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    Les binaires  
    noAuteur - noSource - 1970-01-01      
    Terme général pour désigner une étoile double physique.
Il existe aussi des étoiles à plus de deux composantes, dites multiples.
 
    On distingue en général trois types d'étoiles doubles qui se différencient les unes des autres, non pas par une différence de nature, mais d'échelle.  
    Elles représentent un caractère commun qui est, en raison de la proximité relative des deux étoiles, un mouvement orbital plus ou moins rapide, où réside l'intérêt essentiel de leur étude.
En effet, la troisième loi de Kepler :
 
   
3e loi de Kepler
 
    permet, si l'on connaît le demi-grand axe de l'orbite relative (en vraie grandeur, c'est-à-dire à la fois sa valeur angulaire par l'observation du mouvement et la parallaxe de l'étoile par tout autre moyen possible), la période étant donnée elle aussi par l'observation, de calculer la somme des masses dans le système.
Des hypothèses raisonnables peuvent être faites sur le rapport entre les deux masses, soit par des mesures de position car, en fait, chacune gravite autour du centre de gravité commun, si bien que l'on obtient ainsi une détermination directe des masses stellaires.
C'est la seule méthode possible d'en obtenir; d'où l'intérêt immense des étoiles doubles et de leur observation par l'astrophysique.
 
Les binaires
visuelles
  Ce sont des étoiles dont les composantes sont visibles séparément dans un appareil.
Les instruments les plus puissants séparent ou, plus exactement, permettent la mesure des couples écartés de 0,1¨ environ (zéro virgule un seconde d'angle).
On atteint ainsi des objets dont la période de révolution est de l'ordre de quelques dizaines d'années.
 
    L'observation donne la position du compagnon par rapport à l'étoile principale, choisie de façon arbitraire quand les composantes sont de même éclat, en angle de position et en distance, c'est-à-dire en coordonnées polaires projetées sur un plan normal à la direction de l'objet.
La suite des positions au cours de l'année et des années décrit une courbe qui est la projection d'une ellipse encore, mais l'étoile principale qui est au foyer de l'orbite vraie n'est pas celui de l'ellipse (projetée).
 
    En revanche, certaines propriétés géométriques ou cinématiques du mouvement réel sont conservés par projection, ainsi la loi des aires, les points opposés, certains rapports de segments alignés, etc…, qui permettent d'imaginer des méthodes de calcul des éléments de l'orbite vraie.
La seule incertitude qui subsiste est le sens d'inclinaison du plan de l'orbite.
 
    L'indétermination ne peut être levée que par des mesures de la vitesse radiale relative entre les deux composantes, mesures parfois possibles quand les vitesses sont suffisantes et aux époques favorables, qui sont celles des passages par les noeuds.
La période la plus courte actuellement déterminée par une binaires visuelle est de 1,7 années; il y en a sans doute de plus courtes parmi les binaires interférométriques.
Les demi-grands axes de ces systèmes qui représentent en même temps l'écartement moyen entre les composantes, sont de l'ordre de quelques dizaines d'U.A.
 
Les binaires
spectroscopiques
  Quand deux étoiles sont très rapprochées, on ne peut plus les séparer dans aucun instrument d'observation visuelle, même avec l'interféromètre; la troisième loi de Kepler montre que les vitesse sont alors d'autant plus grandes, et atteignent des valeurs faciles à déceler dans le spectre par effet Doppler-Fizeau.
Comme il est impossible de séparer les deux spectres, on constate que les raies se séparent, périodiquement d'un côté puis de l'autre, la vitesse relative des deux composantes oscillent avec deux changements de signe par période.
 
    Les périodes des binaires spectroscopiques sont évidemment plus courtes, en moyenne que celle des binaires visuelles; elles se mesurent en mois, voire en jours plutôt qu'en années.
Les demi-grands axes projetés descendent nettement au-dessous de l'U.A. jusqu'à l'ordre de millions de km, soit à peine deux à trois fois la distance de la Terre à la Lune, soit encore la valeur même des diamètres stellaires.
 
Les binaires
à éclipses
  Quand deux étoiles sont très proches et que, de plus, leur orbite relative est vue de la Terre par la tranche, chaque révolution fait passer le compagnon derrière la principale.
Si les étoiles sont d'éclat comparable, on doit constater au cours d'une période deux minimums de l'éclat total, dont les durées et les profondeurs donneront des indications sur les diamètres et les éclats relatifs des deux étoiles.
Si le compagnon est beaucoup moins brillant que la principale, voire obscur, on obtient les phases entre les deux comparable à celle de la Lune par rapport à la Terre.
 
    Ce cas seul mérite vraiment le nom de binaire à éclipse; on emploie pour les représenter les deux cas : binaires photométrique. En effet, l'étude du système repose dans tous les cas sur la courbe de lumière.
Mais, comme il s'agit de couples obligatoirement rapprochés, les vitesses sont assez grandes pour que ces binaires, si les deux composantes sont lumineuses (cas général) soient en même temps spectroscopiques.
Les données du spectre complètent alors les autres puisque les vitesses sont maximales quand les composantes sont en élongation, donc la variation d'éclat nulle.
 
    On peut alors non seulement déterminer entièrement les orbites, mais déceler et mesurer les dimensions vraies et les densités, l'ellipticité des étoiles (allongée d'une vers l'autre du fait de l'attraction et de leur proximité), l'assombrissement de leur brillance vers les bords des disques, la rotation de chaque étoile sur elle-même.
On constate parfois, grâce au spectre, la présence d'atmosphère gazeuse; il y a même certainement des échanges de matière entre les composantes.
On voit combien l'astrophysique peut puiser de renseignements sur les étoiles en général dans cette famille de binaires.
 
       
  top noSource - 1970-01-01