Stelle di Ofiuco
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Ras Alhague è la Testa dell’Incantatore di Serpenti cioè la testa del Serpentario, Ofiuco (dal greco Ofis, serpente). Il nome deriva, secondo Allen, dall’arabo Ras al Hawwa. Le Tavole Alfonsine del 1521 riportano la versione Rasalauge, e nel tempo si sono susseguite diverse alterazioni del nome originale. Kazwini cita il nome Al Ra’i, il Pastore, che risalirebbe alle antiche popolazioni arabe. Questo nome, che oggi viene attribuito alla g Cephei, avrebbe fatto il paio con Kalb al Ra’i (il Cane da Pastore), attribuito alla b Oph.

La stella presenta lo stesso moto nello spazio delle stelle del gruppo dell’Orsa Maggiore: ne ha fatto, di strada! Ma non è un fatto del tutto insolito che una stella si trovi così distante dal suo luogo di origine (vedi AE Aurigae), ciò accade per un gran numero di altre stelle e in larga parte del cielo. Ras Alhague è anche una delle poche stelle vicine che mostrano righe di assorbimento interstellare nel proprio spettro: si tratta di una caratteristica abbastanza insolita in un oggetto distante soltanto una cinquantina di a. l.

Si è notata una periodica oscillazione del moto proprio della stella, circostanza che indica la presenza di una compagna invisibile con un periodo di circa 8,5 anni. Le masse delle due componenti dovrebbero essere rispettivamente 2,4 e 0,6 volte la massa solare, la magnitudine della compagna circa 7 e la separazione effettiva della coppia circa 6 UA.

I diversi nomi attribuiti a questa stella derivano in tutti i casi, secondo Allen, dall’arabo antico Kalb al Ra’i, il Cane da Pastore. IC4665, il più interessante ammasso galattico della costellazione, si trova poco più di 1° a nordest.

E’ la più occidentale delle due stelle (d ed e) che marcano la mano destra di Ofiuco; Yed dovrebbe derivare dall’arabo Yad, Mano: la Prima Stella della Mano. Il primo a darle questo nome sarebbe stato Bayer, seguito da Flamsteed.

Si tratta di una gigante rossa; S. W. Burnham, nel 1878, ha trovato due compagne, entrambe piuttosto distanti e di scarso interesse: una di magnitudine 13,40 a 64,6” in PA 292° (divenuti nel 1908 65,5” in PA 294°; da allora, per quanto ne so, non ci sono state ulteriori misurazioni). L’altra compagna è di magnitudine 10, ma dista oltre 4’ e dal 1878 non è più stata controllata.

Yed Posterior segue da presso Yed Prior e, ovviamente, significa “la Seconda Stella nella Mano”. Forma con quell’altra stella una bella coppia facilmente separabile ad occhio nudo (tra le due corrono circa 1,5°), e un binocolo mostra un lieve contrasto di colori, tra l’arancio giallastro della e e quello più rossastro della d. C’è una compagna di 12° magnitudine a 110.6” in PA 246°.

A questa stella, pur abbastanza notevole, non viene attribuito nessun nome proprio. Secondo Allen ne aveva uno però nell’antica Cina: Han, che era anche il nome di un antico stato feudale cinese.

La stella è utilissima per la localizzazione dell’ammasso globulare M107, che si trova a circa 2,8°, in direzione sud-sudovest. Si tratta di una variabile eruttiva del tipo g Cas, con variazioni di splendore non superiori ai 2 centesimi di magnitudine, quindi al di là dei normali interessi di un astrofilo. Il suo spettro dovrebbe comportare un indice di colore B-V decisamente negativo, ma il forte assorbimento interstellare provoca un eccesso di colore di +0,32, tanto da portarlo a +0,04 circa. Lo spettro mostra l’evidenza dell’eiezione di materiale che l’avvolge come un guscio. La z Oph sembra essere una “runaway star” (vedi AE Aur) proveniente dall’associazione Sco OB2. L’ipotesi è stata avvalorata da osservazioni di Copernicus, che hanno identificato nei suoi pressi i resti di una supernova, la cui esplosione potrebbe essere la responsabile della traiettoria di questa stella.

Il nome Sabik ci viene tramandato da Al Tizini, ma Allen riporta l’opinione di studiosi secondo i quali l’originario nome arabo doveva essere Saik, l’Auriga. Per i Cinesi era Sung, un altro stato feudale.

