Osservazione
Si tratta di una stella situata nell'emisfero boreale celeste, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà. Essendo di magnitudine +3,80, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Caratteristiche
Delta Serpentis appare ad occhio nudo come una singola stella di magnitudine 3,8; tuttavia già al telescopio essa appare formata da due componenti, simili tra loro, di magnitudine 4,1 e 5,2 rispettivamente. Entrambe sono di tipo spettrale F0IV, cioè sono subgiganti gialle che, con un'età stimata superiore a un miliardo di anni, stanno già entrando nello stadio finale della loro esistenza. La componente più massiccia in particolare, con una massa 2,4 volte quella del Sole, ha già terminato l'idrogeno all'interno del suo nucleo da fondere in elio, e si sta trasformando in gigante, mentre la componente B, con una massa 1,9 volte quella solare, sta probabilmente esaurendo l'idrogeno. I raggi delle due stelle sono rispettivamente cinque e tre volte quelli del Sole, e la più massiccia è anche una variabile Delta Scuti, con una variazione di 0,04 magnitudini della sua luminosità in un periodo di 3,74 ore.
La distanza reale tra le componenti del sistema è di 375 UA, e questo comporterebbe che la stella principale sarebbe vista, da un ipotetico pianeta in orbita attorno alla secondaria, come 1000 volte più luminosa della luna piena vista dalla Terra.
Nel 2023 è stato scoperto che la componente principale è a sua volta doppia, con le due stelle che orbitano una attorno all'altra in un periodo di 265 giorni, distanziate tra loro di 1,3 UA. Le masse delle due stelle sono rispettivamente, per Aa e Ab, di 1,98 e 1,8 volte quella del Sole. Il periodo orbitale della coppia Aa+Ab e B rimane incerto, poiché è stata osservata solo una piccola frazione dell'orbita, ed è stato stimato attorno a 1150 ± 450 anni. La stella principale Aa è la più evoluta, in poche centinaia di milioni di anni diventerà una gigante rossa e riempirà il suo lobo di Roche interagendo con la vicina compagna Ab; se non si fonderà con essa potrebbe dar vita a un raro sistema triplo formato da tre nane bianche assieme a B, la più lontana componente che terminerà allo stesso modo la sua esistenza in qualche centinaio di milioni di anni.
A 65 secondi d'arco di distanza visuale si trova un'altra stella binaria molto più debole, di magnitudine 14, che potrebbe essere legata gravitazionalmente alle due componenti principali. Se questa coppia di deboli stelle fosse legata sarebbe ad almeno 5000 UA di distanza, tuttavia A. Tokovonin nel suo catalogo aggiornato delle stelle doppie non le riporta associate al sistema triplo.
