Les étoiles doubles | Albiréo, l'étoile double célèbre de la constellation du Cygne. NASA |
Les étoiles doubles sont des étoiles qui ont une ou plusieurs autres étoiles associées à elles. L'observation des étoiles doubles est une activité intéressante pour l'astronome amateur. La plupart des paires d'étoiles doubles ont des couleurs différentes et l'on peut aboutir à se constituer une base de données d'observation intéressante. Les astronomes professionnels, par ailleurs, continuent d'accueillir favorablement les observations des amateurs car le champ de l'étude est immense (78,000 étoiles doubles doivent être étudiées avec plus de détails) et peu nombreux sont les professionnels qui s'intéressent au sujet. Les systèmes doubles, en astronomie professionnelle, sont utilisés pour estimer les masses des étoiles (par la détermination des orbites et des durées de révolution dans ces systèmes doubles). Même si, maintenant, les caméras CCD sont utilisées, dans le milieu amateur, pour étudier les doubles, l'observation visuelle reste le meilleur moyen d'étude pour les doubles qui présentent une différence substantielle de luminosité et pour les paires d'étoiles proches et faibles
L'extrapolation des données que l'on a pour les étoiles au voisinage du Soleil permet de penser qu'approximativement la moitié des étoiles, dans les galaxies, sont des étoiles doubles. 46% très précisément. 8% font partie d'un système d'étoile triple et 1% d'étoile quadruple. 45% des étoiles seulement seraient donc des étoiles non-doubles ou non-multiples. Des études récentes, cependant, vont encore plus loin, et par des études plus avancées des étoiles simples, ont montré que près de 85% de toutes les étoiles feraient partie d'un système d'étoile double ou plus. Certains de ces compagnons stellaires, cependant, sont d'une luminosité faible. Cette prévalance des étoiles doubles, de plus, n'excluerait pas le fait que même ces systèmes peuvent être doté de systèmes planétaires. On pense généralement que des binaires assez éloignées l'une de l'autre se sont formées de deux nuages de gaz séparés. Les doubles rapprochées se forment d'un seul nuage. Sur ce dernier point, bien que les connaissances soient encore réduites, il semble que des densités assymétriques autour des proto-étoiles amènent à une alimentation non-égale du disque proto-stellaire, lequel se fragmente et déclenche la formation d'une étoile double
Un terme plus général pour les étoiles doubles peut être celui de "système d'étoiles multiple". Pour un système double, stricto sensu, on pourra employer le terme "système d'étoiles double", ou "système binaire" ou, tout simplement, "étoile binaire" voire "binaire" tout court. Un système double, pour ce qui est de ses caractéristiques physiques, peut se prévaloir des remarques suivantes: les étoiles peuvent être séparées par de vastes distances (une bonne partie d'une année-lumière, en général) ou, au contraire, être très rapprochées;, presqu'à se toucher; les orbites des étoiles, dans les systèmes multiples, sont des ellipses; les orbites des étoiles du système ont lieu autour d'un centre de masse commun (pratiquement, une étoile n'orbite pas autour d'une autre, mais les deux étoiles orbitent autour d'un centre commun (le plus la masse d'une étoile est grande, le plus l'orbite est petite); cette remarque technique se traduit relativement peu dans les orbites étudiées, où l'on voit toujours une étoile orbiter autour de l'autre; généralement aussi, le plus la période de révolution d'un élément d'une double est courte, le plus l'excentricité de l'orbite sera petite; le plus les deux éléments d'un système sont semblables en luminosité, le plus ils sont du même type spectral (lorsque les luminosités sont différentes, l'étoile la plus faible est bleue si la plus lumineuse est une géante rouge; elle est rouge si la plus lumineuse est une étoile de la séquence principale). L'organisation générale d'un système multiple est variable: ainsi une étoile peut orbiter autour d'un système double; ou deux systèmes doubles peuvent orbiter l'un autour de l'autre; certains systèmes peuvent aller jusqu'à comprendre plus de quatre étoiles (une étoile double, par exemple, peut orbiter, sur une période de révolution longue, autour de deux systèmes doubles qui orbitent l'un autour de l'autre). On appelle étoile double espacée (en anglais "wide binary star"), une étoile double dont les composants sont séparés d'aux environs une année-lumière soit d'une distance plus importante que la taille des nuages qui donnent naissance aux étoiles. Des études récentes ont montré que les étoiles doubles espacées commencent vraisemblablement comme un groupe de trois étoiles: la plupart des étoiles naissent sous la forme de systèmes compacts, deux ou trois étoiles se trouvant au centre d'un nuage moléculaire. Lorsque plus de deux étoiles partagent un espace de petite taille, leur action gravitationnelle réciproque devient chaotique et l'étoile la moins massive est souvent éjectée aux marges du cocon; les étoiles restantes deviennent plus grandes et plus proches; elles se nourrissent du gaz restant. Si l'éjection n'a pas été assez puissante, l'étoile éjectée ne le sera pas vraiment mais commencera d'orbiter autour des deux étoiles restantes, à une distance importante. Ce qui crée la double espacée. Mais, quelquefois, on ne trouve que deux composants d'une double espacée;; cela est vraisemblablement dû au fait que le système double d'origine a fusionné en une seule étoile et que la troisième étoile est devenue le second composant d'un nouveau système double: en effet, si suffisamment de gaz se trouve au coeur du nuage formateur, il va freiner la rotation du couple originel et provoquer la fusion des deux étoiles. La double espacée la plus proche de nous -et la mieux connue- est Alpha Centauri. L'étoile elle-même est une double espacée et Alpha Centauri possède un compagnon, Proxima du Centaure, qui orbit à un quart d'année-lumière; ces trois étoiles sont nées il y a plusieurs milliards d'années d'un même nuage d'origine avant qu'un épisode gravitationnel puissant n'envoie Proxima vers son orbite éloignée
Les systèmes doubles ou multiples sont classifiées en fonction de comment elles ont été découvertes. Et, à son tour, la façon dont ils sont constatés tels dépend des caractéristiques physiques du système (séparation des composants, distance de par rapport à la Terre, orientation du plan de l'orbite par rapport à l'observateur). La distance moyenne entre les composants d'un système double, en unités astronomiques (une unité astronomique -"UA"- représente la distance Terre-Soleil, soit 149 597 870 km (92 960 116 miles)) est de 3 à 50 UA (entre 450 millions et 7 milliards et demi de km (279 millions à 4,6 milliards de miles)), c'est-à-dire peu, en fait. La distance du Soleil à Pluton, par exemple, est de 5,8 milliards de km (3,6 milliards de miles)
Pour ce qui est de l'observation des étoiles doubles, deux valeurs principales sont utilisées: la "séparation", l'"angle de position" (en anglais "position angle", "P.A."). Les catalogues donnent aussi l'ascension droite, la déclinaison, les magnitudes des composants et la date à laquelle le système a été observé pour la dernière fois. "Etoile principale" et "étoile secondaire", selon la terminologie anglo-saxonne, peuvent être utilisée pour désigner les composantes principale et secondaire du système. Dans tous les systèmes c'est le composant principal qui a toujours la plus forte magnitude, alors que le composant secondaire est toujours plus faible. Par séparation, on entend la séparation apparente entre les deux composants (en secondes d'arc (")). Par "angle de position", on entend la position du composant secondaire par rapport au composant principal. L'angle de position est mesuré en degrés, à partir du Nord du composant principal, dans le sens contraire des aiguilles d'une montre (les 90° sont à l'Est céleste, et les 270° à l'Ouest céleste)
Deux références utiles à propos de l'astronomie amateur des étoiles doubles sont:
