Qu'est ce qu'une étoile double ?

Certaines étoiles forment des couples stellaires. Ces astres sont appelés étoiles doubles ou étoiles multiples dans le cas ou il y a plusieurs composantes ou compagnons.

Lorsqu'un couple est lié par la gravitation, l'étoile double est appelée "étoile binaire" ou "couple physique" .

Dans le cas contraire, la proximité apparente des deux composantes n'est due qu'à un effet de perspective. Dans ce cas, le couple est en fait formé de deux étoiles éloignées (l'une derrière l'autre par rapport à l'observateur). On parle alors de "couple optique" ou "faux couple". L'étude et la mesure des étoiles doubles optiques ne présentent aucun interêt scientifique. En revanche, comme nous allons le voir plus loin, puisqu'elles sont en interaction mutuelle, les composantes d'un couple physique sont des sujets d'observation riches d'enseignements.

Etoile double véritable	Etoile double optique
Etoile double véritable dont le mouvement en orbite autour du centre de masse commun des composantes est le résultat de l'attraction gravitationnelle mutuelle des deux astres.	Ici l'observateur pense observer un couple dont les deux composantes sont rapprochées mais en réalité le rapprochement est dû à la perspective

Quelles sont les différents type d'étoiles doubles ?

Les étoiles doubles physiquement liées par la gravitation s'observent avec des techniques différentes en fonction essentiellement de l'éloignement du couple et de la distance réelle entre les composantes. Les étoiles que l'on peut observer au travers d'un telescope ou d'une lunette sont appelées étoiles doubles visuelles.

Pour les étoiles éloignées ou dont les composantes sont très rapprochées, la véritable nature multiple se révèle indirectement.
C'est le cas par exemple des étoiles doubles à éclipse (ou photométriques) que l'on détecte par une variation cyclique de la luminosité globale provoquée par le passage d'un compagnon devant le disque plus brillant de l'étoile principale. Cette détection indirecte n'est possible que si le plan de l'orbite est orienté de façon favorable par rapport à l'observateur.

Etoile double à éclispe

La magnitude globale évolue avec le passage du compagnon devant et derrière le disque de l'étoile principale

L'autre moyen de détection indirecte est donné par le spectroscope qui analyse la nature de la lumière par le positionnement des raies du spectre de la lumière émise. Dans son mouvement orbital, la composante qui se rapproche de l'observateur voit par effet Doppler son spectre de lumière se décaler vers le bleu alors que la composante qui s'éloigne voit sont spectre se décaler vers le rouge. Le spectre dans son ensemble, montre alors des dédoublements de raies. Les couples ainsi démasqués sont des étoiles doubles spectroscopiques.

Etoile double spectroscopique

A droite : Les raies spectrales de la secondaire sont décalées vers le rouge puisque l'étoile s'éloigne de l'observateur. alors que celles de la primaire se décalent vers le bleu car l'étoile se rapproche de l'observateur. Et inversement pour l'image de droite.

Entre ces deux techniques extrèmes il y a les étoiles doubles interférométriques dont les séparations ne peuvent être résolue que par la diffraction, l'interférométrie des tavelures (spekcle) ou par l'optique adaptative.

Quant aux étoiles astrométriques, leur véritable nature est déduite de la mesure des écarts "infimes" à la trajectoire normale de celle-ci.

Quand une étoile double "vraie" a été étudiée pendant assez longtemp une orbite peut être déduite des observations. Une étoile est appelée "double orbitale" quand une orbite plus ou moins précise a été calculée à partir des mesures prises au cours du temps.

Figure : Catégories d'étoiles doubles en fonction des techniques d'observation. (credit observatoire de Besançon )

Comment nomme-t'on les étoiles double ?

Les lettres grecques sont couramment utilisées pour distinguer les composantes des étoiles doubles très brillantes en appliquant des indices supérieurs en fonction de leur position d'est en ouest. Ainsi, l'étoile alpha de la constellation de la Balance est en fait une étoile double dont la composante la plus à l'ouest est alpha1 même si alpha2 est la plus lumineuse.

