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La diversité des étoiles Les étoiles doubles (X) Imaginez un système de deux étoiles, bien souvent de colorations différentes tournant autour de leur centre de gravité. Sur une planète en orbite autour de ces soleils, la lune présenterait des phases multicolores. Etendu dans votre transat, vous bronzeriez sous les couleurs multiples des deux soleils... Les systèmes stellaires doubles ou multiples ne représentent évidemment pas un nouveau type d'étoile mais une simple configuration spatiale. Ils n'en sont pas moins intéressants sur le plan astrophysique lorsque le couple dispose d'une ou plusieurs exoplanètes comme dans le cas de HD 188753 Cygni ou lorsqu'il entre en interactions comme dans le cas de GRS 1915+105 ou WR104 présentés ci-dessous. On peut également citer le cas particulier des binaires à éclipses (Algol) et des pulsars binaires (le fameux pulsar du Crabe PSR 1913+16 ou PSR 1820-11). Bien entendu la majorité des systèmes multiples ne sont pas aussi étonnants et sont même presque banals à quelques exceptions près que nous allons passer en revue. A voir : Eclipsing Binary Simulation Applet Java préparé par le Pr Terry Herter, U.Cornell
Couples optiques et couples physiques Alors que les couples optiques ne paraissent rapprochés que par un effet de perspective (par exemple Mizar/Alcor, e Lyrae 1), la majorité des étoiles doubles sont liées physiquement l'une à l'autre. C'est William Herschel à la fin du XVIIIeme siècle qui découvrit que bon nombre d'étoiles doubles étaient réellement des couples physiques à l'instar du système Terre-Lune. Ces étoiles multiples décrivent des orbites autour de leur centre commun de gravité ou barycentre qui se situe généralement au centre de l'étoile la plus massive (l'étoile primaire dite A), mais qui n'est pas nécessairement la plus volumineuse ni la plus brillante du système. Si le couple est très serré (séparation < 0.05 UA), les deux étoiles peuvent graviter autour d'un barycentre commun situé en-dehors de l'étoile primaire. Certains couples ne sont visibles que par des mesures photométriques de variation d'éclat global ou par des techniques spectroscopiques de dédoublement des raies lorsque la séparation est inférieure à la résolution de l'instrument (sous le disque d'Airy). On peut également déceler la présence d'un compagnon autour d'une étoile par les perturbations gravitationnelles qu'il engendre dans la course de cette étoile. C'est alors une étoile double astrométrique. On estime aujourd'hui que trois étoiles sur quatre sont groupées dans des systèmes multiples, y compris les novae. Le Soleil lui-même aurait constitué avec son ancien compagnon Jupiter un ensemble double, mais Jupiter n'étant pas assez massif, il ne s'est pas transformé en étoile et est donc resté au stade originel, en formation. Toutefois Jupiter contient les mêmes composants que le Soleil primitif et irradie plus d'énergie qu'il n'en reçoit du Soleil. Il sera donc très intéressant de l'étudier en tant que planète mais aussi en tant qu'étoile "ratée". Albiréo, "Topaze et saphir" Parmi les plus belles étoiles doubles du ciel, car l'astronomie c'est aussi apprécier la beauté des astres, il faut citer Albiréo, b Cygni dont une illustration artistique est présentée ci-dessous. Elle est également référencée dans les catalogues sous le numéro 6 Cygni, HD 183912, HR 7417 ou encore SAO 87301, le compagnon B sous le numéro HD 183914, HR 7418 ou SAO 87302. Ce système stellaire que l'on surnomme "Topaze et saphir" en raison de la couleur des étoiles est situé à l'extrémité sud de la croix du Cygne dans une région riche en étoiles et en nébuleuses chaotiques (d'émissions et obscures), ces dernières étant uniquement visibles par photographie.
