Les étoiles doubles

Les étoiles sont très souvent liées entre elles au sein de systèmes multiples qu'il est intéressant d'observer. Cet article décrit les principales classes d'étoiles doubles ainsi que celles qui sont les plus spectaculaires à photographier, en raison de leur luminosité ou de leur différence de couleurs.

Selon les moyens d’observation, on distingue en effet plusieurs types d’étoiles doubles :

• doubles optiques - dues à la perspective – vs doubles vraies ;
• doubles visuelles ou télescopiques - observées par leur déplacement au cours du temps ;
• doubles photométriques - montrant des variations de luminosité ;
• doubles spectroscopiques - non observables directement, détectées par les variations du spectre.

Doubles vraies

Les doubles vraies sont des couples d’étoiles liées par la gravité, qui tournent autour de leur centre de masse commun. Contrairement à ce que l’on a cru pendant longtemps, les étoiles doubles sont très répandues : plus de 50 % des étoiles appartiennent à un système multiple, double, triple ou même quintuple.

Les étoiles doubles sont très intéressantes car on peut calculer la masse de chaque composante. En effet, chaque étoile décrit une ellipse képlérienne autour du centre de gravité du couple, qui en est un des foyers. Dans le cas d’un système binaire, les excentricités de ces orbites sont égales et le rapport des ½ grands axes a1/a2 est dans le rapport des masses (barycentre). En pratique, on mesure plutôt le rapport des masses m1/m2 par les écarts de vitesse radiale de chaque étoile car les mesures Doppler sont plus précises.

D'autre part, le rapport (a1+a2)³/T² est égal à G(m1+m2)/4π (cf 3^e loi de Kepler) où G est la constante de gravitation (6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻²) et T la période de rotation du couple. Avec ces 2 équations, on en déduit les valeurs respectives des masses des deux astres.

Doubles visuelles ou télescopiques

Ce sont les systèmes qui peuvent être résolus dans un télescope optique, jusqu’à 1000 AL environ en fonction de la luminosité ; on en dénombre aujourd’hui plus de 100 000. Les trajectoires peuvent être mesurées à l’aide d’un micromètre.

Les doubles astrométriques sont de vrais couples, mais dans lesquels une seule composante, la plus brillante, est observable. Cette dernière doit être assez proche de la Terre pour qu’on puisse analyser son mouvement propre.

Ainsi l’analyse de la trajectoire de Sirius (mag -1,46) à 8,7 AL a permis, dès 1830, de montrer que cette étoile était double, bien qu’il ait été impossible d'en voir le compagnon. Par des mesures astrophysiques, on a pu évaluer la masse de Sirius A (2,6 masses solaires) puis en déduire la masse du compagnon, Sirius B. C’est la première naine blanche identifiée, de l’ordre d’une masse solaire, mais avec une luminosité faible alors indétectable.

Doubles photométriques

La méthode d’observation est ici la mesure de la quantité de lumière reçue, par exemple à l’aide d’une caméra CCD. Lorsque la luminosité varie dans le temps de manière cyclique, avec des périodes où la lumière est constante, et deux minima, on en déduit qu’il s’agit d’une binaire.

Les doubles photométriques montrent le cas où une étoile passe devant l’autre, produisant des éclipses. La luminosité étant de ce fait variable, on nomme ces étoiles variables à éclipses. 

Le prototype de ces étoiles est Algol (β Persei), de magnitude 2 située à 93 AL, qui baisse périodiquement jusqu’à la magnitude +3,3 tous les 2 jours et 21 heures environ. C’est en fait un système composé de trois étoiles : Algol A, la plus massive, Algol B, la plus lumineuse, et Algol C. A et B tournent autour l'une de l'autre, sans jamais s'éclipser totalement, mais entrainant une importante baisse de luminosité de la sous-géante Algol B, qui est de type B8.

Les deux étoiles sont très proches, car elles ne sont qu'à 7,5 millions de kilomètres l'une de l'autre, soit 5% de la distance Terre-Soleil.

Doubles spectroscopiques

Les doubles spectroscopiques sont des étoiles apparemment simples, et ne montrant pas de variations significatives de la luminosité (il n’y a pas d’éclipses). Mais lorsqu’on enregistre un spectre de leur rayonnement, on observe parfois un dédoublement des raies spectrales. Si ce dédoublement est permanent, et d’amplitude périodique, on l’explique par la présence de deux étoiles, dont les vitesses par rapport à la Terre sont différentes, ce qui produit des décalages Doppler distincts.

