Les étoiles doubles
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Pendant des millénaires les astronomes n'ont pu faire autre chose que de préciser la position des astres. Bien que Claude PTOLéMéE (vers 90 - vers 168), dans son catalogue qui date de l'an 134 de notre ère, ait déjà qualifié l'étoile ν (nu) du Sagittaire de "double", il considéra ce rapprochement de deux étoiles comme tout à fait fortuit et n'y attacha aucune signification physique.
L'avènement de l'astrophysique a enfin permis de comprendre la nature de ces points lumineux, et ce malgré la réfutation par le philosophe Immanuel KANT (1724 - 1804) de la possibilité de connaître la constitution des étoiles par l'irréalisation d'une analyse directe.
Des pionniers de l'observation à la naissance d'une science
En 1609, Galilée est le premier à utiliser un instrument optique à des fins astronomiques. En 1643, Giambattista RICCIOLI parvient à dédoubler ζ (zêta) Ursa Major (Mizar), l'étoile centrale du "timon du Grand chariot ". James BRADLEY réussit à en mesurer l'écart angulaire en 1700 : ±14".
Puis vient l'époque des lunettes à (très) longues focales qui permettent (au prix de beaucoup d'effort... et quelques contorsions) d'apercevoir des astres encore plus serrés pendant quelques secondes. Un temps suffisant pour que Johannes HEWEL découvre le système θ (thêta) Orionis.
En 1767, l'astronome John MITCHELL semble être le premier à se demander si les couples d'étoiles sont en réelle connexion. Christian MAYER en dresse le premier catalogue en 1779, il liste 90 étoiles dont 72 découvertes originales (ε Lyræ, Albireo, ζ Cancer, ...).
William HERSCHEL, en 1797, reprend à son compte l'observation des étoiles doubles. Il constate certains changements par rapport aux anciens relevés et conclut que ce mouvement résulte de l'interaction mutuelle de deux étoiles. La science des étoiles doubles vient de naître, elle se montrera fondamentale pour la mesure de la masse des étoiles et la compréhension de leur évolution.
La naissance d'une idée
En 1782, John GOODRICKE, un astronome amateur anglais de 19 ans, (re)découvre la variabilité de l'étoile Algol (certaines civilisations la connaissait depuis la plus haute antiquité). Et même si d'autres, avant lui, avaient déjà suggéré que les étoiles doubles pouvaient être liées par des forces d'attraction, il est le premier à en donner une interprétation correcte : l'éclipse mutuelle de deux étoiles.
Mais l'idée de la binarité des étoiles devait encore mûrir dans les esprits et beaucoup d'astronomes ont longuement hésité avant d'admettre l'existence de la nature double d'Algol.
Il faudra attendre l'utilisation du spectrographe, par Hermann Karl VOGEL et Justus SCHEINER au tout début du XXème siècle, pour permettre l'acceptation définitive de la notion d'étoile double.
Les différentes classes d'étoiles doubles
La classification des étoiles doubles est essentiellement fonction de la technique employée à leur détection, elle n'est donc pas exclusive :
• binaires visuelles : elles peuvent être séparées à l'aide d'un télescope. La période orbitale de ces couples est de l'ordre de une à plusieurs milliers d'années.
• binaires à éclipses : la variation de magnitude est provoquée par l'occultation périodique des composantes lorsque le plan orbital du système est vu par la tranche.
• binaires astrométriques : une seule étoile est visible, la présence d'un compagnon est trahit par une oscillation périodique.
• binaires spectroscopiques : aucune résolution n'est possible même avec les télescopes les plus puissants. Seule l'analyse de leur spectre montre leur nature binaire.
Certains couples sont également nommés "couples optiques", il s'agit de deux étoiles vues proches par un simple effet de perspective. Mais l'écart entre leurs distances respectives démontre qu'elles ne peuvent être liées par la gravitation.
Lois de Képler
Contrairement à notre Soleil solitaire, la majorité des étoiles (environ 70%) appartiennent à un système double, voire multiple. Le mouvement de ces étoiles, qui orbitent autour d'un centre de masse commun, obéit aux lois de Képler.
La 3ème loi en particulier permet de calculer les masses :
a3/P2 = Ma + Mb
où a est le demi grand axe le l'orbite relative en U.A. ;
P est la période orbitale en années ;
Ma et Mb sont les masses des composantes en masses solaires.