Binaria ottica stretta e difficile, con un’orbita di 88 anni; V: 2,9 e 3,4; attualmente la secondaria è separata 0,6” in PA 247°. La variabile a lungo periodo R Ophiuchi si trova a 45’ sudovest. 3,5° a sudest, invece, c’è il notevole ammasso globulare M9.

E’ una variabile del tipo b CMa; periodo 3,37 ore. Gli oggetti di questo tipo, chiamate talvolta quasi cefeidi, sono considerati stelle massive abbastanza giovani, che cominciano appena ad evolvere dalla sequenza principale. I prototipi del genere sono b CMa e b Cep. La stella si trova in una regione ricca di oggetti celesti interessanti: 1,5° a sud-sudest c’è NGC6355, 1,5° a nordovest NGC6325, 3° a sudovest NGC6293: tutti ammassi globulari che meritano di essere osservati. 2° a nordest c’è NGC6369, nebulosa planetaria. 4° circa a nordest di questa stella si trova il punto in cui, nel 1604, esplose l’ultima supernova osservata nella nostra Galassia: la Stella di Keplero.

Il nome deriva dall’arabo Al Marfik, il Gomito: la stella, infatti, nella figura della tradizione designa appunto il gomito di Ofiuco.

Stella multipla; la coppia principale è separata di 1,4” in PA 22°, entrambe le componenti sono biancoazzurre e le magnitudini sono 4,2 e 5,2. Le due stelle compiono una rivoluzione attorno al comune centro di massa in un periodo di poco meno di 130 anni. Vedi il grafico con gli elementi orbitali. La componente “C”, di 11^a magnitudine, si trova a 2’ in PA 170°. La quarta stella, di 10^a magnitudine, Si trova a 5’ in PA 246°.

Allen riporta l’antico nome cinese di questa stella: She Low, la Torre del Mercato. La stella si trova in una zona molto oscurata da polveri interstellari; 1° circa a nordest c’è il debole e piccolissimo (1’) globulare NGC6517; 3,8° a nordest c’è la nova ricorrente RS Oph e, una cinquantina di primi d’arco a nordest da RS una bella cefeide: Y Oph.

Interessante doppia con un bel contrasto di colori (giallo-arancio e biancoazzurro), scoperta da W. Herschel nel 1782 (e da lui catalogata come H III 25); la separazione è di 10,3” in PA 355, le rispettive magnitudini 5,4 e 6,9. I tipi spettrali sono K2II-III e F6IV-V, secondo lo Sky Catalogue, ma altri autori forniscono per la primaria uno spettro un po’ meno avanzato (G8III). La magnitudine visuale assoluta della primaria dovrebbe aggirarsi intorno a –0,9. 30’ a nord c’è l’ammasso globulare NGC6325.

Una bella coppia di stelle, una bianco-giallastra (V: 5,3; spettro: F5/7V) e l’altra di magnitudine 6,0 biancoazzurra. La separazione è 3,07” in PA 339° (1991, dati di Hipparcos); la primaria è a sua volta una binaria spettroscopica. Forma un triangolo isoscele con altre due stelle, entrambe intorno a magnitudine 7, distanti circa 2,5’ l’una a nord, l’altra ad ovest-sudovest. Il membro D è a sua volta doppio (b 1115): separazione 0,6” in PA 358 (1959), magnitudine di E: 8,2. Pare che le stelle siano tutte parte dello stesso sistema: ottimo bersaglio per i binocoli; il tutto si trova 3° circa a nord-nordovest di Antares, e rappresenta il vertice di un triangolo isoscele con quest’ultima e l’ammasso globulare M4, che è sempre a 3° circa dalla r Ophiuchi, ma in direzione sud-sudovest. 2° circa ad ovest-nordovest della r Oph c’è un altro ammasso globulare, M80.

Sistema multiplo, scoperto come doppia nel 1836 da F. G. W. Struve. Le due componenti principali hanno magnitudine 5,2 e 5,9 rispettivamente, e nel 1991 erano separate di 1,80” in PA 279° (Hipparcos). Vedi il grafico dell’orbita. Lo Sky Catalogue segnala un terzo membro (V: 9,3), scoperto nel 1879, la cui separazione era (all’epoca) 100,3” in PA 127. La stella si trova a poco più di 50’ nord-nordovest dall’ammasso globulare NGC6517 (V: 10,3; Ø: 4,3’) e 44’ a sudovest dell’altro globulare, di appena 2,5’ di diametro ma di magnitudine 9,6, NGC6539. E 1,5° ad est di quest’ultimo ce n’è un altro, IC1276 (V: 10,3 e Ø:  7,1’).