Si l’inclinaison de l’orbite par rapport à la Terre est assez faible, les étoiles s’éclipsent mutuellement, et on peut aussi les détecter comme doubles photométriques. Alors, ce sont des étoiles variables.

Systèmes multiples

La nature nous offre quelques beaux exemples. Ainsi l’étoile polaire (une géante jaune de 5 masses solaires située à 400 AL, magnitude +2) est elle-même une étoile triple, dont le premier compagnon est visible avec un instrument modeste (écart 18’’, mag +8,7) ! Son 2^e compagnon de magnitude +9,4 est très proche à 0,17’’ et difficile à voir ; enfin l'étoile polaire est aussi une céphéide variable.

1. Mizar et Alcor

Une étoile très connue de la Grande Ourse, Mizar (mag +2,7), forme une double visuelle avec Alcor (mag +4,0). Il s’agit d’un couple optique, les deux étoiles sont faiblement liées gravitationnellement : Mizar est à 78 AL de nous, Alcor se situe 3 AL plus loin.

Mais une observation télescopique d’amateur montre vite que Mizar est double. C’est même la première double télescopique connue, car elle a sans doute été vue par Galilée en 1620, et elle est mentionnée par Riccioli en 1650 ; l’écart est de 14’’ environ, la magnitude de la composante secondaire est de +4,0. Enfin, une observation du spectre de chacune des deux composantes nous révèle qu’elles sont toutes deux des doubles spectroscopiques ! Alcor a également une naine blanche comme compagnon proche.

C’est l’astronome William Herschel qui a pensé le premier aux étoiles doubles, en tant que systèmes physiques liés par la gravitation, et qui en a entamé une recherche systématique à partir de 1776 soit plus d'un siècle après Galilée.

2. Albireo

Autre exemple magnifique : Albireo, dans le Cygne (c’est l’étoile qui forme le bec du cygne). Albireo est un couple exceptionnel dans un petit télescope : la première composante, A, est jaune orangée, la seconde, B, est bleu-vert. Les magnitudes sont assez proches (+3,1 pour A, +5,1 pour B), et le contraste de couleur fait toute la beauté de ce couple bien connu des amateurs. L’écartement des deux étoiles est de 34,3" ce qui en fait un couple facile. Les distances respectives d’Albireo A et B sont de 389 et 328 AL : ces deux étoiles ne sont donc pas liées par la gravité, il s’agit d’une binaire visuelle.

A est de type spectral K3II ; sa classe de luminosité II la place parmi les supergéantes ; son type K3 lui confère une température superficielle de 4.100 K. La magnitude et la température superficielle permettent de calculer son diamètre, qui est de l’ordre de 20 fois celui du Soleil. Mais A serait de plus une binaire spectroscopique.

B, la composante bleu-vert, est de type B8V ; c’est une naine de la Séquence Principale (classe V) ; le type B8 en fait une étoile massive et chaude : 12.000 K ; son diamètre est 3 fois celui du Soleil. Cette étoile est en rotation très rapide et la force centrifuge à l’équateur lui fait perdre de la masse. L’étoile est à présent entourée d’un disque de matière provenant de cette perte.

3. Omicron1 Cygni (31 Cyg)

Un bel ensemble ; à l'oeil nu, seul le couple A et D (31 et 30) est visible. Elle fait d'ailleurs partie des quelques étoiles doubles que l'on peut s'amuser à résoudre à l'oeil nu lors des belles soirées d'été. Mais O1 Cyg devient triple dès que l'on utilise un instrument, avec de belles couleurs.

La principale est orange (mag 3,8), D est blanc-bleuté (mag +4,8), et C, la plus faible des 3 (mag +7) a une coloration bleue bien soutenue. Ces étoiles entre 600 et 1300 AL du Soleil ne sont pas liées entre elles.

O1 Cyg A est cependant une binaire à éclipse comme Algol, avec une période de 10,3 années (mag 3,7 à 3,9). Son compagnon est une étoile bleue qui orbite assez près à 11 UA.

4.  61 Cygni (étoile de Bessel)

61 Cygni, dite l'étoile de Bessel ou l'étoile volante de Piazzi, est un système binaire de deux étoiles naines oranges de classe spectrale K quasi identiques situé dans la constellation du Cygne.

