Étoile binaire

Une étoile binaire ou un système d'étoiles binaires est un système de deux étoiles gravitationnellement liées et en orbite l'une autour de l'autre. Les étoiles binaires dans le ciel nocturne qui sont vues comme un seul objet à l'œil nu sont souvent résolues comme des étoiles distinctes à l'aide d'un télescope , auquel cas elles sont appelées binaires visuelles . De nombreuses binaires visuelles ont de longues périodes orbitales de plusieurs siècles ou millénaires et ont donc des orbites incertaines ou mal connues. Elles peuvent également être détectées par des techniques indirectes, telles que la spectroscopie ( binaires spectroscopiques ) ou l'astrométrie ( binaires astrométriques ). Si une étoile binaire se trouve en orbite dans un plan le long de notre ligne de visée, ses composants s'éclipseront et transiteront l'un autour de l'autre ; ces paires sont appelées binaires à éclipses ou, avec d'autres binaires qui changent de luminosité au cours de leur orbite, binaires photométriques .

Si les composants d'un système binaire sont suffisamment proches, ils peuvent déformer gravitationnellement l'atmosphère stellaire externe de l'un et de l'autre. Dans certains cas, ces systèmes binaires proches peuvent échanger de la masse, ce qui peut amener leur évolution à des stades que les étoiles isolées ne peuvent atteindre. Sirius et Cygnus X-1 (Cygnus X-1 étant un trou noir bien connu ) sont des exemples de binaires. Les étoiles binaires sont également courantes comme noyaux de nombreuses nébuleuses planétaires et sont à l'origine de novae et de supernovae de type Ia .

Les étoiles doubles , une paire d'étoiles qui semblent proches l'une de l'autre, ont été observées depuis l'invention du télescope . Parmi les premiers exemples, on trouve Mizar et Acrux . Mizar, dans la Grande Ourse ( Ursa Major ), a été observée comme double par Giovanni Battista Riccioli en 1650 (et probablement plus tôt par Benedetto Castelli et Galilée ). L'étoile brillante du sud Acrux , dans la Croix du Sud , a été découverte comme double par le père Fontenay en 1685.

En 1767, le philosophe naturaliste et ecclésiastique anglais John Michell a été le premier à appliquer les mathématiques statistiques à l'étude des étoiles. Il a démontré dans un article que les étoiles qui forment des paires ou des groupes étaient bien plus nombreuses que ce que pourrait expliquer une distribution parfaitement aléatoire et un alignement aléatoire. Il a concentré ses recherches sur l' amas des Pléiades et a calculé que la probabilité de trouver un groupement d'étoiles aussi rapproché était d'environ une sur un demi-million. Il a conclu que les étoiles de ces systèmes d'étoiles doubles ou multiples pourraient être attirées les unes vers les autres par l'attraction gravitationnelle, fournissant ainsi la première preuve de l'existence d'étoiles binaires et d'amas d'étoiles.

William Herschel commença à observer les étoiles doubles en 1779, espérant trouver une étoile proche jumelée à une étoile lointaine afin de pouvoir mesurer la position changeante de l'étoile proche lorsque la Terre tournait autour du Soleil (mesurer sa parallaxe ), ce qui lui permettrait de calculer la distance à l'étoile proche. Il publia bientôt des catalogues d'environ 700 étoiles doubles. En 1803, il avait observé des changements dans les positions relatives d'un certain nombre d'étoiles doubles au cours de 25 ans, et conclut qu'au lieu de montrer des changements de parallaxe, elles semblaient orbiter l'une autour de l'autre dans des systèmes binaires. La ​​première orbite d'une étoile binaire fut calculée en 1827, lorsque Félix Savary calcula l'orbite de Xi Ursae Majoris .

Au fil des ans, de nombreuses autres étoiles doubles ont été répertoriées et mesurées. En juin 2017, le Washington Double Star Catalog , une base de données d'étoiles doubles visuelles compilée par l' Observatoire naval des États-Unis , contenait plus de 100 000 paires d'étoiles doubles, y compris des doubles optiques ainsi que des étoiles binaires. Les orbites ne sont connues que pour quelques milliers de ces étoiles doubles.

Le terme binaire a été utilisé pour la première fois dans ce contexte par Sir William Herschel en 1802, lorsqu'il a écrit :

Si, au contraire, deux étoiles sont situées très près l'une de l'autre et en même temps assez isolées pour ne pas être affectées matériellement par l'attraction des étoiles voisines, elles formeront alors un système séparé et resteront unies l'une vers l'autre par le lien de leur gravitation mutuelle. On appellera alors cela une véritable étoile double ; et deux étoiles ainsi reliées entre elles forment le système sidéral binaire que nous allons maintenant considérer.

Selon la définition moderne, le terme étoile binaire est généralement limité aux paires d'étoiles qui tournent autour d'un centre de masse commun. Les étoiles binaires qui peuvent être résolues avec un télescope ou des méthodes interférométriques sont appelées binaires visuelles . Pour la plupart des étoiles binaires visuelles connues, une révolution complète n'a pas encore été observée ; on les observe plutôt avoir parcouru une trajectoire courbe ou un arc partiel.

