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Les étoiles doubles et multiples

Aperçu
Les étoiles doubles et multiples sont des étoiles suffisamment rapprochées pour être liées par l'attraction gravitationnelle. Elles sont en orbite autour du centre de masse de l'ensemble qu'elles forment, et leur mouvement obéit aux lois de Képler.  Elles constituent ce que l'on appelle des systèmes, que l'on pourra aussi qualifier de complexes ou de composés. Quand on a affaire à deux étoiles seulement, on parle de systèmes binaires ou simplement d'étoiles doubles. Dans le cas, un peu plus rare, où le système stellaire comporte davantage d'étoiles, on parle de systèmes (ou étoiles) triples, quadruples, ou encore... multiples. 

Il s'agit d'une situation très commune, mais peut-être pas autant qu'on l'on dit jusqu'ici. Pendant longtemps, en effet, les astronomes ont estimé que le tiers seulement des étoiles sont, à l'instar de notre Soleil, des objets simples, isolés, la plupart  (soit environ les deux tiers restants, donc) devant être des étoiles doubles et multiples, liées à un ou plusieurs compagnon. Une étude publiée en janvier 2006 conduit cependant à nuancer cette assertion. Les étoiles les plus massives seraient effectivement la plupart du temps composés, mais les naines rouges (qui sont les plus nombreuses) seraient le plus souvent des étoiles simples.

Quoi qu'il en soit, il convient de ne pas confondre les étoiles doubles physiques, dont il est question ici, des fausses étoiles doubles, dites doubles optiques, et qui ne sont en réalité que des étoiles rapprochées par la perspective sur la voûte céleste, mais qui situées à des distances très différentes n'ont aucun lien entre elles. Ajoutons enfin pour en terminer avec ces questions de vocabulaire, que parmi les doubles physiques, on distingue également celles qu'un télescope peut séparer (c'est-à-dire voir isolément) et appelées doubles visuelles, de celles dont la duplicité n'est révélée que par une étude de leur spectre :


Mise en ordre
Binaires serrées
Du fait de leur mouvement orbital les deux composantes ont par rapport à nous des vitesses différentes et voient leurs raies spectrales se déplacer périodiquement, selon que la source de la lumière s'éloigne ou se rapproche de nous, comme résultat de l'effet Doppler. L'effet est parfois important : les raies d'origines différentes se dédoublent. Parfois on n'assiste qu'à une petite variation dans l'épaisseur des raies, on est en présence d'étoiles doubles spectroscopiques. Si les luminosités sont comparables, on observe alternativement des raies dédoublées et simples. Si une des composantes a un mouvement dirigé vers nous (ce qui a comme conséquence que ses raies spectrales sont déplacées vers des longueurs d'onde plus petites, donc vers le bleu), tandis que l'autre s'éloigne de nous (ses raies spectrales sont alors déplacées vers le rouge), l'effet total est que les raies sont dédoublées. Quand le mouvement des deux composantes est perpendiculaire à la direction d'observation, on n'a pas d'effet Doppler et les raies spectrales sont simples. Dans le cas où une des deux composantes est beaucoup plus brillante que l'autre, on ne voit pas une décomposition des raies, mais simplement un mouvement de va et vient de la longueur d'onde des raies de l'étoile la plus brillante pendant le mouvement orbital. On parle alors banalement de double spectroscopique.
[L'analyse spectrale]

Figure 1 - Keid (Omicron-2 de l'Eridan) est une étoile double
dont les deux composantes gravitent autour
de leur centre de gravité commun en 252 ans.
Couples à éclipses
D'autres éléments peuvent être les témoins d'une duplicité stellaire. Notamment, quand le plan de l'orbite des étoiles concernées et proche de la ligne de visée, les binaires à éclipses, qui d'ailleurs concernent des doubles spectroscopiques. La variation de l'éclat apparent d'une étoile peut également trahir la présence d'un couple stellaire. On interprète ainsi la variation de lumière par des éclipses périodiques d'une des étoiles par l'autre. Ces doubles a éclipses se range dans la catégorie de l'étoile qui leur sert de prototype, Algol, dans la constellation de Persée. on les désigne sous le nom d'algolides. La proximité des deux composantes dans une étoile binaire serrée, peut également induire des déformations de leurs enveloppes (cas de variables ellipsoïdales).
Les binaires à éclipses
Certaines étoiles présentent des variations de magnitude (ou d'éclat apparent) non à cause d'une véritable variation de leur luminosité, mais parce qu'elles constituent des systèmes d'étoiles doubles, dont les composantes s'éclipsent mutuellement, au cours de leur révolution orbitale. De telles éclipses - qu'en toute rigueur, on devrait plutôt qualifier d'occultations - ne sont évidemment observables que si le plan de révolution du système est sensiblement aligné avec la direction de la Terre.