Il est remarquable par son rapide mouvement propre au sein de notre Galaxie : le couple se déplace sur la voute céleste d’environ 30’ (soit le diamètre de la pleine lune) en 150 ans. Ceci est dû, d'une part à sa relative proximité, d'autre part à sa grande vitesse (106 km/s).

Ce sont les premiers astres en dehors du système solaire dont on ait mesuré la distance par la méthode de la parallaxe : 11,4 AL (Friedrich Wilhelm Bessel en 1838).

Les deux étoiles composant le système de 61 Cygni sont de type comparable au Soleil, bien que légèrement plus petites et plus froides (magnitudes +5,2 et +6,0). Elles tournent autour d'un barycentre commun en 653 années. La distance angulaire entre les deux astres est d'environ 30".

5. Delta Lyrae

Delta Lyrae est une étoile triple optique. La première composante (Delta-1), une géante bleue de magnitude +5,5 à 990 AL, est écartée d'un deuxième élément (Delta-2) de près de 10'.

Delta-2 est elle-même composée : éloignée de 736 années-lumière, son étoile la plus brillante est une géante rouge de magnitude +4,5. Le principal compagnon de celle-ci est de magnitude 11,4 à 1'26" d’écart.

6. Epsilon de la Lyre

Epsilon Lyrae est un système stellaire multiple dans la constellation de la Lyre, situé à environ 162 années-lumière du système solaire. Ce système est bien connu des astronomes amateurs comme une étoile "double-double". En effet, il apparaît comme constitué de deux composantes, notées ε1 (au nord)1 et ε2 (au sud), séparées par une distance angulaire de 3'28" (correspondant à 0,16 AL), et aisément distinguées avec de simples jumelles, voire à l’œil nu. La période de rotation est de 500 000 ans.

Toutefois, observées avec un instrument plus puissant, chacune de ces deux composantes se dédouble : le système apparaît ainsi comme deux étoiles doubles orbitant l'une autour de l'autre, d'où le nom.

Les étoiles de ε1 ont pour magnitudes respectives +5,02 et +6,02, et sont séparées par 2,3". La période orbitale peut être estimée à 1160 ans, ce qui correspond à une distance de l'ordre de 116 UA (1 UA = distance Terre-Soleil = 150 millions de km). Celles de ε2 ont pour magnitudes respectives +5,14 et +5,37, avec une séparation angulaire d'environ 2,4" et une période de 585 ans.

Une cinquième composante, en orbite autour d'une des étoiles de ε2, a été détectée par spectroscopie, autour de ε2, sa séparation angulaire de l'ordre de 0,1" empêchant toute observation visuelle. D'autres étoiles pourraient faire partie du système, qui comprendrait jusqu'à une dizaine de composantes.

7. Algedi (Capricorne)

Les deux étoiles principales sont à des distances très différentes et constituent un double optique ; leur écart de 6’ d’arc est visible à l’œil nu.

Alpha1 Capricorni (α1 Cap) est une étoile binaire qui partage le nom Algedi (de l'arabe al-jadii, signifiant la chèvre) avec α2 Capricorni. Elle est à environ 690 années-lumière de la Terre.

C'est une supergéante jaune de type G avec une magnitude apparente de +4,3. Sa masse vaut 5,3 fois celle du Soleil et sa luminosité est 1000 fois plus grande que celle de notre étoile. Elle possède une compagne de 8e magnitude, séparée de 0,65’’ de la primaire.

Alpha2 Capricorni (α2 Cap) est une étoile triple située à environ 109 années-lumière de la Terre. C’est aussi une géante jaune de type G avec une magnitude apparente de +3,58. Les composantes secondaire et tertiaire, désignées α2 Capricorni B et C, sont deux étoiles de onzième magnitude situées à 6,6’’ de l'étoile primaire.

8. Theta du Taureau

Le système est dominé par les deux étoiles de 3e magnitude, θ1 Tauri et θ2 Tauri, à 155 AL de la Terre et qui sont séparées par 5,6’ sur le ciel. Distantes de quelques AL, elles ne semblent pas liées par la gravitation.

θ1 Tauri est la composante la plus faible, une géante orange de type K avec une magnitude apparente de +3,84.

θ2 Tauri est une géante blanche de type A avec une magnitude apparente moyenne de +3,40.

Les deux étoiles sont chacune des binaires spectroscopiques qui ont au moins une compagne proche. θ1 Tauri a une compagne de 7e magnitude à 0,082’’, soit à au moins 4 unités astronomiques (UA). θ2 a une compagne de 6e magnitude à 0,005’’, soit à au moins 2 UA.

