Дельта Козерога - это двойная звезда, находящаяся на расстоянии 38,7 световых лет от Солнца в созвездии Козерога.
Система состоит из затмевающей двойной звезды, Дельта Козерога А, и двух визуальных спутников, обозначенных как B и C, которые более чем на 10 величин тусклее. Два компонента Дельта Козерога A обозначаются как Дельта Козерога Aa (официально названа Денеб Алгеди, традиционное название системы) и Ab. Основная звезда, Aa, представляет собой белого гиганта, и совокупное свечение Aa и Ab делает ее самой яркой звездой в созвездии.
Дельта Козерога находится на 2,6 градуса к югу от эклиптики и может быть закрыта Луной и редко планетами.
В 1906 году астроном Весто Слифер из Обсерватории Лоуэлла обнаружил, что Дельта Козерога А - это спектроскопическая двойная звезда. Орбита была определена в 1921 году Клиффордом Крампом с использованием 69 измерений радиальной скорости, полученных в Обсерватории Йеркса. Однако затмевающая двойная природа системы была обнаружена только в 1956 году Олином Дж. Эггеном в Обсерватории Лик.
Дельта Козерога была признана звездой с металлическим спектром в 1957 году и включена в каталог магнитных звезд 1958 года. Она также была ассоциирована с источниками экстремального ультрафиолета и радиоволн, предположительно связанными с корональной активностью во вторичной звезде.
Дельта Козерога А - это затмевающая двойная звезда типа Альголя с орбитальным периодом 1,022768 дня и наклоном к линии зрения с Земли. Максимальная видимая величина пары составляет 2,81. Во время затмения первичной звезды эта величина уменьшается на 0,24. Когда первичная звезда затмевает вторичную, величина уменьшается на 0,09.
Дельта Козерога А имеет общую звездную классификацию A7m III, что указывает на то, что это гигантская звезда, исчерпавшая запас водорода в своем ядре. Более конкретно, это химически особенная звезда типа Ам с спектральным типом kA5hF0mF2 III по пересмотренной системе MK. Эта обозначенная запись указывает, что кальциевая линия K соответствует температуре звезды типа А5, водородный спектр соответствует звезде типа F0, а линии металлической абсорбции соответствуют звезде типа F2.
В прошлом предполагалось, что эта звезда является переменной Дельта Скути, что редко для звезды типа Ам. Эта категоризация была подвергнута сомнению в ходе наблюдений в 1994 году, и, скорее всего, она не является внутренне переменной. У первичной звезды в два раза больше массы Солнца и почти вдвое больше радиуса. Она вращается быстро с проекцией скорости вращения 105 км/с (эта скорость вращения синхронизирована с орбитальным периодом). Следует отметить, что для звезды типа Ам необычно иметь такую высокую скорость вращения. Внешняя оболочка звезды излучает энергию при эффективной температуре 7301 K, что придает ей белесый оттенок типа звезды А. Вторичный компонент представляет собой звезду типа G или K с примерно 90% массы Солнца.
Также существуют два оптических спутника. Звезда пятнадцатой величины находится в одной дуговой минуте, а звезда тринадцатой величины находится более чем в двух дуговых минутах от основной звезды, и это расстояние увеличивается.