Le terme plus général d'étoile double est utilisé pour les paires d'étoiles qui sont vues proches l'une de l'autre dans le ciel. Cette distinction est rarement faite dans d'autres langues que l'anglais. Les étoiles doubles peuvent être des systèmes binaires ou simplement deux étoiles qui semblent proches l'une de l'autre dans le ciel mais qui ont des distances réelles très différentes par rapport au Soleil. Ces dernières sont appelées doubles optiques ou paires optiques .

Les étoiles binaires sont classées en quatre types selon la manière dont elles sont observées : visuellement, par observation ; spectroscopiquement , par des changements périodiques dans les lignes spectrales ; photométriquement , par des changements de luminosité causés par une éclipse ; ou astrométriquement , en mesurant une déviation de la position d'une étoile causée par un compagnon invisible. Toute étoile binaire peut appartenir à plusieurs de ces classes ; par exemple, plusieurs binaires spectroscopiques sont également des binaires à éclipses.

Une étoile binaire visuelle est une étoile binaire pour laquelle la séparation angulaire entre les deux composantes est suffisamment grande pour permettre leur observation comme une étoile double dans un télescope , voire dans des jumelles à haute puissance . La résolution angulaire du télescope est un facteur important dans la détection des binaires visuelles, et à mesure que de meilleures résolutions angulaires sont appliquées aux observations d'étoiles binaires, un nombre croissant de binaires visuelles seront détectées. La luminosité relative des deux étoiles est également un facteur important, car l'éblouissement d'une étoile brillante peut rendre difficile la détection de la présence d'une composante plus faible.

L'étoile la plus brillante d'une binaire visuelle est l' étoile primaire , et l'étoile la plus faible est considérée comme l'étoile secondaire. Dans certaines publications (en particulier les plus anciennes), une étoile secondaire faible est appelée comes (au pluriel comites ; compagne). Si les étoiles ont la même luminosité, la désignation du découvreur pour l'étoile primaire est généralement acceptée.

L' angle de position de l'étoile secondaire par rapport à l'étoile primaire est mesuré, ainsi que la distance angulaire entre les deux étoiles. Le moment de l'observation est également enregistré. Après qu'un nombre suffisant d'observations ont été enregistrées sur une période de temps, elles sont tracées en coordonnées polaires avec l'étoile primaire à l'origine, et l' ellipse la plus probable est tracée à travers ces points de telle sorte que la loi képlérienne des aires soit satisfaite. Cette ellipse est connue sous le nom d' ellipse apparente et est la projection de l'orbite elliptique réelle de l'étoile secondaire par rapport à l'étoile primaire sur le plan du ciel. À partir de cette ellipse projetée, les éléments complets de l'orbite peuvent être calculés, où le demi-grand axe ne peut être exprimé qu'en unités angulaires à moins que la parallaxe stellaire , et donc la distance, du système ne soit connue.

Parfois, la seule preuve de l'existence d'une étoile binaire est l' effet Doppler sur la lumière émise. Dans ces cas, l'étoile binaire est constituée d'une paire d'étoiles dont les lignes spectrales de la lumière émise par chaque étoile se décalent d'abord vers le bleu, puis vers le rouge, à mesure que chacune se rapproche de nous, puis s'éloigne de nous, au cours de son mouvement autour de leur centre de masse commun , avec la période de leur orbite commune.

Dans ces systèmes, la séparation entre les étoiles est généralement très faible et la vitesse orbitale très élevée. À moins que le plan de l'orbite ne soit perpendiculaire à la ligne de visée, les vitesses orbitales ont des composantes dans la ligne de visée et la vitesse radiale observée du système varie périodiquement. Comme la vitesse radiale peut être mesurée avec un spectromètre en observant le décalage Doppler des lignes spectrales des étoiles , les binaires détectées de cette manière sont appelées binaires spectroscopiques . La plupart de ces binaires ne peuvent pas être résolues en tant que binaires visuelles, même avec les télescopes ayant le plus haut pouvoir de résolution existant .

Dans certaines étoiles binaires spectroscopiques, les lignes spectrales des deux étoiles sont visibles, et les lignes sont alternativement doubles et simples. Un tel système est connu sous le nom de binaire spectroscopique à double ligne (souvent désignée par « SB2 »). Dans d'autres systèmes, le spectre d'une seule des étoiles est visible, et les lignes du spectre se déplacent périodiquement vers le bleu, puis vers le rouge et vice versa. De telles étoiles sont appelées binaires spectroscopiques à ligne unique (« SB1 »).

L'orbite d'une binaire spectroscopique est déterminée en effectuant une longue série d'observations de la vitesse radiale d'un ou des deux composants du système. Les observations sont tracées en fonction du temps et une période est déterminée à partir de la courbe résultante. Si l'orbite est circulaire , la courbe est sinusoïdale . Si l'orbite est elliptique , la forme de la courbe dépend de l' excentricité de l'ellipse et de l'orientation de l'axe majeur par rapport à la ligne de visée.

