Ophiuchus (le Serpentaire)

Ophiuchus correspond à une vaste région amorphe du ciel, en partie occupée par la Voie Lactée, dans laquelle faute d'étoile très brillante ou d'alignement évident, il est facile de se perdre. Traversée par l'écliptique du fait du tracé actuel de ses limites, la constellation ne fait cependant pas partie du zodiaque traditionnel.

Ras Alhague est une étoile de type A située à 47 années-lumière. Sa magnitude apparente est de 2,08, mais si on la plaçait à la distance du Soleil, elle brillerait 26 fois plus que lui (magnitude absolue : 1,3).

Kelb Alrai est de magnitude apparente 2,76 et de magnitude absolue 0,76, ce qui signifie qu'elle est 42 fois plus lumineuse que le Soleil. Cette géante rouge de type K est éloignée de 82 années-lumière.

Yed Prior est une géante rouge de type spectral M1. Elle est éloignée de 170 années-lumière. Magnitude apparente : 2,73. Magnitude absolue : 60,86 = 190 fois le Soleil.

Yed Posterior, de magnitude apparente 3,23 (magnitude absolue : 0,64, soit la luminosité de 50 soleils), est de type G8. Elle est située à 110 années-lumière.

Dzêta Ophiuchi est une étoile de magnitude apparente 2,54. Située à la distance de 500 années-lumière, elle est de magnitude absolue -3,2, correspondant à la luminosité de 2000 soleils.

Kappa Ophiuchi, éloignée de 86 années-lumières nous apparaît avec une magnitude de 3,19. Son éclat intrinsèque est 31 fois supérieur à celui du Soleil (magnitude absolue : 1,09).

Thêta Ophiuchi est, avec une magnitude absolue de -2,92, une étoile mille fois plus lumineuse que le Soleil. Sa distance de 500 années-lumière lui confère une magnitude apparente de 3,27.

Nu Ophiuchi est une étoile de magnitude apparente 3,32. sa magnitude absolue est de -0,03 (90 fois l'éclat du soleil). Distance : 160 années-lumière.

Marfic (Lambda Oph) est une étoile multiple située à 326 années-lumière. Sa composante la plus brillante est une étoile de la séquence principale de type A0 et de magnitude 3,90. Le deuxième élément, de type A4, est de magnitude 4,90. Ces deux astres gravitent autour de leur centre de masse commun avec une période de 129 ans 10,5 mois (figure ci-dessous).

Sabik une étoile binaire dont les deux éléments sont de type A2. La première composante est de magnitude 2,43 (magnitude absolue : 0,37, soit 60 fois la luminosité du Soleil), la seconde est de magnitude 3,50. Période orbitale du système : 80 ans. Distance : 84 années-lumière.

67 Ophiuchi est une étoile double située à 3000 années-lumière. La composante la plus brillante est de magnitude 3,90. A 54", on trouve la seconde composante de magnitude 8,20.

70 Ophiuchi est une étoile triple, dont les composantes les plus brillantes gravitent autour de leur centre de masse commun en 87 ans 10 mois. La première est de magnitude 4,30, l'autre de magnitude 6,20. L'élément principal est en outre une binaire spectroscopique dont la période est 18 ans.

U Ophiuchi est une binaire à éclipses de la famille d'Algol (Persée), éloignée de 1600 années-lumière. Les deux composantes sont des étoiles massives (bleues). Les éclipses se produisent avec une périodicité de 1 jour 16 heures. La magnitude passe alors de 5,90 à un minimum de 6,60.

Rhô Ophiuchi, au sud-ouest de la constellation, est une étoile quadruple située à 410 années-lumière. Ses composantes sont de magnitudes 5,20, 5,90, 6,60, 7,10. Le nuage de gaz et de poussières dans lequel ce système est immergé est considérée comme l'un des régions proches de la Voie Lactée où se forment actuellement des étoiles et peut-être des systèmes planétaires. 

Ce système a été découvert par W. Herschel le 7 août 1799; depuis lors, il a effectué un peu plus d'une révolution. il offre le plus grand intérêt à cause des irrégularités non encore expliquées de son mouvement, et par ce fait que sa parallaxe est une des mieux déterminées jusqu'ici; aussi, le nombre des orbites calculées pour lui est-il considérable : nous en avons vingt, dont la première, due à Encke, est de 1829 et la dernière, due à See, est de 1895.