E’ una delle binarie più note; fu scoperta da William Herschel nel 1779, e non sono molte le stelle doppie che sono state studiate più di questa. Le due componenti (V: 4,2 e 5,9) presentano un notevole contrasto di colore che, come spesso avviene, è stato riportato dagli osservatori in maniera non univoca: da giallo e rosso a dorato e violetto. Burnham, dopo aver riportato le diverse descrizioni di osservatori come Smyth, Flammarion e Hartung, afferma di avere più volte osservato il sistema, e che le due stelle gli sono sempre apparse, rispettivamente, l’una dorata e l’altra arancio-ruggine, con un lieve riflesso viola. La separazione varia da 6,7” a 1,5” circa in un periodo di 87,85 anni (nel 1991 Hipparcos ha rilevato una separazione di 1,59” in PA 208). La distanza effettiva tra le due stelle è in media 23 UA, simile alla distanza di Urano dal Sole. La distanza al periastro (il massimo avvicinamento) dovrebbe essere di 11,7 UA, mentre all’apastro (il massimo allontanamento) dovrebbe salire a 35,0 UA. Vedi il grafico dell’orbita. Entrambe le componenti sono stelle nane, con uno splendore totale che è circa la metà di quello del Sole.  Le rispettive masse sono circa 0,82 e 0,60 (Sole=1), e i diametri 0,9 e 0,7. Malgrado sia uno dei pochi sistemi binari tanto vicini da permettere dettagliate investigazioni sul suo moto orbitale, 70 Ophiuchi ha una lunga storia di deviazioni dall’orbita calcolata, il che ha costituito fin dalla metà del XIX secolo un interessante interrogativo. Le deviazioni trovate tra il 1842 e il 1906, che evidenziavano la presenza di un terzo invisibile corpo di circa 0,01 masse solari (che non potrebbe essere una stella, ma un gigantesco pianeta) non sono state confermate nel 1937 (Strand), ma si sono in seguito (Holmberg, 1947) riproposte, e con identica valutazione della massa del fantomatico terzo corpo. Siamo ancora, per quel che ne so, in attesa della soluzione del mistero: ma con i mezzi di indagine attuali non dovrebbe trattarsi di un’impresa impossibile.

La Stella di Barnard é un astro di per sé insignificante, di nona magnitudine appena, posizionato tre gradi e mezzo a est di b Ophiuchi. La sua fama deriva dal fatto che è la stella con il più rapido moto proprio del cielo. Fu scoperta nel 1916 da E. Barnard attraverso il confronto di alcune fotografie prese a 22 anni di distanza, tra il 1894 e il 1916. Dopo la sua scoperta, E. Pickering individuò immagini precedenti della stella su lastre esposte ad Harvard nel 1888, le prime in assoluto. Il moto proprio fu calcolato in 10,29” annui, quasi perfettamente in direzione nord. E’ facile comprendere che questa notevole velocità è da ricollegarsi all’estrema vicinanza dell’astro al Sole. Infatti, è la seconda stella più vicina a noi dopo il sistema triplo di a Centauri. Attraverso il calcolo della parallasse, la sua distanza è stata determinata con estrema accuratezza in 5,94 anni luce. Se ne deduce che per risplendere con una magnitudine apparente di 9,54 essa deve avere una luminosità intrinseca molto bassa. E’ infatti una delle tante nane rosse che popolano i dintorni del Sole e la sua magnitudine assoluta è pari a +13,4. La luminosità è quindi solo 1/2.500 di quella solare e la massa, calcolata da J. C. Duncan, è pari al 16% del Sole, con un diametro stimato di appena 230.000 km, meno del doppio di quello di Giove.

La Stella di Barnard si muove nello spazio a una velocità di 170 km/s, mentre la sua velocità radiale è stata misurata pari a 106,8 km/s in direzione del Sole. A causa del costante avvicinamento, il suo moto proprio sta gradualmente aumentando e fra 8 mila anni sarà di quasi mezzo primo d’arco all’anno (25,6”). A quell’epoca essa si troverà a soli 4 anni luce di distanza e sarà la stella più vicina al Sistema Solare. 1 nostri pronipoti non potranno comunque ammirarla ad occhio nudo, il quanto la sua magnitudine raggiungerà appena il valore di 8,6.