Il est impossible de déterminer individuellement le demi-grand axe a et l'inclinaison du plan orbital i . Cependant, le produit du demi-grand axe et du sinus de l'inclinaison (c'est-à-dire a  sin  i ) peut être déterminé directement en unités linéaires (par exemple, en kilomètres). Si a ou i peuvent être déterminés par d'autres moyens, comme dans le cas des binaires à éclipses, une solution complète pour l'orbite peut être trouvée.

Les étoiles binaires à la fois visuelles et spectroscopiques sont rares et constituent une source précieuse d'informations lorsqu'elles sont découvertes. On en connaît environ 40. Les étoiles binaires visuelles ont souvent de grandes séparations vraies, avec des périodes mesurées en décennies ou en siècles ; par conséquent, elles ont généralement des vitesses orbitales trop petites pour être mesurées spectroscopiquement. Inversement, les étoiles binaires spectroscopiques se déplacent rapidement sur leurs orbites parce qu'elles sont proches les unes des autres, généralement trop proches pour être détectées comme des binaires visuelles. Les binaires qui sont à la fois visuelles et spectroscopiques doivent donc être relativement proches de la Terre.

Une étoile binaire à éclipses est un système d'étoiles binaires dans lequel le plan orbital des deux étoiles se trouve si près de la ligne de visée de l'observateur que les composantes subissent des éclipses mutuelles . Dans le cas où la binaire est également une binaire spectroscopique et que la parallaxe du système est connue, la binaire est très précieuse pour l'analyse stellaire. Algol , un système d'étoiles triples dans la constellation de Persée , contient l'exemple le plus connu d'une binaire à éclipses.

Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la lumière des composantes individuelles varie, mais à cause des éclipses. La courbe de lumière d'une binaire à éclipses est caractérisée par des périodes de lumière pratiquement constante, avec des chutes périodiques d'intensité lorsqu'une étoile passe devant l'autre. La luminosité peut chuter deux fois au cours de l'orbite, une fois lorsque l'étoile secondaire passe devant l'étoile primaire et une fois lorsque l'étoile primaire passe devant l'étoile secondaire. L'éclipse la plus profonde des deux est appelée primaire, quelle que soit l'étoile occultée, et si une deuxième éclipse peu profonde se produit également, elle est appelée éclipse secondaire. L'ampleur des chutes de luminosité dépend de la luminosité relative des deux étoiles, de la proportion de l'étoile occultée qui est cachée et de la luminosité de surface (c'est-à-dire de la température effective ) des étoiles. En général, l'occultation de l'étoile la plus chaude provoque l'éclipse primaire.

La période orbitale d'une binaire à éclipses peut être déterminée à partir d'une étude de sa courbe de lumière , et les tailles relatives des étoiles individuelles peuvent être déterminées en termes de rayon de l'orbite, en observant la rapidité avec laquelle la luminosité change lorsque le disque de l'étoile la plus proche glisse sur le disque de l'autre étoile. S'il s'agit également d'une binaire spectroscopique, les éléments orbitaux peuvent également être déterminés, et la masse des étoiles peut être déterminée relativement facilement, ce qui signifie que les densités relatives des étoiles peuvent être déterminées dans ce cas.

Depuis 1995 environ, la mesure des paramètres fondamentaux des binaires à éclipses extragalactiques est devenue possible avec des télescopes de la classe des 8 mètres. Cela permet de les utiliser pour mesurer directement les distances aux galaxies externes, un processus plus précis que l'utilisation de bougies standard . En 2006, ils ont été utilisés pour donner des estimations directes de distance au LMC , au SMC , à la galaxie d'Andromède et à la galaxie du Triangle . Les binaires à éclipses offrent une méthode directe pour évaluer la distance aux galaxies avec un niveau de précision amélioré de 5 %.

Les étoiles binaires non éclipsantes proches peuvent également être détectées par photométrie en observant comment les étoiles s'influencent mutuellement de trois manières. La première consiste à observer la lumière supplémentaire que les étoiles réfléchissent sur leur compagnon. La deuxième consiste à observer les variations de lumière ellipsoïdales causées par la déformation de la forme de l'étoile par ses compagnons. La troisième méthode consiste à examiner comment le rayonnement relativiste affecte la magnitude apparente des étoiles. La détection des étoiles binaires avec ces méthodes nécessite une photométrie précise .

Les astronomes ont découvert des étoiles qui semblent orbiter autour d'un espace vide. Les binaires astrométriques sont des étoiles relativement proches que l'on peut voir osciller autour d'un point de l'espace, sans compagnon visible. Les mêmes mathématiques utilisées pour les binaires ordinaires peuvent être appliquées pour déduire la masse du compagnon manquant. Le compagnon peut être très faible, de sorte qu'il est actuellement indétectable ou masqué par l'éclat de son étoile primaire, ou il peut s'agir d'un objet qui émet peu ou pas de rayonnement électromagnétique , par exemple une étoile à neutrons .

