binaire, étoile - astronomie.

binaire, étoile - astronomie. 1 PRÉSENTATION binaire, étoile, système de deux étoiles liées entre elles par des forces d'attraction gravitationnelle. La binarité n'est pas un phénomène rare dans l'Univers : plus de la moitié des étoiles de notre galaxie sont assemblées en systèmes binaires ou en systèmes multiples. Les étoiles d'un système binaire ont un mouvement de rotation autour du centre de masse commun du système (barycentre), selon deux orbites elliptiques ou circulaires ; les deux orbites sont situées de part et d'autre du centre de masse situé au foyer des orbites elliptiques. Pendant tout leur parcours le long de leurs orbites, les étoiles binaires conservent une même distance, les orbites étant telles que chaque étoile effectue une révolution complète de son orbite en un même laps de temps, dénommé période orbitale du système binaire, ou plus simplement période du système. Selon la troisième loi de Kepler, le carré de la période P d'un système binaire est proportionnelle au cube de la séparation a du système. La théorie de la gravitation élaborée par Newton permet de préciser la valeur de cette constante ; celle-ci est proportionnelle à l'inverse de la masse totale M du système (somme des masses des deux étoiles) selon la relation P2 = 4pa3 / GM, où G est la constante universelle de la gravitation. 2 CLASSIFICATION DES SYSTÈMES BINAIRES D'ÉTOILES Conventionnellement, les étoiles binaires sont classées selon la méthode qui permet de les observer ; elles appartiennent parfois à plusieurs catégories à la fois, lorsque des méthodes d'observation associées ont permis de les identifier comme binaires. Par convention, l'étoile la plus massive, et donc généralement la plus brillante, est dénommée étoile primaire ; l'étoile compagnon est alors appelée étoile secondaire. 2.1 Binaire visuelle Lorsque les deux étoiles d'un système binaire sont observées individuellement sur le plan du ciel, soit à l'oeil nu, soit à l'aide d'un télescope, elles appartiennent à la catégorie des binaires visuelles. Cette méthode est la plus ancienne ; elle remonte à deux siècles environ, lorsque William Herschel a identifié pour la première fois en 1803 l'existence de tels systèmes. L'étoile binaire Albireo dans la constellation du Cygne est un exemple de binaire visuelle. L'identification des binaires visuelles dépend de leur séparation. Les étoiles doivent être suffisamment proches pour appartenir au champ d'observation du télescope utilisé, et suffisamment éloignées pour qu'elles n'apparaissent pas confondues en un même objet. Ce dernier critère est relié au pouvoir de séparation (résolution angulaire) de l'instrument. Dépourvu d'optique adaptative, un télescope est caractérisé par une résolution angulaire limitée par la turbulence de l'atmosphère terrestre qui a pour effet de brouiller les images. Seules les étoiles séparées sur le plan du ciel de plus d'un dixième de seconde d'angle (0,1") sont susceptibles d'être détectées par les télescopes terrestres. À la fin du XXe siècle, le développement d'une technique remarquable, l'optique adaptative, qui corrige en temps réel les perturbations du rayonnement dues aux fluctuations atmosphériques, devrait repousser cette limite à la résolution angulaire intrinsèque du télescope (limite théorique de diffraction). Cette dernière, pour une longueur d'onde donnée, n'est limitée que par la dimension du miroir primaire du télescope. Compte tenu de ces limitations, la période des binaires visuelles est généralement comprise entre un peu moins de deux années et plusieurs siècles. 2.2 Paires de mouvement propre commun et étoiles doubles optiques Lorsque sur le plan du ciel, deux étoiles semblent appariées du fait de leur proximité, mais qu'elles sont trop éloignées (période orbitale trop longue) pour qu'une analyse de leurs mouvements orbitaux puisse être réalisée, seule l'analyse de leur mouvement propre permet de déceler si elles appartiennent à une même région du ciel. On appelle mouvement propre d'une étoile la trajectoire de cette étoile déterminée par le potentiel gravitationnel local de la galaxie qui fixe la loi de rotation locale de la galaxie. Si les deux composantes possèdent, en effet, un même mouvement propre, c'est-à-dire si elles se déplacent ensemble avec une vitesse projetée égale et parallèle, elles sont considérées comme des étoiles binaires dénommées paires de mouvement propre commun. Dans le cas contraire, la juxtaposition de ces étoiles n'est qu'une coïncidence fortuite de leurs positions projetées sur le plan du ciel. Dénommées étoiles doubles optiques, elles ne sont pas physiquement liées l'une à l'autre et ne sont pas des étoiles binaires. 