All’osservazione telescopica la Stella di Barnard appare di un colore decisamente rossastro; il suo spettro è infatti M5 e la temperatura superficiale è di circa 3.200 K. Lungo il diagramma H-R si posiziona quindi a destra, nella parte più bassa della sequenza principale, tra le stelle meno massicce in assoluto della nostra Galassia. Apparentemente è immersa in un campo molto affollato da minuscole stelline e attualmente si trova circa mezzo grado a nord-ovest della variabile 66 Ophiuchi (V2048 Oph) di quinta magnitudine.

Nel 1963 Peter Vari de Kamp, dopo aver analizzato oltre 2.000 fotografie ottenute con il rifrattore di 61 cm di diametro e 11 metri di lunghezza focale dell’Osservatorio di Sproul, da lui diretto, annunciò che la Stella di Barnard risultava essere in realtà un sistema doppio, con una compagna invisibile che orbitava a circa 4,5 UA dall’astro principale. L’incertezza delle misure di posizione era però molto elevata, visto che le deviazioni dalla traiettoria rettilinea ammontavano, sulle lastre dello Sproul, ad appena mezzo millesimo di millimetro. Conoscendo la massa della Stella di Barnard, Van de Kamp ricavò anche quella della fantomatica compagna, che risultò essere pari ad appena 16 decimillesimi di quella solare, circa una volta e mezzo la massa di Giove .

Attorno alla seconda stella più vicina al Sole orbita quindi un pianeta? La questione è molto controversa e molti astronomi contestano i dati raccolti da Van de Kamp, imputandoli ad errori sistematici di misura e a flessioni dello strumento da lui utilizzato. Recenti osservazioni, eseguite con l’Hubble Space Telescope, hanno permesso di fissare con precisione un limite superiore alla massa dell’ipotetico pianeta, che è risultato pari a 0,4 volte quella di Giove, con un periodo orbitale di 400 giorni. Le stesse misure hanno determinato, per la Stella di Barnard, una parallasse di 0,5424”. Misurando i dati relativi a un periodo di quasi 4 anni, gli astronomi dell’HST hanno trovato un’accelerazione speculare rispetto alla traiettoria rettilinea pari a 0,0014 secondi d’arco annui e una variazione periodica della luminosità della stella di 0,0039 magnitudini in 132 giorni.

Sono indizi che tenderebbero ad avvallare l’ipotesi della presenza di un pianeta attorno alla Stella di Barnard; se confermata da ulteriori misure, questa scoperta potrebbe in futuro stimolare la volontà di intraprendere un viaggio interstellare per raggiungere, in alcuni decenni, questa nostra vicina di casa.

Fu osservata per la prima volta il 9 ottobre del 1604, quando già aveva raggiunto uno splendore che superava quello di ogni altra stella in cielo. Tra l’altro, nella stessa notte i pianeti Marte e Giove erano in congiunzione, e si trovavano ad appena un paio di gradi di distanza dalla nova (allora tutte le stelle che si vedevano apparire improvvisamente venivano chiamate novae).

La stella fu quindi osservata immediatamente; tra i primi osservatori ci furono Altobelli a Verona, Clavius a Roma, Capra e Marius a Padova, e Brunowski a Praga. Quest’ultimo avvertì Keplero, che studiò accuratamente il fenomeno.

Quando fu vista per la prima volta, la nova era luminosa quanto Marte, ma dopo pochi giorni essa superò lo splendore di Giove, e per molte settimane rimase l’oggetto più splendente del cielo (a parte, ovviamente, la Luna). W. Baade (1943) calcolò che il massimo fu raggiunto il 17 ottobre e il picco di magnitudine fu –2,25. La stella, quando scomparve nel tramonto a novembre, era ancora paragonabile a Giove, e al suo riapparire nel cielo del mattino nel gennaio del 1605 Keplero la trovava ancora più brillante di Antares. Nel marzo del 1606 la stella spariva alla vista: era stata visibile ad occhio nudo per 18 mesi circa. Uno studio della curva di luce mostra che la stella fu una supernova di tipo I, così come la stella di Tycho nel 1572.

