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Les étoiles doubles et multiples

L'étoile double gamma Andromedae (Mv: 2.1 et 5, Sépar. 9.6", PA 63°) photographiée en août 2017 par Aldo Baràn avec un télescope newtonien de 347 mm équipé d'une caméra CCD ASI224. L'étoile bleue est également une double serrée.

Introduction

Imaginez un système de deux étoiles, bien souvent de couleurs 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 de 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 car les interactions entre les composantes peuvent être très diverses et parfois spectaculaires lorsqu'elles sont très proches l'une de l'autre.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, l'un des systèmes binaires les plus étonnnants est formé par l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. Le système comprend une étoile bleue Wolf-Rayet, massive (25 M) et très lumineuse (10000 L) mais qui demeure invisible autour de laquelle orbite une étoile OB géante dont la période est de 220-240 jours. Cette étoile OB géante libère un immense panache sur 200 UA qui prend la forme d'une spirale composée de poussière chaude qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile.

Un autre cas tout aussi spectaculaire est le système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière présenté ci-dessus à droite. Contrairement à WR104, les vitesses radiales de LL Pegasi mesurées à différentes fréquences ont montré que cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo).

Il existe également des systèmes binaires dans lequel le couple dispose d'une ou plusieurs exoplanètes comme HD 188753 Cygni. Le système triple AB Doradus est associé à un courant stellaire et comprend également une explanète de 93 Mj, presque aussi peu massive qu'une naine brune (dont la masse varie entre 75-83 Mj).

On peut également citer le cas particulier des binaires à éclipses (Algol), des pulsars binaires (le fameux pulsar du Crabe PSR 1913+16 ou PSR B1913+16) et de quelques nébuleuses planétaires contenant un système binaire, souvent l'association d'une étoile bleue très chaude de classe O et d'un compagnon plus froid de classe A (NGC 3132 avec l'étoile binaire HD 87892 ainsi que NGC 1514).

A voir : Structure 3D de LL Pegasi

A gauche, image de l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. C'est l'étoile OB géante qui libère cet immense panache sur 200 UA qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile. Voici une animation montrant la rotation de la spirale. A droite, image composite du nuage de gaz moléculaire spiralé du système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière enregistré par ALMA et dont voici une photo en lumière blanche à titre de comparaison. Contrairement à WR104, cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo). Documents Obs.Keck et ALMA.

Bien entendu la majorité des systèmes multiples ne sont pas aussi étonnants et sont même presque banals à quelques exceptions près que nous allons décrire.

Couples optiques et couples physiques

Alors que les couples optiques ne paraissent rapprochés que par un effet de perspective (par exemple Mizar/Alcor, ε Lyrae 1), la majorité des étoiles doubles sont liées physiquement l'une à l'autre. C'est William Herschel à la fin du XVIIIe siècle qui découvrit que bon nombre d'étoiles doubles étaient réellement des couples physiques à l'instar du système Terre-Lune.

Le plus bel exemple est β Lyrae déjà évoqué à propos des binaires à éclipses. Outre le fait que les surfaces des étoiles sont en contact et forment un disque d'accrétion, le système apparaît comme un système multiple. En effet, à 45.7" de distance, il existe une binaire visuelle de magnitude 7.2 et de type spectral B7V et autour de laquelle gravite une binaire spectroscopique C dont la période est de 4.34 jours. Ce système comprend également 3 compagnons plus faibles à une distance inférieure à 2' comme le mentionne le Catalogue des Etoiles Doubles de Washington (Section 4, réf. 18501+3322).

Deux systèmes multiples physiques. A gauche, le système triple de l'étoile Polaire (Polaris) située à environ 430 a.l. photographié en janvier 2006 par le Télescope Spatial Hubble. Polaris est une étoile supergéante jaune de classe spectrale F7 et de 5.4 masses solaires. Le compagnon B de magnitude 8.7 est séparé de Polaris (Mv 1.98) de 18" (PA 218°0) soit d'environ 2580 UA (386 milliards de km) tandis que le compagnon Ab (Mv 9.2) n'est séparé que de 21 UA (3.2 milliards de km). A droite, simulation du système triple HD 131399 du Centaure abritant une exoplanète (HD 131399Ab de 4 Mj et 580°C, en rouge) dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

Les couples physiques 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. Un exemple spectaculaire est le système triple HD 131399 du Centaure contenant une exoplanète de 4 Mj (HD 131399Ab) découverte en 2016 présentée ci-dessus à gauche et dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

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".