La plus connue de ces binaires à éclipses est l'étoile Bêta Persei = Algol, dans la constellation de Persée. Au cours d'un cycle de trois jours environ, pour laquelle, elle donne lieu à l'éclipse d'une étoile bleue très brillante par une étoile orange plus faible, puis à l'éclipse de l'étoile orange par sa compagne bleue. Le minimum déclat intervient quand l'étoile la plus brillante est cachée partiellement par l'étoile la plus faible. Un autre minimum d'éclat, appelé minimum secondaire et qui n'est pas toujours très net dans certains couples, s'observe lors de l'occultation de l'étoile la moins brillante par sa compagne.


Rouages
La configuration des systèmes complexes

L'existence d'étoiles multiples tient au mode de formation des étoiles à partir de la fragmentation hiérarchique de portions de nuages moléculaires. La manière dont se répartissent les hétérogénéités dans ces nuages, mais aussi les mouvements turbulents dont ceux-ci sont le siège, jouent un rôle clé dans les caractéristiques revêtues par leur fragmentation et dans la statistique des systèmes résultants. C'est en tout cas ce que montrent les simulations numériques qui  prennent en compte ces différents aspects, et qui permettent de suivre le détail des mécanismes qui conduisent à la formation des systèmes multiples. Le schéma ci-dessous, tiré d'une étude publiée en mars 2004, reproduit ainsi plusieurs cas de figure issus de ces modélisations, et rendent comptent de la situation réellement observé pour les systèmes jeunes. 


Source : E. J. Delgado-Donate, C. J. Clarke, M. R. Bate, S.T. Hodgkin (MNRAS / astro-ph/0403094).
Étoiles en cavale

Les orbites aux configurations compliquées que l'on peut rencontrer dans les systèmes les plus jeunes demeurent cependant instables à long terme à cause de perturbations gravitationnelles aussi bien externes qu'internes. Il s'ensuit que ces configurations tendent à se "simplifier" avec le temps. Certaines étoiles sont expulsées, et c'est l'un des mécanisme qui pourra être invoquer pour expliquer l'existence de certaines étoiles animées des très grandes vitesse. On les qualifie d'étoiles évadées ou d'étoiles à cavale (runaway stars).

Cas de divorce :  Un exemple en est donné par l'étoile SS Lacertae, située dans le petit amas ouvert NGC 7209 (Lézard) et qui était jusque dans les années 1950 répertoriée parmi les binaires à éclipses. La cessation brutale des éclipses à ensuite suggéré que le compagnon qui était responsable du phénomène (et dont on semble-t-il retrouvé la trace ces dernières années) avait dû quitter son orbite. Mécanisme invoqué : le chaos. Ou plus exactement une instabilité de l'orbite liée à la présence perturbatrice d'un troisième corps dans le voisinage. Les ménages à trois présentent certains inconvénients...
D'autres cas de rupture sont également envisagés. Il arrive par exemple que les deux composantes d'un couple soient très massives et qu'elles explosent l'une après l'autre, aboutissant à la formation d'un couple d'étoiles à neutrons (le plus souvent excessivement serrés et de période très rapide). Le couple continuant de perdre de l'énergie pourra peut-être finir par fusionner. Un collision brutale des deux composantes qui pourrait être à l'origine d'au moins certains sursauts gamma enregistrés par les satellites d'observation. L'explosion de l'une ou l'autre supernova peut également avoir cassé le système binaire. On pourra alors observer, selon les cas, deux étoiles à neutrons ou une étoile à neutrons et une étoile ordinaire partant à toute vitesse dans des directions opposées. Une éjection asymétrique de l'enveloppe lors de l'explosion peut aussi, à la manière d'un moteur à réaction, avoir propulsé le système resté uni à grande vitesse dans l'espace. Quelques étoiles ainsi sont connues pour leur déplacement anormalement rapide (plus de cinquante kilomètres par seconde) et sont supposées êtres des rescapées de tels cataclysmes.
[Les amas ouverts]
 
 
 
 
 
 
 

Les transferts de matière

A noter encore un aspect important des étoiles doubles :  la possibilité offerte aux couples serrés de transférer la matière de l'une des composantes vers l'autre. Cela a des effets directs sur l'évolution des étoiles concernées, puisque celle-ci est fonction de leur masse. Cela donne aussi lieu à des phénomènes énergétiques spectaculaires. Le transfert de matière d'une étoile qui atteint son stade de géante rouge vers sa compagne déjà devenue naine blanche pourra donner lieu à des explosions sporadiques à la surface de la naine blanche. On aura alors affaire dans les cas les plus extrêmes à une nova. L'explosion pourra même détruire complètement la naine et l'on parlera de supernova (de type I). Si, maintenant l'étoile vampire n'est pas une naine blanche, mais une étoile à neutrons, des phénomènes d'émission de rayonnement très énergétiques (domaine X et gamma du spectre) pourront voir le jour : pulsars X et gamma, sursauts X (Binaires X).