Nel 1941 a M. Wilson, nel corso di una ricerca mirata, si trovò una evanescente nebulosa a forma di ventaglio, estesa circa 40”, che si presentava come una massa di filamenti e condensazioni più o meno brillanti; la magnitudine totale integrata è circa 19, e le misurazioni della velocità radiale dei filamenti più brillanti mostrano una velocità di avvicinamento di circa 190 km/s. Lo spettro della nebulosità, ottenuto sempre a M. Wilson, mostra caratteristiche simili a quello della Crab Nebula (M1) nel Toro. Non è stata identificata con certezza un oggetto stellare residuato dalla supernova: c’è una candidata di magnitudine 18,6, ma non è dimostrato sinora che si tratti dell’oggetto giusto.

La distanza non è ben conosciuta, e dato il notevole assorbimento del mezzo interstellare che c’è nella regione, è ben difficile calcolarlo anche assumendo che la stellina di 18a magnitudine sia ciò che resta del catastrofico evento. 

Si tratta di una variabile ad eclisse del tipo di Algol, scoperta da Gould nel 1871. L’ampiezza delle variazioni va da V 5,84 a 6,56 e il periodo è di 1,677347 giorni. E’ formato da due brillanti stelle di tipo B pressoché identiche per dimensioni, tipo spettrale e luminosità che distano tra di loro circa 10 milioni di km. La massa totale del sistema è di circa 10 volte quella del nostro Sole. Vi è una terza stella (che però probabilmente non è una compagna fisica), che è stata certamente scoperta da John Herschel; le nostre fonti concordano però sull’autore della scoperta, sulla magnitudine della stella e sugli elementi orbitali, ma non sulla data. Secondo Burnham, la scoperta sarebbe avvenuta nel 1820, la separazione sarebbe stata di 20” e il PA 358°; secondo il WDS (Washington Visual Double Star Catalog) invece la prima osservazione risalirebbe al 1878. 48’ a nordest c’è la variabile a lungo periodo Z Ophiuchi (intervallo di magnitudini 7,6-14,0; variazioni dello spettro da K3ep a M7,5e).

Si tratta di una variabile a lungo periodo del tipo Mira, osservata per la prima volta da Espin nel 1886, una gigante rossa pulsante con un periodo medio di 334 giorni ed un’ampiezza di variazione della magnitudine da 6 a 9, il che la mette alla portata anche di un piccolissimo telescopio.

X Ophiuchi ha una compagna, la cui presenza fu intuita all’inizio del XX sec. grazie alle peculiarità della curva di luce: si tratta di una  stella di magnitudine 9,2 separata di appena 0,2” con un PA che nel 1900 era 195°, mentre nel 1991 era sceso a 134° ( e la separazione era salita a 0,5”). Le due stelle formano certamente un sistema fisico, uno dei pochissimi casi noti in cui una variabile a lungo periodo sia parte di un sistema binario (un altro è il caso della stessa Mira Ceti); e si tratta di un fatto importante, dato che è l’unico mezzo per determinare in modo diretto la massa di una stella di questo tipo. Dall’esame dell’orbita del sistema di X Ophiuchi risulta che la variabile non è certamente molto più massiva del Sole; lo stesso risultato, d’altra parte, viene dall’esame del sistema di Mira. Queste stelle potrebbero essere il risultato dell’evoluzione di astri della sequenza principale di tipo spettrale tra A8 ed F5, poco più massivi del Sole; mentre altri tipi di supergiganti rosse pulsanti, come Betelgeuse (a Orionis) o Ras Algethi (a Herculis) deriverebbero da stelle dotate di masse molto maggiori.

RS Ophiuchi è una nova ricorrente, e, con T Coronae Borealis, la sola che abbia raggiunto, al suo massimo, la visibilità ad occhio nudo. Di essa sono stati registrati quattro outbursts: nel 1898, nel 1933, nel 1958 e nel 1967. Le variazioni della stella furono scoperte nel 1901, e la stella fu allora registrata come una variabile irregolare di 11^a magnitudine con un’ampiezza totale di mezza magnitudine.

Una ricerca sulle lastre di Harvard rivelò che il 30 giugno 1898 la stella aveva raggiunto un massimo di magnitudine 7,7; lo splendore in quel momento, però, era in discesa, e il vero massimo era stato probabilmente raggiunto qualche giorno prima, intorno alla 5^a magnitudine.