Mais en général TOUTES les étoiles doubles sont nommées par un numéro précédé de l'abréviation du découvreur (code découvreur) et parfois suivi des lettres des composantes si l'étoile est multiple. Par exemple STF2202AB. "STF" veut dire que cette étoile à été découverte par F. G. Wilhelm Struve (1793-1864), "2202" est en général le numéro de la découverte et "AB" indique que le couple décrit correspond aux deux plus brillantes composantes de STF2202 qui possède une autre composante "C" décrite dans le couple STF2202BC.

Des règles existent pour nommer les couples et leurs composantes. Cela parait simple mais en fait cela peut devenir complexe dans le cas de sytème multiple avec de nombreuses composantes découvertes à des période différentes. Exemple avec deux composantes AB, si A est finalement dédoublée et B est aussi dédoublée alors le nom devient plus complexe commme le montre la figure ci-dessous.

Figure : Evolution de la désignation d'un système au fur et à mesure de la découverte de ses composantes. 1850 : Etoile double visuelle découverte 1900 : Un compagnon au mouvement propre commun est découvert 1975 : La composante B est en fait une double spectroscopique 1985 : La composante C est dédoublée par interférométrie 1990 : Une troisième composante à la composante C est dédoublée par interférométrie. 1995 : Une planète est découverte autour de A 1998 : Une deuxième planète est découverte autour de A 2005 : La composante primaire de B est dédoublée par interférométrie longue base

Que mesure-t'on ?

Outre la brillance (magnitude) et la couleur d'un couple, les caractéristiques importantes d'une étoile double visuelle sont la distance des composantes (la séparation ou l'écartement) exprimée en seconde d'arc et l'angle de position (orientation du segment qui relie les composantes) exprimé en degrés.
Ces données sont généralement obtenues par un instrument que l'on appelle micromètre. Mais beaucoup d'autres techniques existent comme par exemple la CCD, les grilles de diffraction etc.
Les mesures accumulées par les astronomes au cours du temps (généralement sur une très longue période pour les étoiles visuelles) sont reportées sur un graphique qui permet d'obtenir directement l'orbite apparente de l'étoile double (projection de l'orbite réelle sur la sphère céleste). On en déduit ensuite par le calcul ou par construction géométrique l'orbite réelle et enfin les paramètres fondamentaux de l'orbite.

La mesure de la séparation est donnée en seconde d'arc. ( " ) L'angle se compte positivement du Nord au sud en passant par Est et s'exprime en degres. ( ° )

Après de nombreuses mesures effectuées au cours du temps (cela peut durer plusieurs sciècles) Il est possible de retracer le parcours apparent du compagnon et ainsi calculer une orbite comme par exemple celles de Alpha Hercule et de Gamma Lion (ci-dessus)

Pourquoi mesure-t'on les étoiles doubles ?

On peut mesurer les étoiles doubles simplement pour le plaisir ! On peut aussi observer les couples pour lever les incertitudes de position ou d'identification des catalogues scientifiques comme le WDS.

Mais en réalité, la finalité de ces mesures, le but principal, c'est d'obtenir des données pour le calcul des orbites. Avec la connaissance des paramètres d'une orbite en particulier la période et le demi grand axe avec l'information de la distance (donnée par exemple par la paralaxe) il devient possible de déduire directement de la 3ème loi de Kepler la masse combinée du système. Le but ultime des mesures est donc la connaissance des masses. Cette méthode de calcul est l'unique moyen dont dispose les astronomes pour mesurer directement la masse d'un système. La connaissance de la masse est fondamentale pour connaître son évolution.

De nos jours, la masse de moins de 500 étoiles a pu être réellement déterminée. Ces masses permettent pourtant de calibrer la relation masse-luminosité d'Eddington. Cette relation permet en principe de déduire avec un degré de confiance relatif la masse des autres étoiles à partir de la seule connaissance de leur éclat. La connaissance des masses contribue de manière certaine à l'amélioration des modèles qui décrivent l'évolution stellaire.

Diagramme masse-luminosité pour les étoiles de la séquence principale

Par ailleurs, les étoiles étant le constituant principal de la plupart des "macros" objets de l'univers, les propriétés telles que la masse, la densité, les phénomènes atmosphériques stellaires, etc. devienent des informations fondamentales pour n'importe quel type d'analyse théorique dans la perspective d'améliorer les modèles cosmologiques et plus généralement notre connaissance de l'univers.