La position de l'étoile visible est soigneusement mesurée et détectée comme variant en raison de l'influence gravitationnelle de son homologue. La position de l'étoile est mesurée à plusieurs reprises par rapport à des étoiles plus éloignées, puis vérifiée pour décaler périodiquement sa position. En général, ce type de mesure ne peut être effectué que sur des étoiles proches, comme celles situées à moins de 10 parsecs . Les étoiles proches ont souvent un mouvement propre relativement élevé , de sorte que les binaires astrométriques semblent suivre une trajectoire instable dans le ciel.

Si le compagnon est suffisamment massif pour provoquer un déplacement observable de la position de l'étoile, sa présence peut alors être déduite. À partir de mesures astrométriques précises du mouvement de l'étoile visible sur une période de temps suffisamment longue, des informations sur la masse du compagnon et sa période orbitale peuvent être déterminées. Même si le compagnon n'est pas visible, les caractéristiques du système peuvent être déterminées à partir des observations en utilisant les lois de Kepler .

Cette méthode de détection des binaires est également utilisée pour localiser les planètes extrasolaires en orbite autour d'une étoile. Cependant, les exigences pour effectuer cette mesure sont très strictes, en raison de la grande différence de rapport de masse et de la période généralement longue de l'orbite de la planète. La détection des décalages de position d'une étoile est une science très exigeante, et il est difficile d'atteindre la précision nécessaire. Les télescopes spatiaux peuvent éviter l'effet de flou de l'atmosphère terrestre , ce qui permet une résolution plus précise.

Une autre classification est basée sur la distance entre les étoiles, par rapport à leurs tailles :

Les binaires détachées sont des étoiles binaires dont chaque composante se trouve dans son lobe de Roche , c'est-à-dire la zone où l' attraction gravitationnelle de l'étoile elle-même est plus grande que celle de l'autre composante. Alors que dans la séquence principale, les étoiles n'ont pas d'effet majeur les unes sur les autres et évoluent essentiellement séparément. La plupart des binaires appartiennent à cette classe.

Les étoiles binaires semi-détachées sont des étoiles binaires dans lesquelles l'un des composants remplit le lobe de Roche de l'étoile binaire et l'autre non. Dans cette étoile binaire en interaction , le gaz de la surface du composant remplissant le lobe de Roche (donneur) est transféré vers l'autre étoile accrétrice. Le transfert de masse domine l'évolution du système. Dans de nombreux cas, le gaz entrant forme un disque d'accrétion autour de l'accréteur.

Une étoile binaire de contact est un type d'étoile binaire dans lequel les deux composantes de l'étoile binaire remplissent leurs lobes de Roche . La partie supérieure des atmosphères stellaires forme une enveloppe commune qui entoure les deux étoiles. Comme le frottement de l'enveloppe freine le mouvement orbital , les étoiles peuvent éventuellement fusionner . W Ursae Majoris en est un exemple.

Lorsqu'un système binaire contient un objet compact tel qu'une naine blanche , une étoile à neutrons ou un trou noir , le gaz de l'autre étoile (donneuse) peut s'accréter sur l'objet compact. Cela libère de l'énergie potentielle gravitationnelle , ce qui fait que le gaz devient plus chaud et émet des radiations. Les étoiles variables cataclysmiques , où l'objet compact est une naine blanche, sont des exemples de tels systèmes. Dans les binaires à rayons X , l'objet compact peut être soit une étoile à neutrons , soit un trou noir . Ces binaires sont classés comme de faible masse ou de masse élevée en fonction de la masse de l'étoile donneuse. Les binaires à rayons X de masse élevée contiennent une jeune étoile donneuse de type précoce et de masse élevée qui transfère de la masse par son vent stellaire , tandis que les binaires à rayons X de faible masse sont des binaires semi-détachées dans lesquelles le gaz d'une étoile donneuse de type tardif ou d'une naine blanche déborde du lobe de Roche et tombe vers l'étoile à neutrons ou le trou noir. L'exemple le plus connu d'une étoile binaire à rayons X est probablement la très massive étoile binaire à rayons X Cygnus X-1 . Dans Cygnus X-1, la masse du compagnon invisible est estimée à environ neuf fois celle du Soleil, dépassant de loin la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff pour la masse théorique maximale d'une étoile à neutrons. On pense donc qu'il s'agit d'un trou noir ; c'est le premier objet pour lequel cette idée a été largement admise.

Les périodes orbitales peuvent être inférieures à une heure (pour les étoiles AM CVn ), ou quelques jours (composantes de Beta Lyrae ), mais aussi des centaines de milliers d'années ( Proxima Centauri autour d'Alpha Centauri AB).

Le mécanisme d'Applegate explique les variations de période orbitale à long terme observées dans certaines binaires à éclipses. Lorsqu'une étoile de la séquence principale traverse un cycle d'activité, les couches externes de l'étoile sont soumises à un couple magnétique qui modifie la distribution du moment angulaire, ce qui entraîne un changement dans l'aplatissement de l'étoile. L'orbite des étoiles de la paire binaire est couplée gravitationnellement à leurs changements de forme, de sorte que la période présente des modulations (typiquement de l'ordre de ∆P/P ~ 10 ⁻⁵ ) sur la même échelle de temps que les cycles d'activité (typiquement de l'ordre de plusieurs décennies).