Studi spettroscopici mostrarono uno spettro tipico delle novae, simile a quello della nova Geminorum del 1903. A parte un outburst inferiore di circa una magnitudine nel 1900, le variazioni della stella furono piccole ed irregolari fino al secondo massimo registrato nel 1933. Nella notte del 10 agosto di quell’anno, la stella cominciò ad aumentare lo splendore, e la notte seguente raggiunse magnitudine 5,8. Un ulteriore incremento di magnitudine fino a 4,3 avvenne nelle 24 ore seguenti. L’aumento totale di splendore era stato di 500 volte. Una volta toccato il massimo, la stella cominciò subito ad indebolirsi, e scese di 3 magnitudini nei primi 10 giorni. Entro 2 mesi era scesa alla 10a magnitudine. Circa 130 giorni dopo l’esplosione, la stella ricominciò ad aumentare di splendore, e nel giro di 20 giorni aumentò di 0,3 magnitudini; dopo circa un mese ricominciò la sua normale discesa verso il minimo.

Lo spettro di RS Ophiuchi mostra le caratteristiche tipiche di una nova: forti e brillanti bande dell’idrogeno, deboli bande in emissione attribuite all’elio e al ferro ionizzato, e uno spettro continuo piuttosto intenso che comincia ad indebolirsi dopo la prima settimana. Il colore della stella era di un brillante rosso-arancio appena dopo il massimo grazie alla forte emissione nelle righe Ha dell’idrogeno. Alcuni giorni dopo il massimo cominciarono ad apparire le prime righe nebulari. Una scoperta di grande interesse fu fatta circa sei settimane più tardi, quando uno spettrogramma rivelò diverse righe caratteristiche della corona solare, mai viste prima in alcuna altra occasione.

Essendo una delle due novae ricorrenti più brillanti, RS Ophiuchi è un oggetto di grande interesse; per la moderata entità dei suoi outbursts e per il periodo di circa 30 anni, la stella sembra quasi un oggetto-ponte tra le novae nane come SS Cygni e le vere e proprie novae.

Gli studi compiuti su RS Ophiuchi indicano che si tratta di un sistema binario formato da una calda subnana e da una compagna gigante evoluta. L’accrezione di materiale dalla gigante verso la subnana produce un’esplosione termonucleare periodica; nelle stelle del tipo SS Cygni accade la stessa cosa, ma su scala molto più piccola.

Variabile irregolare di tipo indefinito. Si trova a circa 1,5° ovest-nordovest da RS Oph e 3,5° sud-sudest da M14. Fu battezzata “Iron star” da P. W. Merrill a causa dell’insolita larghezza delle righe del ferro ionizzato nel suo spettro. Di norma è di magnitudine 9, ma ad intervalli imprevedibili scende fino a circa 11, e talvolta rimane così debole anche per due anni. La curva di luce ricorda un po’ quella di R Coronae Borealis, ma le variazioni sono di ampiezza minore, e le particolarità spettrali la pongono decisamente in una classe a sé. Lo spettro è di tipo B, con brillanti righe dell’idrogeno e varie righe metalliche; quando è al massimo l’indice di colore è più o meno uguale a quello di una stella di tipo A0. Le caratteristiche spettrali, comunque, mostrano notevoli variazioni di anno in anno.

Bella coppia di stelle gemelle arancione, cui si aggiungono altri due membri brillanti ed un quinto molto più debole, fuori dalla portata dei piccoli e medi telescopi. La coppia principale (AB) è separata di 4,6” in PA 151°, e le stelle sono entrambe di magnitudine 5,1 e tipo spettrale K2. Vedi il grafico dell’orbita. La prima misurazione si deve a John Herschel e a South (1822). Il terzo membro (V: 6,6) si trova a 12’ circa di distanza; il quarto, arancione come le prime due (V: 8,1) si trova a 208” di distanza in PA 315° rispetto ad “A”. La quinta stella (V: 13,4) si trovava a 38,6” da “A”, in PA 298°, nel 1823.; da allora non si segnalano grandi spostamenti. Esattamente 70’ ad ovest di 36 Ophiuchi c’è l’interessante ammasso globulare NGC6293. Poco meno di 3° ad ovest e 6° a nord c’è M19.

Y Ophiuchi, che si trova a soli 49’ 20” dalla nova ricorrente RS Ophiuchi, esattamente in direzione nordest, è una cefeide classica, proprio del tipo d Cephei. Ha un periodo di 17,12413 giorni (epoca: JD 2.439.853,30) e l’ampiezza delle sue variazioni di luce va da V 5,87 a 6,46; lo spettro, a sua volta, varia da F8Ib a G3Ib.