9. Almach ou Gamma d’Andromède

Almach (γ1 Andromedae) est une étoile géante orange. De magnitude apparente +2,1, son éloignement de plus de 350 années-lumière atténue le fait qu'elle est très lumineuse, 1400 fois plus que le Soleil. Près de 90 fois plus grande que ce dernier, il s'agit d'une vraie géante qui s'étendrait jusqu'à l'orbite de Vénus dans le système solaire.

Autour d'elle à 10’’ soit 0,02 AL tourne γ² Andromedae qui est elle-même une étoile double : γ²-A Andromedae, de magnitude +5,0, et γ²-B Andromedae, de magnitude +5,5, se tournent autour en 61 ans selon une orbite très fortement elliptique. Les deux étoiles sont bleues.

10. Achird (η Cassiopea)

Distante de seulement 19,4 AL cette double se situe entre Navi et Schedar dans la constellation de Cassiopée ; elle est accessible à une optique supérieure à 50 mm. De couleurs différentes, l’une rouge, l’autre jaune, cette double devient un joyau de l’automne à ne pas manquer. Séparées de 12’’ soit 71 UA, elles ont une magnitude de +3,5 pour la grosse jaune et de +7,3 pour la rouge deux fois plus petite. La période de rotation est estimée à 480 ans.

11. Étoile double Castor des Gémeaux

On observe deux étoiles blanches bleutées, serrées (5’’) et très brillantes (magnitudes apparentes de 2,0 et 2,9) à une distance de 49,8 AL ; leur période est de 445 ans. C’est le premier couple d’étoiles identifiées comme liées par la gravitation par William Herschel. Une troisième étoile est visible à 73 secondes d’arc plus loin qui fait partie du même système physique, avec une période de 14000 ans. Elle a une magnitude de 8,8.

Chacune de ces trois étoiles est une binaire spectroscopique ce qui en fait un système sextuple !

12. Iota Trianguli

Dans la constellation du Triangle, cette double nous est éloignée d’environ 200 AL. Elle est accessible à tous les instruments et les deux composantes, l’une rouge, l’autre jaune de magnitude +5,4 et +6,5 sont séparées de 3,8’’.

13. Iota du Cancer

On a affaire à deux étoiles situées à 300 AL dont l’une est bleutée et l’autre orangée, de magnitudes +4,2 et +6,6, séparées de 31 secondes d’arc.

C’est une sorte d’Albireo d’hiver avec la même séparation et visible aux jumelles 20 x 80.

14. Keid Eridan (40 Eri ou o2 Eri)

Dans l’Eridan à environ 15° à l’ouest de Rigel (Orion), cette double est en fait une triple ; ce sont des naines de couleurs respectives orange, blanche et rouge situées à 16 AL environ. 

La double est séparée de 83’’ (400 UA, période 7200 ans) donc facile à repérer alors que B et C ne sont séparées que de 7,6’’ (période 252 ans, le dernier maximum était en 1998). Leurs magnitudes sont respectivement de 4,5, 9,7 et 10,8. Le couple BC fut découvert en 1783 par William Herschel, mais il fallut attendre 1910 pour comprendre que B était une naine blanche, d’une masse égale à la moitié du Soleil mais beaucoup plus petite. Le spectre officiel de ο2B Eri fut réalisé en 1914 par Walter Adams, un an avant celui d'une autre fameuse naine blanche, Sirius B, malheureusement très difficile à voir à cause de l'éclat de son compagnon.

ο2B Eri reste la seule naine blanche du ciel facilement observable dans un petit instrument, avec l’étoile de Van Maanen (mag. 12,4) dans la constellation des Poissons.

15. Gamma du Dauphin

Le caractère double de gamma du Dauphin a été découvert en 1830 par l’astronome germano-russe Friedrich von Struve. C'est un objet de choix pour les amateurs munis de petits instruments.

• Distance : 110 AL
• Magnitudes : +5,1 et +4,3
• Séparation : 9,6''

L'étoile γ1 Del, de 1,7 masses solaires est jaune, avec une température de 6060 K. Son compagnon un peu plus brillant de 1,5 masses solaires est orange avec une température de 4700 K.

L’orbite est très excentrique : la distance entre les deux étoiles oscille entre 40 et 600 UA avec une période de 3200 ans.