En 1980 des astrophysiciens ont également suggéré l'existence d'un ou plusieurs compagnons à moins de 1" ou 180 U.A. d'Albiréo. Un compagnon C aurait été localisé à 0.389" ou 46 U.A. de l'étoile primaire. Il s'agirait donc d'un système triple mais l'information n'a pas été confirmée par la suite bien que relayée depuis 2000 sur différents sites dont APOD. Dans tous les cas l'observation de ce compagnon C est très difficile. L'étoile de Plaskett, HR 2422 Mon L'étoile double la plus massive découverte à ce jour est la célèbre étoile de Plaskett[23], dans la constellation de la Licorne. L'étoile fut baptisée ainsi en honneur de l'astronome canadien John Stanley Plaskett qui découvrit sa nature binaire en 1922. Elle est également cataloguée sous les numéros HD 47129 et HR 2422. L'étoile se situe à un peu plus de 10° à l'Est de Bételgeuse. Elle brille à la magnitude 6.05 au Sud-Est de 13 Monocerotis et au Nord-Est de la nébuleuse de la Rosette, NGC 2237-9 (à peine discernable visuellement) et de l'amas ouvert NGC 2244 situé devant elle.
En raison de cette dynamique particulière, le couple est en interaction, éjectant des vents stellaires violents qui entrent mutuellement en collision de manière spectaculaire. Depuis sa formation l'étoile A qui "pesait" 54 masses solaires sur la Séquence principale a déjà perdu 9 masses solaires dans ses échanges. De plus, l'étoile primaire présente une vitesse de rotation équatoriale estimée à 75 km/s et qui atteint 330 km/s pour le compagnon B soit 165 fois plus rapide que le Soleil ! Ces effets combinés impliquent que le couple est entouré par une coquille de gaz qui atteint plusieurs masses solaires. Connaissant le destin funeste des étoiles massives et sachant que ce couple ne vivra pas plus de 3 à 6 millions d'années, il ne fait aucun doute que ses derniers jours sont comptés (quelques jours ou quelques dizaines de milliers d'années tout au plus) et seront de plus en plus violents. L'étoile de Plaskett va devenir une supernova, le noyau résiduel se transformant soit en étoile neutron soit en trou noir. Gardez donc un oeil sur la Licorne car du jour au lendemain Plaskett peut devenir l'étoile la plus brillante du ciel !
Zeta Cancri Le système multiple de Zeta Cancri (z Cnc, 16 Cancri ou encore S1196) mérite quelques instants d'attention car il est lié par la gravitation, mais d'une façon très complexe. Situé à quelques degrés à l'Est de M44 par 8h12.2m et +17°39' ce système apparaît a priori comme un beau système double bien séparé dont les composantes dorées sont distantes de 5.7", l'une étant deux fois plus brillante que sa compagne. Mais l'effet est trompeur. En réalité l'étoile la plus brillante du système Zeta Cancri est composé de deux étoiles de magnitudes 5.6 et 6.0 de coloration jaune vive (classe F7) séparées de 0.8" dans un angle de 72°. Sa résolution avec des moyens d'amateur est très difficile. Si les composantes AB demeurent en théorie à la limite de la résolution d'un petit instrument de 150 mm d'ouverture, en pratique même dans un télescope de 350mm et à fort grossissement le couple ressemble à un objet oblong mais non séparé, les disques d'Airy restant soudés l'un à l'autre. Ces deux étoiles ont à peu près la même luminosité et leur masse est voisine de celle du Soleil, respectivement de 1.1M¤ et 1.0 M¤. La "deuxième" étoile plus pâle, celle que l'on distingue immédiatement, y compris dans une paire de jumelle, forme en réalité la troisième composante du système. Elle brille à la magnitude 6.2 et est séparée de 5.7" du couple AB dans un angle de 88°. C'est également une étoile jaune de classe G2. Seules ces trois étoiles étaient connues jusqu'à présent mais leurs mouvements restaient perturbés par un astre inconnu. A consulter : Simulateur d'étoiles doubles Applet Java préparé par Johannes Schedler, Panther Observatory