Un autre phénomène observé dans certaines binaires Algol est l'augmentation monotone de la période. Ce phénomène est très différent des observations beaucoup plus courantes d'augmentations et de diminutions alternées de la période expliquées par le mécanisme d'Applegate. Les augmentations monotones de la période ont été attribuées au transfert de masse, généralement (mais pas toujours) de l'étoile la moins massive vers l'étoile la plus massive

Les composants des étoiles binaires sont désignés par les suffixes A et B ajoutés à la désignation du système, A désignant l'étoile primaire et B l'étoile secondaire. Le suffixe AB peut être utilisé pour désigner la paire (par exemple, l'étoile binaire α Centauri AB est constituée des étoiles α Centauri A et α Centauri B). Des lettres supplémentaires, telles que C , D , etc., peuvent être utilisées pour les systèmes comportant plus de deux étoiles. Dans les cas où l'étoile binaire a une désignation Bayer et est largement séparée, il est possible que les membres de la paire soient désignés par des exposants ; un exemple est Zeta Reticuli , dont les composants sont ζ ¹ Reticuli et ζ ² Reticuli.

Les étoiles doubles sont également désignées par une abréviation indiquant le nom du découvreur ainsi qu'un numéro d'index. α Centauri, par exemple, a été trouvée double par le père Richaud en 1689, et est donc désignée RHD 1. [ Ces codes de découvreur peuvent être trouvés dans le Washington Double Star Catalog .

L'étoile secondaire dans un système d'étoiles binaires peut être désignée comme compagnon chaud ou compagnon froid , en fonction de sa température par rapport à l'étoile primaire.

Exemples :

• Antares (Alpha Scorpii) est une étoile supergéante rouge dans un système binaire avec une étoile bleue de la séquence principale plus chaude, Antares B. Antares B peut donc être qualifiée de compagnon chaud de la supergéante froide.
• Les étoiles symbiotiques , comme R Aquarii , sont des systèmes d'étoiles binaires composés d'une étoile géante de type tardif et d'un objet compagnon plus chaud. La nature du compagnon n'étant pas bien établie dans tous les cas, on peut le qualifier de « compagnon chaud ».
• Il a été déterminé que la variable bleue lumineuse Eta Carinae était un système d'étoiles binaires. L'étoile secondaire semble avoir une température plus élevée que l'étoile primaire et a donc été décrite comme étant l'étoile « compagnon chaude ». Il pourrait s'agir d'une étoile Wolf-Rayet .
• La mission Kepler de la NASA a découvert des exemples d'étoiles binaires à éclipses où la composante secondaire est la plus chaude. KOI-74b est une naine blanche de 12 000 K compagne de KOI-74 ( KIC 6889235), une étoile de la séquence principale de type A précoce de 9 400 K. [ 44 KOI-81b est une naine blanche de 13 000 K compagne de KOI-81 ( KIC 8823868), une étoile de la séquence principale de type B tardif de 10 000 K.

Bien qu'il ne soit pas impossible que certaines étoiles binaires soient créées par capture gravitationnelle entre deux étoiles simples, étant donné la très faible probabilité d'un tel événement (trois objets étant en fait nécessaires, car la conservation de l'énergie exclut qu'un seul corps gravitationnel en capture un autre) et le grand nombre d'étoiles binaires existantes actuellement, cela ne peut pas être le processus de formation primaire. L'observation d'étoiles binaires composées d'étoiles qui ne font pas encore partie de la séquence principale étaye la théorie selon laquelle les étoiles binaires se développent pendant la formation des étoiles . La fragmentation du nuage moléculaire pendant la formation des protoétoiles est une explication acceptable de la formation d'un système d'étoiles binaires ou multiples.

Le résultat du problème des trois corps , dans lequel les trois étoiles ont une masse comparable, est que finalement l'une des trois étoiles sera éjectée du système et, en supposant qu'il n'y ait pas de perturbations supplémentaires significatives, les deux autres formeront un système binaire stable.

Lorsqu'une étoile de la séquence principale augmente de taille au cours de son évolution , elle peut à un moment donné dépasser son lobe de Roche , ce qui signifie qu'une partie de sa matière s'aventure dans une région où l' attraction gravitationnelle de son étoile compagnon est plus grande que la sienne. Le résultat est que la matière va être transférée d'une étoile à une autre par un processus connu sous le nom de débordement du lobe de Roche (RLOF), soit en étant absorbée par un impact direct, soit par un disque d'accrétion . Le point mathématique par lequel ce transfert se produit est appelé le premier point de Lagrange . Il n'est pas rare que le disque d'accrétion soit l'élément le plus brillant (et donc parfois le seul visible) d'une étoile binaire.