[Les géantes rouges]
[Les naines blanches]
[Les novae]
[Les supernovae]
[Les étoiles à neutrons et pulsars]
 
 
Il résulte de ce que l'on vient de dire que les binaires - soit parce qu'elles présentent des éclipses, soit du fait des transferts de matière auxquels elles donnent lieu -, sont des objets qui peuvent présenter des variations d'éclat, régulières ou erratiques selon les cas.
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La masse des étoiles

Les étoiles doubles fournissent aux astronomes le seul moyen de détermination directe des masses stellaires, grâce à l'application de la troisième loi de Képler (dans sa forme newtonienne, qui met en relation la masse des composantes, la période du système et ses dimensions). Les calculs ne sont possibles en fait que si l'on connaît non seulement la période exacte du couple, mais aussi la distance réelle de ses composantes. Il s'ensuit qu'à l'heure actuelle, la masse de moins de 500 étoiles a pu être réellement déterminée. Cela a suffi cependant pour calibrer la relation masse-luminosité d'Eddington. Et l'on peut donc en principe déduire avec un degré de confiance relatif la masse des autres étoiles à partir de la seule connaissance de leur éclat. On ajoutera ici que les binaires à éclipses fournissent également un moyen, grâce à la prise en compte de la durée de l'obscurcissement, du diamètre des étoiles.
[Les étoiles variables]

Collection
Plusieurs dizaines de milliers d'étoiles doubles ou multiples ont été cataloguées dans notre Galaxie. Quelques unes, relativement écartées, parmi les plus brillantes, et offrant souvent de beaux contrastes de couleurs, attirent particulièrement l'attention. En voici une sélection "classique", accessible aux instruments des astronomes amateurs. On donne en premier les couples les plus écartés, et donc les plus faciles à observer. Lorsqu'elles sont indiquées, les masses sont exprimées en masses solaires.
Étoile Constellation Mag. Écart 
(")
Remarques
Delta Cep Céphée 3,6/4,3 - 5,3 41,0 Jaune et bleue
Albireo Cygne 3,2 - 5,4 34,4 Jaune et bleue
Alya Serpent 4,5 - 5,4 22,2 Blanches
Cor Caroli Chiens de Chasse 2,9 - 5,4 19,8 Blanches
Mizar Grande Ourse 2,1 - 4,2 14,3 Blanches
Acrab Scorpion 2,9 - 5,5 13,3 Blanches
Gamma Del Dauphin 4,5 - 5,5 10,4 Jaune et verte
Toliman Centaure 0,3 - 1,7 9,9 Or et cuivre
Alamak Andromède 2,3 - 5,1 9,8 Jaune et verte - 
La seconde composante 
est une double très serrée
Achird Cassiopée 3,7 - 7,4 9,6 Jaune et rouge 
Masses : 0,94 - 0,58
Mesarthim Bélier 4,2 - 4,4 8,0 Jaunes
70 Oph Ophiuchus 4,1 - 6,1 6,0 Rosées 
Masses : 0,90 - 0,65
Porrima Vierge 3,7 - 3,7 5,5 Jaunes 
Masses : 1,18 - 1,12
Ras Algethi Hercule 3,5 - 5,4 4,7 Orange et verte
Acrux Croix du sud 1,4 - 1,9 4,7 Blanches
Rhô Her Hercule 4,5 - 5,5 4,0 Blanches
Algieba Lion 2,0 - 3,5 3,9 Dorées
Delta Ser Serpent 4,2 - 5,2 3,7 Bleutées
Antarès Scorpion 1,2 - 6,5 2,9 Orange et verte
Izar Bouvier 3,0 - 6,3 2,8 Jaune et verte 
Masses : 0,85 - 0,75
Castor Gémeaux 2,7 - 3,7 2,7 Blanches
Dzêta Aqr Verseau 4,4 - 4,6 2,3 Jaunes
Epsilon Lyr Lyre 4,6-6,3

4,9-5,2

2,9 
208 
2,3
Quadruple
Alrisha Poissons 4,3 - 5,2 2,2 Blanches
Alnitak Orion 2,0 -5,7 2,1 Blanches
Alula Australe Grande Ourse 4,4 - 4,9 1,5 Dorées
Dzêta Cnc Cancer 5,0-5,7 
5,5

5
Triple
En bibliothèque - Paul Couteau, L'observation des étoiles doubles visuelles, Flammarion, 1978. Un ouvrage déjà ancien et plein d'équations (pas trop compliquées!), mais qui sera toujours utile aux astronomes amateurs, désireux d'aborder sérieusement la question. Les autres découvriront dans la partie historique des informations précieuses.
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