La quatrième composante fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada grâce à une optique adaptive fixée sur le télescope CFH d'Hawaii pour annuler l'effet de la turbulence atmosphérique. Cette quatrième étoile de magnitude 9.7 est séparée de 0.3" de l'étoile C et est bien visible sur l'image N/B présentée ci-dessus. Cette composante orbite autour des trois autres dans une configuration très complexe et extrêmement perturbée à "n-corps". Les astrophysiciens ont exclu l'hypothèse qu'il s'agissait d'une étoile naine blanche car sa couleur est trop rouge et sa température trop froide. Ils pensent plutôt que cette étoile est elle-même un autre système binaire ! Une autre paire d'étoile de faible masse et de classe spectrale M. Leur coloration très sombre explique pourquoi elles n'ont pas été détectées en lumière visible jusqu'à présent. Le travail consiste maintenant à résoudre Zeta Cancri D et tenter de vérifier s'il s'agit bien d'un quintuplet et pourquoi pas de débusquer une nouvelle composante... Les étoile doubles symbiotiques Le ciel renferme également quelque 150 étoiles doubles symbiotiques. Ces couples stellaires très rares renferment une étoile géante rouge et froide (3000 K) et une petite étoile dense et chaude (50000 K). Pour des raisons qui demeurent encore mystérieuses l'étoile géante perd son atmosphère au profit de la plus petite étoile qui s'entoure d'un disque d'accrétion porté à 100000 K, émettant quelquefois un jet de plasma. Leur étude permettra de déterminer l'âge des composantes car nul ne sait encore à quelle étape de leur évolution ces couples stellaires s'engagent dans ce processus. L'un de ces étranges couples est R Aquarii. Il renferme une étoile variable de type Mira de magnitude 5.8-12.4 et de type spectral M5-M8. A télécharger : StarLight Pro Simulateur d'étoiles binaires à éclipse créé par Dan Bruton (.exe de 260 KB)
En 1980, les observations astrométriques faites à l'US Naval Observatory et au CFHT d'Hawaii confirmèrent que le mouvement de plusieurs étoiles naines proches était perturbé par des compagnons massifs : GC 29-38, GD 165 ou l'étoile Van Biesbroek 8 dont le compagnon a été photographié en 1995. Ainsi que nous l’avons déjà expliqué, des études ultérieures réalisées en infrarouge par B.Zuckerman en 1987 et E.Becklin en 1988 révélèrent qu'il ne s’agissait pas de systèmes planétaires mais plutôt d'étoiles naines brunes en gestation. En revanche, d'autres sources infrarouges sont effectivement des systèmes protoplanétaires (HL Tauri, ß Pictoris). Ceci résume en quelques pages la diversité des étoiles. Il s'agit effectivement d'un univers très riche, bien insolite, regroupant une population très disparate d'étoiles mais qui obéissent malgré tout à des lois rigoureuses que l'on peut appliquer à chacune d'entre elles, qu'elles soient petites et dégénérées ou supergéantes et brûlant de vivre l'espace de leur vingt ans. Pour plus d'information Une façon de vivre propre aux étoiles (sur ce site) Simulateur d'étoiles doubles, Johannes Schedler (applet Java) Eclipsing Binary Simulation, Terry Herter (applet Java) StarLight Pro, Dan Bruton (simulateur de binaire à éclipse, 260 KB) StarClock, simulateur de l'évolution stellaire, un programme de Leos Ondra Evolution stellaire, Nicolas Aunai (NicoAstro) L'évolution des étoiles, Imago Mundi Nucléosynthèse et évolution stellaire, Vulgum.org L'évolution des étoiles et des galaxies, Gilles Adam Astrophysique nucléaire et plasmas stellaires, Service d'Astrophysique du CEA Théorie des supernovae, Alain Bouquet, Collège de France/IN2P3 L'observation des étoiles doubles visuelles, Paul Couteau, Flammarion, 1978/1992 The Electronic Universe (Lectures), James M. Imamura Burnham's Celestial Handbook (3 Vol.) R. Burnham et H.Luft, Dover Publications, 1978/1979 The Hundred Greatest Stars, James B. Kaler, Springer, 2002 Dans la bibliothèque de LUXORION Retour aux Notions d'astronomie
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