Si une étoile grandit trop vite en dehors de son lobe de Roche pour que toute la matière abondante soit transférée à l'autre composante, il est également possible que la matière quitte le système par d'autres points de Lagrange ou sous forme de vent stellaire , étant ainsi effectivement perdue pour les deux composantes. Étant donné que l'évolution d'une étoile est déterminée par sa masse, le processus influence l'évolution de ses deux compagnons et crée des étapes qui ne peuvent être atteintes par des étoiles seules.

Les études sur l'étoile ternaire à éclipses Algol ont conduit au paradoxe d'Algol dans la théorie de l'évolution stellaire : bien que les composants d'une étoile binaire se forment en même temps et que les étoiles massives évoluent beaucoup plus vite que les moins massives, on a observé que le composant le plus massif Algol A est toujours dans la séquence principale , tandis que l'étoile moins massive Algol B est une sous-géante à un stade évolutif ultérieur. Le paradoxe peut être résolu par transfert de masse : lorsque l'étoile la plus massive est devenue une sous-géante, elle a rempli son lobe de Roche , et la majeure partie de la masse a été transférée à l'autre étoile, qui est toujours dans la séquence principale. Dans certaines étoiles binaires similaires à Algol, un flux de gaz peut en fait être observé.

Il est également possible que des binaires très éloignés les uns des autres perdent le contact gravitationnel au cours de leur existence, à la suite de perturbations externes. Les composants évolueront alors en étoiles simples. Une rencontre rapprochée entre deux systèmes binaires peut également entraîner la perturbation gravitationnelle des deux systèmes, certaines étoiles étant éjectées à grande vitesse, ce qui conduit à des étoiles en fuite .

Si une naine blanche a une étoile compagne proche qui déborde de son lobe de Roche , la naine blanche va progressivement accumuler des gaz provenant de l'atmosphère extérieure de l'étoile. Ceux-ci sont compactés à la surface de la naine blanche par sa gravité intense, comprimés et chauffés à des températures très élevées à mesure que de la matière supplémentaire est aspirée. La naine blanche est constituée de matière dégénérée et est donc largement insensible à la chaleur, alors que l'hydrogène accrété ne l'est pas. La fusion de l'hydrogène peut se produire de manière stable à la surface grâce au cycle CNO , ce qui fait que l'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus emporte les gaz restants loin de la surface de la naine blanche. Le résultat est une explosion de lumière extrêmement brillante, connue sous le nom de nova .

Dans les cas extrêmes, cet événement peut amener la naine blanche à dépasser la limite de Chandrasekhar et à déclencher une supernova qui détruit toute l'étoile, une autre cause possible d'emballement. Un exemple d'un tel événement est la supernova SN 1572 , qui a été observée par Tycho Brahe . Le télescope spatial Hubble a récemment pris une photo des restes de cet événement.

Les étoiles binaires constituent la meilleure méthode pour déterminer la masse d'une étoile lointaine. L'attraction gravitationnelle entre elles les fait tourner autour de leur centre de masse commun. À partir du schéma orbital d'une étoile binaire visuelle ou de la variation temporelle du spectre d'une étoile binaire spectroscopique, la masse de ses étoiles peut être déterminée, par exemple avec la fonction de masse binaire . De cette manière, la relation entre l'apparence d'une étoile (température et rayon) et sa masse peut être trouvée, ce qui permet de déterminer la masse des étoiles non binaires.

Comme une grande partie des étoiles se trouvent dans des systèmes binaires, ces systèmes sont particulièrement importants pour notre compréhension des processus de formation des étoiles. En particulier, la période et les masses des binaires nous renseignent sur la quantité de moment angulaire dans le système. Comme il s'agit d'une quantité conservée en physique, les binaires nous donnent des indices importants sur les conditions dans lesquelles les étoiles se sont formées.

Dans un cas binaire simple, la distance r ₁ du centre de la première étoile au centre de masse ou barycentre est donnée par

où

• a est la distance entre les deux centres stellaires, et
• m ₁ et m ₂ sont les masses des deux étoiles.

Si l'on considère a comme le demi-grand axe de l'orbite d'un corps autour de l'autre, alors r ₁ est le demi-grand axe de l'orbite du premier corps autour du centre de masse ou barycentre , et r ₂ = a − r ₁ est le demi-grand axe de l'orbite du second corps. Lorsque le centre de masse est situé à l'intérieur du corps le plus massif, ce corps semble osciller plutôt que de suivre une orbite discernable.

La croix rouge marque le centre de gravité du système. Ces images ne représentent aucun système réel spécifique.

