J0540 risulta tanto importante quando la non rivelazione del più energetico PSR J0537, a riprova che la riserva di energia rotazionale non è l’unico parametro in gioco. Vedi anche http://www.media.inaf.it/2015/11/12/fermi-trova-la-prima-pulsar-extragalattica/
di Patrizia Caraveo (INAF)

Epsilon Lupi, doppia e magnetica

E’ una coppia davvero unica quella scoperta da Matt Shultz, studente di dottorato della Queen University in Ontario (Canada) e il suo team. I ricercatori hanno individuato la presenza di campi magnetici nelle componenti della stella binaria Epsilon Lupi, il quarto astro più brillante della costellazione del Lupo, nell’emisfero australe. Le stelle, che orbitano uno attorno all’altra, si trovano alla distanza di circa 500 anni luce dalla Terra, hanno ciascuna una massa compresa tra sette e otto volte quella del nostro Sole e, insieme, possiedono una luminosità 6.000 volte maggiore.
La scoperta è stata realizzata grazie alle osservazioni del telescopio Canada-France-Hawaii, che sono state condotte nell’ambito delle attività di ricerca del consorzio BinaMIcS (Binarity and Magnetic Interactions in various classes of Stars), coordinato da Evelyne Alecian dell’Università di Grenoble in Francia, proprio con l’obiettivo di studiare le proprietà magnetiche in sistemi stellari binari stretti.
Shultz commenta: «L’origine del magnetismo nelle stelle massicce è ancora un mistero e questa scoperta potrebbe aiutarci a far luce sul perché solo alcune stelle di grande taglia possiedono campi magnetici» .
Nel stelle con una temperatura superficiale relativamente bassa, come ad esempio il Sole, i campi magnetici sono generati da un effetto “dinamo”. Ad alimentarlo sono i moti convettivi che si sviluppano all’interno della stella, dove il materiale più caldo sale in superficie mentre quello più freddo tende a scendere nelle zone più profonde. Nelle stelle massicce, più calde in superficie e più brillanti, i moti convettivi sono sostanzialmente assenti e di conseguenza anche l’effetto dinamo. Deve quindi esistere qualche altro meccanismo responsabile del campo magnetico presente nelle stelle di Epsilon lupi.
Gli astronomi propendono per due possibili spiegazioni, entrambe legate al concetto di ‘campo magnetico fossile’, che si sarebbe cioè formato nel passato della storia evolutiva della stella per poi mantenersi fino ai giorni nostri. La prima ipotesi prevede che il campo magnetico sia emerso proprio durante le fasi di formazione della stella, la seconda suggerisce che il campo magnetico sia stato prodotto dall’effetto dinamo provocato durante il violento rimescolamento di materiale stellare avvenuto a seguito di una fusione di due stelle già formate.
«La nostra scoperta ci permette di escludere lo scenario di fusione da un sistema binario» aggiunge Shultz. «Tuttavia, non cambia il panorama che emerge finora dai risultati della collaborazione BinaMIcS, che cioè meno del due per cento delle stelle massicce in sistemi binari stretti possiedono campi magnetici. E noi non sappiamo ancora il perché».
L’indagine, pubblicata in un articolo sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, indica che le intensità dei campi magnetici nelle due stelle sono simili, ma i loro assi sono anti-allineati, con il polo magnetico sud di una stella che punta nella stessa direzione del polo nord dell’altra, lasciando aperta anche la possibilità che le due stelle condividano un unico campo magnetico globale. I risultati indicano inoltre che le stelle sono sufficientemente vicine perché le loro magnetosfere possano interagire durante il moto orbitale. I loro campi magnetici potrebbero agire quindi come un gigantesco freno che, a lungo andare, le farebbe avvicinare sempre più, e quindi fondersi.
di Marco Galliani (INAF)

Deneb, la stella più luminosa del Cigno

Deneb (Alfa Cygni) è la stella (magnitudine apparente di 1,25) più luminosa della costellazione del Cigno nonché la diciannovesima stella più luminosa del cielo notturno. Trovandosi a declinazioni boreali, la sua osservazione è favorita dall’emisfero boreale. Si tratta di una supergigante bianca di classe spettrale A2I, intrinsecamente molto luminosa. Se appare meno luminosa di stelle come Sirio, Arturo o Vega, ciò è dovuto alla sua grande distanza, che peraltro non è stata ancora determinata con precisione (le stime variano da 1400 a 3200 anni luce). Deneb è in ogni caso fra le stelle di prima magnitudine quella più distante dal Sole. Situata sullo sfondo della Via Lattea, Deneb è facilmente individuabile nel cielo notturno a causa della sua luminosità e a causa dell’appartenenza al più appariscente asterismo del cielo estivo dell’emisfero boreale, il Triangolo estivo, formato, oltre che da Deneb, da Vega della Lira e da Altair dell’Aquila. Deneb quindi forma con Vega la base di un triangolo quasi isoscele, di cui costituisce il vertice più settentrionale. È anche la stella più settentrionale della Croce del Nord, l’asterismo che comprende le stelle più luminose della costellazione del Cigno: assieme ad Albireo (β 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 Terra. Il periodo migliore per la sua osservazione nell’emisfero boreale è nella stagione estiva.Per via della precessione degli equinozi Deneb è passata ad appena 7° dal polo nord celeste circa 18.000 anni fa, e tornerà in quella posizione attorno all’anno 9800.
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  magnitudine assoluta è -6,88. Se invece Deneb si trova alla distanza calcolata nel 2008, allora la sua magnitudine assoluta scenderebbe a -8,38 ± 0,18.  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.
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 M appartenente alle ultime sottoclassi della classe 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 supergiganti rosse; oppure si può ritenere che inizialmente la stella avesse una massa di 20 ± 2 M 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 supergigante 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 M 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 M. Anche se il rapporto fra l’abbondanza dell’azoto e quella del carbonio 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 (> 300 km/s), che ha rimescolato già in questa fase i prodotti del ciclo CNO. Se queste ipotesi sono corrette, Deneb non ha ancora iniziato la fusione dell’elio nel suo nucleo, ma sta ancora fondendo l’idrogeno 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 reazioni 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 assume  un raggio di 180 raggi solari, una temperatura superficiale di 8600 K e una luminosità assoluta di 160.000 L.
Usando le tracce evolutive di Heger & Langer (2000) si arriva ad una massa di 20-25 masse solari. In ogni caso Deneb sembra abbastanza massiccia perché possa concludere la sua esistenza in una supernova di tipo II entro qualche milione di anni. Deneb, come tutte le supergiganti, perde massa a ritmi molto elevati a causa del vento stellare emesso. Tuttavia in letteratura si trovano valori molto diversi circa la quantità di massa espulsa dalla stella. Per esempio, Scuderi et al. (1992) stimano una perdita di massa di 3,7 ± 0,8 × 10-6 M all’anno mentre Hensberge et al. (1982) riportano un valore di 1-5 × 10-9 M all’anno.  Fortunatamente i due più recenti ed accurati studi sulle caratteristiche fisiche di Deneb, Aufdenberg et 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 10-6 – 10-7 M all’anno e una velocità del vento stellare di 225 km/s, il secondo una perdita di 3,1 × 10-7 M all’anno e una velocità di 240 ± 25 km/s. Questo valori sono elevatissimi se paragonati alla perdita di massa del Sole dovuta al vento solare (10 milioni di volte maggiori), ma del tutto normali per una stella supergigante. Nel 2010 è stato 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, il che porta a pensare che le irregolarità siano dovute a perturbazioni nel vento stellare stesso.

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