En adoptant la valeur 0", 15 pour sa parallaxe, la masse totale de ce système est sensiblement triple de celle du Soleil et son diamètre équivalent en densité serait une fois et demie celui du Soleil (Ch. André, 1900).

Région de Rhô Ophiuchi (en haut). En bas : Antarès (Scorpion). 

Y Ophiuchi est une Céphéide (c'est-à-dire appartenant à la famille de Delta de Céphée), dont la magnitude oscille entre 5,90 et 6,40 au cours d'une période de 17 jours 3 heures. Distance : 540 années-lumière.

La constellation est surtout un prodigieux repaire d'amas globulaires. On n'en citera ici que quelques uns, puisés dans le catalogue de Messier

M 9 Source : NOAO, crédit : AURA/NOAO/NSF (KPNO 0.9-meter CCD image).

M 10

M 12 Source : The STScI Digitized Sky Survey

M 9 = NGC 6333 est une amas globulaire de magnitude photographique 8,36, éloigné de 26 000 années-lumière - c'est-à-dire à proximité du centre galactique - et d'un diamètre d'une cinquantaine d'années-lumière. Sa forme allongée s'explique par l'interposition de poussières. L'objet est assez pauvre en étoiles variables.

M 10, situé à 40 000 années-lumière, est un gros amas globulaire de magnitude 7,81 présentant une forte concentration. On remarquera sa forme ovale.

M12 est un très bel amas globulaire de magnitude 8,21, éloigné d'environ 35 000 années-lumière. Son étoile la plus brillante est de magnitude 14.

M 14, est un amas globulaire situé à 60 000 années-lumière. Il nous apparaît de magnitude photographique 9,10.

Cet amas découvert par Messier en 1764 est pour lui "une petite nébuleuse, sans étoiles, faiblement lumineuse et de forme ronde". C'est W. Herschel qui, en 1783, le résolut en étoiles et, d'après lui, cette séparation est très aisée; il le donne comme extrêmement brillant et rond : il y compte 300 étoiles (Ch. André, 1900).-

M 14

M 19

M 19 est un amas globulaire éloigné de 27 000 années-lumière. Il réunit une centaine de milliers d'étoiles dans un volume de 60 années-lumière de diamètre. sa magnitude photographique est de 7,45. On remarquera ici aussi sa forme allongée, peut-être occasionnée par son passage dans les régions centrales de la Galaxie, dont il n'est encore éloigné que de 5000 années-lumière.

II a été découvert par Messier en 1764 avec son télescope de 3,5 pieds et a été, décrit par lui sous le n° 19 comme une nébuleuse sans étoile, de forme ronde; vingt ans plus tard W. Herschel le résolvait en étoiles avec son télescope de 7 pieds.

C'est un très bel amas globulaire formé d'étoiles très petites et très condensées; il est d'une teinte blanc de crème et faiblement lumineux au centre, où les étoiles sont nettement séparées dans son télescope de 20 pieds (Ch. André, 1900).

M 62 est un amas globulaire qui apparaît de forme allongée dans les grands télescopes. Son noyau décentré lui donne une allure de comète. Magnitude 7,42. Distance : 50 000 années-lumière. 

Cet amas, catalogué par Messier sous le n° 62, a été retrouvé par Dunlop, observé par J. Herschel puis étudié par Bailey au moyen de la photographie. Son diamètre est de 13', 5 en ascension droite; il est très brillant, formé d'étoiles de 14e à 16e grandeur; au milieu est une forte condensation lumineuse, parfaitement blanche et un peu excentrique, de sorte que l'amas paraît être resserré dans sa partie sud. Cette irrégularité, fort peu fréquente dans les amas globulaires, est une caractéristique de celui-ci. Bailey y a compté un millier d'étoiles.
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M 62. Source : 2MASS Atlas Image Gallery: The Messier Catalog.