(a) Deux corps de masse similaire en orbite autour d'un centre de masse commun, ou barycentre	(b) Deux corps avec une différence de masse en orbite autour d'un barycentre commun, comme le système Charon-Pluton
(c) Deux corps avec une différence majeure de masse en orbite autour d'un barycentre commun (similaire au système Terre-Lune )	(d) Deux corps avec une différence extrême de masse en orbite autour d'un barycentre commun (similaire au système Soleil-Terre )
(e) Deux corps de masse similaire en orbite dans une ellipse autour d'un barycentre commun Résultats de la recherche Vraisemblance de multiplicité pour les étoiles de la séquence principale de population I Gamme de masse Fréquence de multiplicité Compagnons moyens ≤ 0,1 M ☉ 22%+6% −4% 0,22+0,06 −0,04 0,1–0,5 M ☉ 26% ± 3% 0,33 ± 0,05 0,7–1,3 M ☉ 44% ± 2% 0,62 ± 0,03 1,5–5 M ☉ ≥ 50% 1,00 ± 0,10 8–16 mois ☉ ≥ 60% 1,00 ± 0,20 ≥ 16 M ☉ ≥ 80% 1,30 ± 0,20 On estime qu'environ un tiers des systèmes stellaires de la Voie lactée sont binaires ou multiples, les deux tiers restants étant des étoiles simples. La fréquence globale de multiplicité des étoiles ordinaires est une fonction croissante monotone de la masse stellaire . Autrement dit, la probabilité d'être dans un système binaire ou multi-étoiles augmente régulièrement à mesure que la masse des composants augmente. Il existe une corrélation directe entre la période de révolution d'une étoile binaire et l' excentricité de son orbite, les systèmes à courte période ayant une excentricité plus faible. On peut trouver des étoiles binaires avec n'importe quelle séparation imaginable, depuis des paires orbitant si près qu'elles sont pratiquement en contact l'une avec l'autre, jusqu'à des paires si éloignées que leur connexion n'est indiquée que par leur mouvement propre commun dans l'espace. Parmi les systèmes d'étoiles binaires liés gravitationnellement, il existe une distribution dite log-normale des périodes, la majorité de ces systèmes orbitant avec une période d'environ 100 ans. Cela vient étayer la théorie selon laquelle les systèmes binaires se forment pendant la formation des étoiles . Dans les paires où les deux étoiles ont la même luminosité , elles sont également du même type spectral . Dans les systèmes où les luminosités sont différentes, l'étoile la plus faible est plus bleue si l'étoile la plus brillante est une étoile géante , et plus rouge si l'étoile la plus brillante appartient à la séquence principale . La masse d'une étoile ne peut être déterminée directement qu'à partir de son attraction gravitationnelle. En dehors du Soleil et des étoiles qui agissent comme des lentilles gravitationnelles , cela ne peut être fait que dans les systèmes d'étoiles binaires et multiples, ce qui fait des étoiles binaires une classe d'étoiles importante. Dans le cas d'une étoile binaire visuelle, après avoir déterminé l'orbite et la parallaxe stellaire du système, la masse combinée des deux étoiles peut être obtenue par une application directe de la loi harmonique képlérienne . Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite complète d'une binaire spectroscopique à moins qu'il ne s'agisse également d'une binaire visuelle ou à éclipses. Ainsi, à partir de ces objets, seule la détermination du produit conjoint de la masse et du sinus de l'angle d'inclinaison par rapport à la ligne de visée est possible. Dans le cas de binaires à éclipses qui sont également des binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution complète pour les spécifications (masse, densité , taille, luminosité et forme approximative) des deux membres du système. Planètes Bien qu'un certain nombre de systèmes d'étoiles binaires aient été découverts comme abritant des planètes extrasolaires , ces systèmes sont relativement rares par rapport aux systèmes d'étoiles simples. Les observations du télescope spatial Kepler ont montré que la plupart des étoiles simples du même type que le Soleil ont de nombreuses planètes, mais que seulement un tiers des étoiles binaires en ont. Selon des simulations théoriques, même des étoiles binaires très éloignées les unes des autres perturbent souvent les disques de grains rocheux à partir desquels se forment les protoplanètes . D'un autre côté, d'autres simulations suggèrent que la présence d'un compagnon binaire peut en fait améliorer le taux de formation de planètes dans les zones orbitales stables en « remuant » le disque protoplanétaire, augmentant ainsi le taux d'accrétion des protoplanètes à l'intérieur. La détection de planètes dans des systèmes stellaires multiples introduit des difficultés techniques supplémentaires, ce qui peut expliquer pourquoi elles sont rarement trouvées. Parmi les exemples, citons le binaire naine blanche - pulsar PSR B1620-26 , le binaire sous-géante - naine rouge Gamma Cephei et le binaire naine blanche - naine rouge NN Serpentis , entre autres. Une étude de quatorze systèmes planétaires connus jusqu'à présent a révélé que trois d'entre eux étaient des systèmes binaires. Toutes les planètes se trouvaient sur des orbites de type S autour de l'étoile primaire. Dans ces trois cas, l'étoile secondaire était beaucoup plus faible que l'étoile primaire et n'avait donc pas été détectée auparavant. Cette découverte a donné lieu à un recalcul des paramètres pour la planète et l'étoile primaire. La science-fiction a souvent utilisé des planètes d'étoiles