Une pléiade d'étoiles

A gauche, échantillonnage de quelques systèmes multiples au sein de l'amas ouvert M45 des Pléiades. Photographies réalisées avec l'optique adaptative du télescope CFHT d'Hawaii. A droite, les paramètres visuels (séparation et angle de position) caractérisant un système double. Documents CFHT et T.Lombry.

Zeta Cancri

Le système multiple de Zeta Cancri (ζ Cnc, 16 Cancri ou encore Σ1196) mérite aussi 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 350 mm 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 1.1 M et 1.0 M.

A voir : Orbiting Binary Stars

Applet Java préparé par Yervant Terzian et Terry Herter, U.Cornell

A télécharger : StarLight Pro

Simulateur d'étoiles binaires à éclipse créé par Dan Bruton (.exe de 260 KB)

Simulateur d'étoiles doubles, Johannes Schedler

A gauche, Mizar et Alcor, l'étoile double de la Grande Ourse visible à l'oeil nu est en réalité unie par un effet de perspective. A droite, le système multiple de Zeta Cancri dont la quatrième composante (en haut à gauche) fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada. Cette composante Zeta Cancri D orbite en réalité autour des trois autres. Le couple de gauche est séparé de 0.3", celui de droite de 0.8" et les deux couples de 5.7". Cette photographie a été réalisée en utilisant une optique adaptative sur le CFHT. Il s'agit d'un compositage de 6 images infrarouges. Document amateur et CFHT.

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.

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 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...

Albiréo, "Topaze et saphir"

Parmi les plus belles étoiles doubles du ciel, il faut citer Albiréo, β Cygni dont une photo et une illustration artistique sont présentées 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.

A voir : Binaries, Damian Peach

Albireo et son compagnon bleu

Albiréo, β Cygni, alias "Topaze et saphir". Cette étoile multiple dont les composantes brillent respectivement à la magnitude 3 (A) et 5 (B) présente un contraste de couleurs orange-bleu qui en fait l'un des plus beaux couples du ciel. Une lunette de 50 mm d'ouverture et un faible grossissement de 30x permet déjà de séparer le couple et de discerner ses couleurs. Documents Pete Roberts et T.Lombry.

Longtemps considérée comme une étoile double visuelle, les dernières mesures du satellite Hipparcos confirment qu'Albiréo forme en fait un couple physique. Il est situé à 386 ±26 années-lumière.

Albiréo de magnitude visuelle 3.08 est une étoile géante rouge de classe spectrale K3 II et d'une température effective d'environ 4100 K. Son rayon est de 20 R et sa luminosité environ 950 L ! Sa vitesse radiale est de -24 km/s et sa parallaxe 8.46 mas (0.0086"/an).

Le compagnon B brille à la magnitude visuelle 5.11 dans un angle de 55° (PA) à 34.3" d'Albiréo ce qui correspond à une séparation physique de 4040 UA (~604 milliards de km). C'est une étoile bleue légèrement variable de classe spectrale B8V et d'une température effective d'environ 11000 K. Son rayon vaut 3.3 R  et elle est 190 fois plus lumineuse. Sa période orbitale est estimée à 75000 ans. Sa vitesse radiale est de -18 km/s et sa parallaxe 8.67 mas.

Bien que très volumineuse, cette étoile bleue tourne excessivement vite sur elle-même; sa période de rotation est inférieure à 0.6 jour (contre 27 à 34 jours pour les couches supérieures du Soleil). Sa vitesse équatoriale dépasse 250 km/s (contre 2 km/s pour le Soleil) ! De ce fait, elle éjecte une partie de son atmosphère dans l'espace qui forme un disque de gaz autour d'elle

En 1980, des astrophysiciens ont également suggéré l'existence d'un ou plusieurs compagnons à moins de 1" ou 180 UA d'Albiréo. Un compagnon C aurait été localisé à 0.389" ou 46 UA 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.

Deuxième partie

AR Scorpii

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