16. Algieba (Gamma Leonis)

Distante de 126 AL, elle se trouve au nord de Régulus dans la constellation du Lion ; Al Jabhah signifie « le front » en arabe. Cette étoile double est formée de deux composantes orangées (types K1 et G7) séparées de 4,4 secondes d'arc, visibles avec une lunette de moyenne focale  même sous un ciel urbain. Elles sont de magnitude +2,6 pour l’une et +3,8 pour l’autre ; ce sont des géantes de diamètres 23x et 10x celui du Soleil. Elles sont éloignées de 170 UA (quatre fois la distance entre Pluton et le Soleil), et présentent une période orbitale de 619 ans.

À 23 minutes d'arc au sud d'Algieba se trouve 40 Leonis, une étoile jaune-blanche de magnitude apparente +4,8 mais en réalité deux fois plus proche de la Terre que le système Algieba.

17.   24 Comae Berenices

Le système apparaît dans un instrument comme une étoile double aux couleurs contrastées. 24 Com A est une géante rouge de type K2 de magnitude 5,0 et 24 Com B une étoile blanche qui s'avère être en réalité une binaire spectroscopique dont les composantes sont des étoiles similaires de type A de la séquence principale (magnitude combinée de 6,3).

24 Com A et 24 Com B sont à 370 AL environ du Soleil, séparées de 20 secondes d'arc dans le ciel : cette séparation relativement importante et le contraste entre les couleurs font que 24 Com est surnommée l'« Albiréo du printemps ».

18. Delta Cephei

Delta Cephei est un système stellaire quadruple, composé de deux paires d'étoiles. Delta Cephei A, la supergéante orange, possède un compagnon découvert en 2015 par la méthode des vitesses radiales. Il orbite selon une période d'environ 6 ans.

Une composante visuelle, désignée Delta Cephei C et située à 41 secondes d'arc de Delta Cephei A, lui est probablement liée. Cette composante C est elle-même une binaire spectroscopique et/ou astrométrique. Son type spectral combiné correspond à celui d'une étoile bleue de type B7-8.

Rq : Delta Cephei A est une céphéide classique, sa magnitude varie de de +3,6 à +4,3 et son type spectral fluctue également entre F5 et G3. La période est de 5,37 jours, elle est située à 890 AL du Soleil.

19. Lambda Orionis (Meissa)

Meissa provient de l'arabe « Al-Maisan » qui signifie « La brillante ». Cette étoile binaire fait partie de l'amas d'étoiles Collinder 69, et se situe à approximativement 1100 AL de nous.

L'étoile principale est une étoile géante bleue de type O avec une température superficielle d'environ 33 000 K, et une masse d'environ 16 M☉ (masses solaires). Sa luminosité totale est d'environ de 63 000 fois celle du Soleil en comptant son rayonnement émis principalement dans l'ultraviolet. Elle a une magnitude apparente de +3,4.

L'étoile secondaire de magnitude apparente +6,0 est à 4,4’’ de la primaire, avec une luminosité d'environ 7500 fois celle du Soleil. C'est une étoile bleue-blanche, de type spectral B0.5 V, d'une température superficielle d'environ 27 000 K, et d'une masse estimée à 4 M☉.

20. Cor Caroli (Chiens de chasse)

Cor Caroli (Alpha Canum Venaticorum / α CVn) est une étoile double facilement séparable au télescope. Située à environ 110 AL du Système solaire, elle est l'étoile la plus brillante de la constellation des Chiens de chasse.

Son nom signifie "Le Cœur de Charles" en hommage au roi d'Angleterre Charles Ier. Selon la légende, en 1660 l'étoile serait apparue à son fils Charles II extrêmement brillante ; il associera cette étoile à l'âme de son défunt père, exécuté en 1649. Mais c'est Edmund Halley, astronome royal, qui en 1725 nomme officiellement cette étoile Cor Caroli.

Il s'agit d'une étoile binaire. La composante principale du couple (α2, Cor Caroli elle-même) est une étoile variable, prototype d'une classe de variables appelées variables de type α2 Canum Venaticorum. Ces étoiles possèdent un champ magnétique très puissant, provoquant vraisemblablement l'apparition de taches stellaires énormes. Ces taches, réparties irrégulièrement, seraient la cause des variations de luminosité de ce type d'étoiles au cours de leur rotation.

La magnitude apparente de Cor Caroli varie de +2,84 à +2,94, au cours d'un cycle qui dure 5,47 jours.