binaires ou ternaires comme décor, par exemple Tatooine de George Lucas dans Star Wars , et une histoire notable, « Nightfall », étend même ce concept à un système à six étoiles. En réalité, certaines orbites sont impossibles pour des raisons dynamiques (la planète serait expulsée de son orbite relativement rapidement, soit complètement éjectée du système, soit transférée vers une orbite plus intérieure ou extérieure), tandis que d'autres orbites présentent de sérieux défis pour les biosphères éventuelles en raison des variations extrêmes probables de la température de surface pendant différentes parties de l'orbite. Les planètes qui gravitent autour d'une seule étoile dans un système binaire sont dites avoir des orbites de « type S », tandis que celles qui gravitent autour des deux étoiles ont des orbites de « type P » ou « circumbinaires ». On estime que 50 à 60 % des systèmes binaires sont capables de supporter des planètes terrestres habitables dans des orbites stables. Exemples La grande distance entre les composantes, ainsi que leur différence de couleur, font d'Albireo l'une des binaires visuelles les plus faciles à observer. Le membre le plus brillant, qui est la troisième étoile la plus brillante de la constellation du Cygne , est en fait une binaire proche elle-même. Dans la constellation du Cygne se trouve également Cygnus X-1 , une source de rayons X considérée comme un trou noir . C'est une binaire à rayons X de masse élevée , dont la contrepartie optique est une étoile variable . Sirius est une autre binaire et l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, avec une magnitude apparente visuelle de −1,46. Elle est située dans la constellation du Grand Chien . En 1844, Friedrich Bessel a déduit que Sirius était une binaire. En 1862, Alvan Graham Clark a découvert son compagnon (Sirius B ; l'étoile visible est Sirius A). En 1915, les astronomes de l' observatoire du mont Wilson ont déterminé que Sirius B était une naine blanche , la première à être découverte. En 2005, à l'aide du télescope spatial Hubble , les astronomes ont déterminé que Sirius B avait un diamètre de 12 000 km (7 456 mi) et une masse représentant 98 % de celle du Soleil. Un exemple de binaire à éclipses est Epsilon Aurigae dans la constellation de l'Aurore . La composante visible appartient à la classe spectrale F0, l'autre composante (à éclipses) n'est pas visible. La dernière éclipse de ce type s'est produite entre 2009 et 2011, et on espère que les observations approfondies qui seront probablement réalisées pourront apporter de nouvelles informations sur la nature de ce système. Une autre binaire à éclipses est Beta Lyrae , qui est un système d'étoiles binaires semi-détachées dans la constellation de la Lyre . D'autres binaires intéressantes incluent 61 Cygni (une binaire dans la constellation du Cygne , composée de deux étoiles de la séquence principale de classe K (orange) , 61 Cygni A et 61 Cygni B, qui est connue pour son grand mouvement propre ), Procyon (l'étoile la plus brillante de la constellation du Petit Chien et la huitième étoile la plus brillante du ciel nocturne, qui est une binaire composée de l'étoile principale avec une naine blanche compagnon faible), SS Lacertae (une binaire à éclipses qui a cessé de s'éclipser), V907 Sco (une binaire à éclipses qui s'est arrêtée, a redémarré, puis s'est arrêtée à nouveau), BG Geminorum (une binaire à éclipses qui contiendrait un trou noir avec une étoile K0 en orbite autour de lui), et 2MASS J18082002−5104378 (une binaire dans le « disque mince » de la Voie Lactée , et contenant l'une des plus anciennes étoiles connues). Exemples d'étoiles multiples Les systèmes avec plus de deux étoiles sont appelés étoiles multiples . Algol est le ternaire le plus connu (longtemps considéré comme binaire), situé dans la constellation de Persée . Deux composantes du système s'éclipsent mutuellement, la variation d'intensité d'Algol étant enregistrée pour la première fois en 1670 par Geminiano Montanari . Le nom Algol signifie « étoile démon » (de l'arabe : الغول al-ghūl ), ce qui lui a probablement été donné en raison de son comportement particulier. Un autre ternaire visible est Alpha du Centaure , dans la constellation australe du Centaure , qui contient la troisième étoile la plus brillante du ciel nocturne, avec une magnitude visuelle apparente de −0,01. Ce système souligne également le fait qu'aucune recherche de planètes habitables n'est complète si les binaires sont écartées. Alpha Centauri A et B ont une distance de 11 UA au plus près, et les deux devraient avoir des zones habitables stables. Il existe également des exemples de systèmes au-delà des ternaires : Castor est un système d'étoiles sextuples, qui est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation des Gémeaux et l'une des étoiles les plus brillantes du ciel nocturne. D'un point de vue astronomique, Castor a été découvert comme étant une binaire visuelle en 1719. Chacun des composants de Castor est lui-même une binaire spectroscopique. Castor a également un compagnon faible et largement séparé, qui est également une binaire spectroscopique. La binaire visuelle Alcor–Mizar dans la Grande Ourse se compose également de six étoiles : quatre comprenant Mizar et deux comprenant Alcor. QZ Carinae est un système d'étoiles multiples complexe composé d'au moins neuf étoiles individuelles.