2.3 Binaires astrométriques Parfois, les astronomes ne détectent qu'une seule étoile, désignée alors par le terme de photocentre, qui se révèle appartenir à un système binaire grâce à l'analyse de son mouvement propre. Une telle étoile semble « zigzaguer « sur le plan du ciel. Le mouvement de l'étoile est dicté par la combinaison du potentiel gravitationnel local de la galaxie et d'un potentiel gravitationnel créé par une masse importante, non visible, située à proximité. Sirius, l'étoile la plus brillante de la constellation du Grand Chien, a été la première binaire astrométrique identifiée en 1834. Par la suite, avec l'augmentation de la sensibilité des instruments, son compagnon a été lui aussi observé, permettant de ranger Sirius également dans la classe des binaires visuelles. 2.4 Binaires à éclipses ou binaires photométriques Le troisième type de binaires est constitué par des étoiles désignées sous le terme binaires à éclipses, ou encore binaires photométriques. Dans un système à éclipses, les orbites des deux étoiles s'inscrivent dans un plan très peu incliné par rapport à la ligne de visée joignant l'observateur au système stellaire. Dans une telle configuration, les étoiles passent alternativement l'une devant l'autre, bloquant en partie -- ou totalement -- le rayonnement de l'étoile située alors en arrière-plan. Cela s'illustre par des variations photométriques caractéristiques et périodiques, autrement dit par une variation périodique de la brillance du système. Le système à éclipses le plus spectaculaire est le système d'Algol situé dans la constellation de Persée. Toutes les 69 heures, Algol B occulte son compagnon plus brillant Algol A provoquant une baisse considérable de la brillance du système (d'un facteur 3) durant environ 9 heures, avant que la brillance ne regagne son niveau habituel. 2.5 Binaires spectroscopiques Une quatrième méthode de détection d'étoiles binaires est fondée sur l'analyse spectrale du rayonnement stellaire (voir spectroscopie). Des décalages spectraux cycliques et répétés, relevés dans le spectre de l'étoile et interprétés en terme d'effet Doppler, décèlent les mouvements de l'étoile s'éloignant et se rapprochant alternativement de la Terre. Le seul mécanisme possible pour expliquer de telles manifestations est la présence d'une étoile compagnon invisible, parce que trop peu brillante, autour de laquelle l'étoile primaire effectue une révolution orbitale. Il s'agit alors de binaires à raies simples. Une technique spectroscopique alternative consiste à reconnaître dans le spectre stellaire deux types spectraux différents se superposant l'un à l'autre (voir étoile). Le type spectral d'une étoile est relié principalement à son statut évolutif et sa température de surface. La présence dans le spectre d'éléments qui indiqueraient l'existence de deux températures de surface différentes ou d'éléments chimiques caractéristiques de deux statuts évolutifs distincts est un signe fiable et indubitable de binarité. De tels systèmes sont nommés binaires à raies doubles. Les binaires spectroscopiques sont des systèmes trop serrés, d'une part, pour que les étoiles soient séparées par un télescope et, d'autre part, pour qu'une variation photométrique soit décelable. L'étoile Dubhe, dans la constellation de la Grande Ourse, est un système binaire spectroscopique. 