Étoile ternaire

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Étoile binaire à éclipses

En astronomie, une étoile binaire est une étoile multiple composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. La « composante » principale porte le nom de l'étoile suivi de la lettre « A », l'autre de la lettre « B ».

Le terme étoile binaire a apparemment été inventé par William Herschel en 1802 pour indiquer « une vraie étoile double — l'union de deux étoiles qui sont formées ensemble dans un système par les lois de la gravitation ». Actuellement, des étoiles binaires sont classées en différents types selon leurs propriétés observables : binaire visuelle, binaire astrométrique, binaire spectroscopique et binaire à éclipses. Les étoiles peuvent appartenir à plusieurs de ces catégories, par exemple plusieurs binaires spectroscopiques sont également des binaires à éclipses. Une autre classification en trois catégories est basée sur la distance des étoiles : les binaires détachées, les binaires semi-détachées et les binaires à contact. Dans ce cas, il arrive souvent que les étoiles binaires soient des étoiles variables.

Pendant longtemps les astronomes ont considéré qu'environ la moitié des étoiles se trouvaient des systèmes binaires (ou triples). Aujourd'hui, la recherche sur les étoiles binaires indique que la situation n'est pas si simple. La fraction d'étoiles binaires en fonction du temps peut effectivement varier, puisque certains phénomènes comme les supernovae peuvent détacher une étoile de son compagnon. De plus, il n'est pas clair non plus si la fraction de binaire originelle, lors de la formation des étoiles, est universelle ou non, et si elle est la même pour les étoiles de toute masse initiale.

Terminologie

Le terme d'étoile binaire a été utilisé la première fois par William Herschel en 1802 pour désigner, dans sa propre définition, « une véritable étoile double — l'union de deux étoiles qui sont formées ensemble dans un système par les lois de l'attraction universelle ». N'importe quelles étoiles très proches peuvent apparaître comme étant des étoiles binaires, le cas le plus connu étant celui de Mizar et Alcor dans la Grande Ourse. Il est toutefois possible qu'une double étoile ne soit qu'en apparence un système binaire : les deux étoiles peuvent en réalité être très largement séparées dans l'espace, mais apparaître dans la même direction du point de vue de la Terre. Ces fausses binaires sont dénommées « couples optiques », ou « paires optiques ». Avec l'invention du télescope, de nombreuses paires de ce type furent trouvées. Herschel, en 1780, mesura la séparation et les orientations de près de 700 paires qui étaient des systèmes binaires, et trouva que près de 50 d'entre elles changeaient d'orientation après deux décennies d'observation.

Une véritable binaire est une paire d'étoiles liées entre elles par la gravité. Quand elles peuvent être distinguées avec un télescope suffisamment puissant (ou si nécessaire, à l'aide de méthodes d'interférométrie), elles sont connues sous le nom de binaires visuelles. Dans d'autres cas, la seule indication est l'effet Doppler-Fizeau de la lumière émise. Les systèmes dans lesquels c'est le cas, connus sous le nom de binaires spectroscopiques, sont des paires relativement proches d'étoiles où les lignes spectrales dans la lumière de chacune vont d'abord vers le bleu, puis vers le rouge, comme elles se rapprochent de nous, puis s'éloignent, pendant leur mouvement autour de leur centre de gravité commun, avec une période d'orbite commune. Si le plan orbital est proche de notre point de vue, les deux étoiles s'occultent partiellement ou totalement de façon régulière, et le système est appelé binaire à éclipses, Beta Persei en étant un bon exemple.

Les étoiles binaires qui sont à la fois des binaires visuelles et des binaires spectroscopiques sont rares, mais elles sont aussi une source précieuse d'information (la masse des composantes). Les étoiles binaires visuelles sont en fait souvent très séparées, avec des périodes mesurées en décennies voire en siècles ; en conséquence, elles ont en général des vitesses orbitales trop petites pour être mesurées spectroscopiquement. Inversement, les étoiles binaires spectroscopiques se déplacent rapidement sur leur orbite parce qu'elles sont proches l'une de l'autre ; en général trop proches pour être détectées comme binaires visuelles. Les binaires qui sont à la fois visuelles et spectroscopiques sont donc proches de la Terre.

Les astronomes ont découvert que certaines étoiles semblent orbiter autour d'un espace vide. Les binaires astrométriques sont des étoiles relativement proches qui peuvent être vues en train d'osciller autour d'un point, sans compagnon visible. Avec certaines binaires spectroscopiques, il y a seulement une série de lignes allant en avant et en arrière. Les mathématiques utilisées pour les binaires visuelles peuvent dans ce cas être appliquées pour déduire la masse du compagnon invisible. Le compagnon devrait être très faible, pour être masqué par l'éclat de l'autre étoile, ou il pourrait être un objet qui émet peu ou pas de radiations électromagnétiques, par exemple une étoile à neutrons. Dans certains exemples, il y a de nombreuses preuves que le compagnon invisible est un trou noir, un corps avec une gravité telle que même la lumière ne peut s'en échapper. Ce genre de binaires est connu sous le nom de binaires X à forte masse. Le meilleur exemple connu à ce jour est Cygnus X-1, où la masse du compagnon invisible est probablement 9 fois celle de notre Soleil ; dépassant largement la limite d'Oppenheimer-Volkoff (la masse maximum d'une étoile à neutrons, le seul type d'étoile possible pour ce genre de binaire). De ce point de vue, Cygnus X-1 devint le premier objet qui fut largement accepté en tant que trou noir.

Exemples d'étoiles binaires

• β Cygni (Albireo)
• α Scorpii (Antarès)
• α Canis Majoris (Sirius)
• GRO J1655-40
• α Crucis (Acrux)
• α Aquilae (Altaïr)
• α² Canum Venaticorum (Cor Caroli)

Liens externes

• Cours en ligne Fenêtres sur l'Univers de l'Observatoire de Paris
• Les multiples étoiles doubles

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