Le compagnon de Cor Caroli (α1) est beaucoup moins lumineux, avec une magnitude de +5,5, et est de type spectral F2V. Il est séparé de la composante principale par 19,3 secondes d'arc.

21. Mesarthim (Bélier)

Gamma Arietis (γ Ari / γ Arietis) est une étoile binaire de la constellation du Bélier. Elle porte également le nom traditionnel Mesarthim, qui signifie "la première étoile du Bélier" en sanskrit. Mesarthim est à 204 AL du Soleil.

Le système est composé de deux étoiles principales séparées par une distance angulaire de 7,7 secondes d'arc (résolubles avec un petit télescope). Ces deux composantes sont des étoiles blanches de type A de la séquence principale et ont une magnitude apparente de +4,75 et de +4,83. La plus brillante est appelée γ2 Arietis et la plus faible γ1 Arietis. La période orbitale de la binaire est supérieure à 5000 ans. Il existe également une étoile désignée C, qui est une étoile de magnitude +8,6 et de type K située à 221 secondes d’arc.

La composante la plus brillante, γ2 Arietis, est classée comme variable de type Alpha2 CVn et sa luminosité varie de 0,04 magnitude sur une période de 2,61 jours.

22. Ras Algheti (Hercules)

Alpha Herculis (en abrégé α Her) est un système quadruple qui porte également le nom traditionnel de Ras Algethi, ce qui signifie en arabe « tête de celui qui s’agenouille ».

Sa composante la plus brillante est l'étoile α Herculis A qui est une géante lumineuse (classe de luminosité II) rouge (type spectral M5), 400 fois plus grosse que le Soleil. C’est une étoile variable, oscillant entre la magnitude +3 et +4 suivant une période moyenne de 90 jours.

Son autre composante est la binaire spectroscopique α Herculis B dont la composante principale est l'étoile α Herculis Ba, une géante jaune (type spectral G8) de magnitude +5,3, et la composante secondaire est l'étoile α Herculis Bb, une naine blanche (type A9) .

• Distance : 380 années-lumière
• Séparation : 5 sec. d’arc

Les deux composantes forment un couple orange émeraude, leur période orbitale est de 3600 ans. En outre, il existe deux autres composantes optiques recensées dans les catalogues d'étoiles doubles et multiples, désignées α Herculis C et D.

23. Izar (Epsilon du Bouvier)

Epsilon Bootis (ε Boo) est une étoile binaire de la constellation du Bouvier. Elle porte également les noms traditionnels Izar (nom retenu par l'UAI en 2016) ou Pulcherrima. Le nom Izar provient de l'arabe izār « voile », et le nom Pulcherrima signifie « la plus belle » en latin.

Le système d'Izar est constitué d'une géante orange brillante (4 M☉, Mag +2,7) et d'une étoile blanche plus petite (2 M☉, Mag +5,1) de la séquence principale, à 210 AL du Soleil. La géante orange est une étoile dans un stade assez tardif de son évolution stellaire, ayant déjà épuisé ses réserves en hydrogène. Avant que l'étoile la plus petite n'ait atteint ce stade dans son évolution, l'étoile primaire aura perdu une grande partie de sa masse dans une nébuleuse planétaire et aura évolué en naine blanche. La paire aura quasiment échangé les rôles : l'étoile primaire devenant une naine faiblement lumineuse, tandis que l'étoile de type A brillera comme une géante lumineuse orange.

24. Rho Ophiuchi

ρ Ophiuchi est une étoile multiple de la constellation du Serpentaire (Ophiuchus), tout proche du Scorpion. Sa magnitude apparente est de 4,63 et ses deux étoiles centrales sont distantes d'environ 360 AL de la Terre.

La paire centrale Rho Ophiuchi AB consiste en deux étoiles bleutées type B2V sous-géantes sur la séquence principale, distantes de 3,1″ ce qui les rend difficiles à séparer. Leur diamètre vaut respectivement 9 et 6 fois celui du Soleil.

Juste au-dessus nous trouvons Rho Ophiuchi C à 2,5’ (soit 17 000 UA), et Rho Ophiuchi DE à 2,8' à droite. Ce sont des étoiles bleu-blanc de la séquence principale type B5V de magnitudes respectives 7,3 et 6,8, Rho Ophiuchi DE étant elle-même une autre binaire avec une période d'environ 680 ans.

Ci-dessous un tableau Excel qui résume les caractéristiques des 24 objets :

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Cet article a été rédigé à partir d'informations Wikipedia