3 SYSTÈMES BINAIRES EN INTERACTION La séparation entre deux étoiles d'un système binaire détermine l'intensité de l'attraction gravitationnelle qui les lie physiquement l'une à l'autre. Lorsque la séparation est supérieure à une unité astronomique, c'est-à-dire supérieure à la distance séparant la Terre du Soleil, la liaison gravitationnelle se traduit par la révolution des deux étoiles, selon deux orbites stables, autour du centre de masse du système. Cependant, la séparation d'un système peut être inférieure à cette distance, et parfois même être comparable à la taille des étoiles composant le système. Comme la force gravitationnelle est inversement proportionnelle au carré de la distance séparant les deux étoiles, plus les étoiles sont proches l'une de l'autre, et plus la force gravitationnelle s'exerçant sur chaque étoile est intense. Les conséquences d'une telle force gravitationnelle sont multiples. Certains systèmes binaires serrés, tel le système W Ursae Majoris, sont composés d'étoiles en tout point banales, à l'exception de leur forme ovoïde résultant des intenses effets de marée que chacune exerce sur l'autre. Parfois même, la proximité des étoiles s'illustre par un transfert d'une partie de la masse d'une étoile à son compagnon. De tels systèmes sont qualifiés de systèmes en interaction. Dans le système de la Lyre (Beta Lyrae), une fraction de l'atmosphère d'une étoile s'écoule vers l'autre en formant un disque d'accrétion autour de cette dernière. Dans certains systèmes, la matière du disque, en tombant finalement à la surface de l'étoile, provoquerait au sein de la couche de gaz accumulée des réactions de fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium. Ce mécanisme serait à l'oeuvre dans certaines variables cataclysmiques, nommées novae classiques ou encore novae récurrentes, soumises à d'intenses variations de luminosité. Une variation du taux d'accrétion dans le disque serait à l'origine des variations de luminosité moins spectaculaires d'une autre catégorie de variables cataclysmiques : les novae naines. Des intenses sursauts observés dans le domaine X du spectre électromagnétique (sursauts X) ont révélé l'existence de systèmes binaires serrés en interaction. Ces systèmes, nommés binaires X, seraient constitués d'une étoile normale ou évoluée (étoile secondaire) et d'un objet compact (étoile primaire), tels une naine blanche, une étoile à neutrons, voire un trou noir. L'accrétion de la matière issue de l'étoile secondaire au sein de l'intense champ gravitationnel engendré par l'objet compact libère une énorme quantité d'énergie, à l'origine des sursauts X observés. 3.1 Importance des étoiles binaires en astronomie L'importance des systèmes binaires est crucial pour déterminer la masse des étoiles. Il est impossible d'estimer la masse d'une étoile isolée ; mais l'observation des trajectoires individuelles des deux étoiles d'un système binaire permet d'obtenir une estimation de chacune de leur masse. En effet, les mesures de leur séparation sur le plan du ciel et de leur période fournissent une estimation de la masse totale du système et le rapport des demi-grands axes des ellipses permet d'estimer le rapport de leurs masses. Pour les systèmes binaires proches dont la distance est connue par la mesure de leur parallaxe, il est possible d'estimer la luminosité intrinsèque de chaque étoile. La masse ayant pu être estimée indépendamment, les astronomes ont mis en évidence une relation de corrélation très étroite entre la masse d'une étoile et sa luminosité, surtout pour les étoiles de la séquence principale. Les systèmes binaires présentent aussi un avantage indéniable pour tester les modèles d'évolution stellaire. Les deux étoiles composantes, situées à la même distance de la Terre, ont a priori le même âge et la même composition chimique, puisqu'il est vraisemblable qu'elles se sont formées en même temps. La seule distinction porte ainsi sur leur masse, qui seule fixe les temps d'évolution associés à chacune des étapes de la vie d'une étoile. Ainsi, les modèles très sophistiqués d'évolution stellaire doivent reproduire les mêmes caractéristiques (luminosité, température effective) de chacune des étoiles en un même temps d'évolution. Dans une plus large mesure, les amas d'étoiles complètent ce travail de tests de l'évolution stellaire, puisque dans un amas regroupant bien plus de deux étoiles, les statuts évolutifs sont observés en fonction du seul paramètre de la masse stellaire. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.