J. Herschel le définit "belle nébuleuse à centre brillant, entouré d'une faible luminosité et qui ressemble à une petite comète". En réalité, cette nébulosité est la réunion de deux amas globulaires bien distincts et formés d'étoiles de 14e à 16° grandeur, mais dont l'intervalle de séparation est excessivement faible par rapport au diamètre total de l'objet.

Le fait curieux est que cette irrégularité se retrouve, et à un degré beaucoup plus élevé, dans la distribution des variables (26) qu'il renferme. Par le centre de la condensation lumineuse qui forme la partie intérieure de l'amas, menons une ligne Est-Ouest et de chaque côté, au nord et au sud des parallèles équidistantes à 1' et 4' du centre; nous aurons ainsi vers le milieu de l'amas deux bandes de 3' de large, l'une au Nord, l'autre au Sud. Mais tandis que la bande nord renferme 15 variables sur 354 étoiles, on ne compte dans la bande Sud qu'une seule variable sur les 214 étoiles qu'on y peut séparer (Ch. André, 1900).

M 107 = NGC 6171 est un amas globulaire découvert par Méchain en 1782. Il est situé à 10 000 années-lumière. Magnitude : 9,20.

M 107. Source : NOAO, crédit : AURA/NOAO/NSF.

IC 4665 est un amas ouvert très dispersé de magnitude 4,20. Distance estimée à 1500 années-lumière.
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IC 4665.  Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011.

M 2-9 (= Nébuleuse du Papillon) est une binaire symbiotique située à 2100 années lumière de nous. Le gaz est expulsé du couple à une vitesse de 350 km/s et a commencé il y a environ 1200 ans. A noter que cet objet était précédemment rangé parmi les nébuleuses planétaires proprement dites. La différence entre les deux types d'astres est seulement perceptible dans leur spectre-infrarouge.

C'est aussi dans Ophiuchus qu'ont explosé la nova de 1917 et la nova de 1848.

La Supernova de Kepler. - C'est dans la constellation d'Ophiuchus qu'a été observée en Europe, mais aussi en Chine et en Corée, la supernova de 1604, dite supernova de Kepler.

. Rémanent de la supernova de 1604. Crédit : ROSAT, MPE, NASA

L'étoile nouvelle de Kepler au nouvelle du Serpentaire (1604). - Le 10 octobre 1604, J. Brunowski, élève de Kepler, aperçut dans le pied droit du Serpentaire une étoile nouvelle très brillante, de couleur blanche, surpassant en éclat non seulement les étoiles de première  grandeur, mais aussi Mars, Jupiter et Saturne, dont elle se trouvait voisine. Képler, qui la reconnut le 17, l'observa attentivement et publia sur cette apparition une Notice très détaillée [1]; d'abord un peu moins brillante que Vénus, cette étoile conserva longtemps le même éclat; si bien que le 16 novembre, dernier jour où il put l'apercevoir à l'Occident, c'était au milieu d'une lumière crépusculaire assez intense pour empêcher de voir Jupiter.

[1] Kepler, De stella nova in pede Serpentarii (Prague, 1606).

Lorsqu'à la fin de décembre elle reparut à l'Orient, sa lumière s'était affaiblie; elle surpassait certainement Antarès (Scorpion), mais n'égalait point Arcturus (Bouvier). Le 20 mars 1605, plus petite en apparence que Saturne, elle était supérieure aux étoiles de 3e grandeur qu'elle égalait le 21 avril; vers le milieu d'août, elle n'était plus que de 4e grandeur; le 8 octobre, on la voyait difficilement à l'oeil nu. Enfin, en mars 1606, elle était devenue entièrement invisible.

On peut donc admettre que sa disparition eut lieu vers le milieu de janvier 1606 et que, en conséquence, cette étoile avait brillé environ quinze mois.

Il convient, en outre, de remarquer que, contrairement à ce qu'avait montré la Pèlerine (étoile de Tycho dans Cassiopée), on n'a constaté aucun changement dans la coloration de l'étoile nouvelle du Serpentaire, qui est constamment restée blanche.

En partant des mesures de Fabricius, Schönfeld indique pour position (rapportée à 1855,0) de cette étoile :

AD = 17 h 21 mn 57 s, Décl. = + 21° 21',2.