ÉTOILES
Les étoiles doubles
Une forte proportion d'étoiles (probablement plus de 30 p. 100) ne sont pas formées d'un seul astre, comme le Soleil, mais de plusieurs, reliés physiquement, c'est-à-dire gravitant les uns autour des autres. Il est souvent possible, en effet, de distinguer directement à l'aide de nos instruments les composantes d'une étoile double (étoiles doubles visuelles), principalement lorsqu'elles sont toutes deux très lumineuses et suffisamment séparées. Pour les étoiles plus proches l'une de l'autre, la variation des vitesses radiales lors du mouvement des composantes peut être détectée sur leur spectre, grâce à l'effet Doppler-Fizeau (étoiles doubles spectroscopiques). Enfin, quand les étoiles sont très proches, que l'observateur se trouve près du plan de l'orbite et que l'éclat des deux composantes diffère sensiblement, l'éclat de l'ensemble variera à chaque fois que l'une des composantes passera devant l'autre (étoiles doubles à éclipses ou photométriques). Le principal intérêt de l'étude des étoiles doubles est la détermination des masses stellaires.
Les étoiles doubles visuelles ont été étudiées depuis le début du xixe siècle, et, en 1827, Wilhelm Struve, examinant 120 000 étoiles, recensait déjà plus de 1 000 couples. Parmi ceux-ci, une faible proportion sont des « couples optiques », les composantes n'ayant aucune relation entre elles et n'étant rapprochées que par un effet de perspective. Mais un grand nombre sont des couples physiques, les composantes gravitant suivant les lois de Kepler. En moyenne, la période de révolution diminue avec la séparation des composantes.
Si l'on considère deux étoiles très voisines, impossibles à séparer visuellement, mais tournant cependant l'une autour de l'autre, les raies se dédoublant, ou tout au moins se déformant, par suite des vitesses différentes des deux composantes, on est en présence d'étoiles doubles spectroscopiques. On a constaté ainsi que près de 20 p. 100 des étoiles étaient en réalité doubles. La méthode spectroscopique ne fait pas double emploi avec la méthode visuelle, car elle ne détecte généralement pas les mêmes astres. Cette dernière permet de découvrir des couples très lâches, chez lesquels les vitesses de révolution sont trop faibles pour être détectées spectroscopiquement. En revanche, les étoiles doubles spectroscopiques sont en mouvement rapide l'une par rapport à l'autre et correspondent à des couples serrés. Leurs périodes varient de quelques heures à quelques jours.
Si le Soleil se trouve très près du plan de l'orbite d'une étoile double, et si la période de cette étoile est courte, on verra diminuer l'éclat du couple à chaque fois que l'une des composantes viendra éclipser son compagnon. Si les étoiles sont très proches l'une de l'autre, par exemple si la distance est de l'ordre du rayon des composantes, cette éclipse sera visible quelle que soit la position de l'observateur. On a donc pu détecter un certain nombre de ces étoiles variables à éclipses dont l'étude présente un intérêt considérable. La distance étant très courte, on peut facilement déterminer la masse des étoiles à partir de la période ; la durée de l'occultation fournit le diamètre des composantes.
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Écrit par
- André BOISCHOT : astronome titulaire à l'Observatoire de la Côte d'Azur
- Jean-Pierre CHIÈZE : ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, docteur ès sciences
Classification
Médias
Évolution des étoiles
Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.
Reste de supernova N 63A
NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage
Étoiles les plus proches
Encyclopædia Universalis France
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