Les étoiles doubles

Les étoiles doubles sont des étoiles qui ont une ou plusieurs autres étoiles associées à elles. L'observation des étoiles doubles est une activité intéressante pour l'astronome amateur. La plupart des paires d'étoiles doubles ont des couleurs différentes et l'on peut aboutir à se constituer une base de données d'observation intéressante. Les astronomes professionnels, par ailleurs, continuent d'accueillir favorablement les observations des amateurs car le champ de l'étude est immense (78,000 étoiles doubles doivent être étudiées avec plus de détails) et peu nombreux sont les professionnels qui s'intéressent au sujet. Les systèmes doubles, en astronomie professionnelle, sont utilisés pour estimer les masses des étoiles (par la détermination des orbites et des durées de révolution dans ces systèmes doubles). Même si, maintenant, les caméras CCD sont utilisées, dans le milieu amateur, pour étudier les doubles, l'observation visuelle reste le meilleur moyen d'étude pour les doubles qui présentent une différence substantielle de luminosité et pour les paires d'étoiles proches et faibles

L'extrapolation des données que l'on a pour les étoiles au voisinage du Soleil permet de penser qu'approximativement la moitié des étoiles, dans les galaxies, sont des étoiles doubles. 46% très précisément. 8% font partie d'un système d'étoile triple et 1% d'étoile quadruple. 45% des étoiles seulement seraient donc des étoiles non-doubles ou non-multiples. Des études récentes, cependant, vont encore plus loin, et par des études plus avancées des étoiles simples, ont montré que près de 85% de toutes les étoiles feraient partie d'un système d'étoile double ou plus. Certains de ces compagnons stellaires, cependant, sont d'une luminosité faible. Cette prévalance des étoiles doubles, de plus, n'excluerait pas le fait que même ces systèmes peuvent être doté de systèmes planétaires

Un terme plus général pour les étoiles doubles peut être celui de "système d'étoiles multiple". Pour un système double, stricto sensu, on pourra employer le terme "système d'étoiles double", ou "système binaire" ou, tout simplement, "étoile binaire" voire "binaire" tout court. Un système double, pour ce qui est de ses caractéristiques physiques, peut se prévaloir des remarques suivantes: les étoiles peuvent être séparées par de vastes distances (une bonne partie d'une année-lumière, en général) ou, au contraire, être très rapprochées;, presqu'à se toucher; les orbites des étoiles, dans les systèmes multiples, sont des ellipses; les orbites des étoiles du système ont lieu autour d'un centre de masse commun (pratiquement, une étoile n'orbite pas autour d'une autre, mais les deux étoiles orbitent autour d'un centre commun (le plus la masse d'une étoile est grande, le plus l'orbite est petite); cette remarque technique se traduit relativement peu dans les orbites étudiées, où l'on voit toujours une étoile orbiter autour de l'autre; généralement aussi, le plus la période de révolution d'un élément d'une double est courte, le plus l'excentricité de l'orbite sera petite; le plus les deux éléments d'un système sont semblables en luminosité, le plus ils sont du même type spectral (lorsque les luminosités sont différentes, l'étoile la plus faible est bleue si la plus lumineuse est une géante rouge; elle est rouge si la plus lumineuse est une étoile de la séquence principale). L'organisation générale d'un système multiple est variable: ainsi une étoile peut orbiter autour d'un système double; ou deux systèmes doubles peuvent orbiter l'un autour de l'autre; certains systèmes peuvent aller jusqu'à comprendre plus de quatre étoiles (une étoile double, par exemple, peut orbiter, sur une période de révolution longue, autour de deux systèmes doubles qui orbitent l'un autour de l'autre)

Les systèmes doubles ou multiples sont classifiées en fonction de comment elles ont été découvertes. Et, à son tour, la façon dont ils sont constatés tels dépend des caractéristiques physiques du système (séparation des composants, distance de par rapport à la Terre, orientation du plan de l'orbite par rapport à l'observateur). La distance moyenne entre les composants d'un système double, en unités astronomiques (une unité astronomique -"UA"- représente la distance Terre-Soleil, soit 149 597 870 km (92 960 116 miles)) est de 3 à 50 UA (entre 450 millions et 7 milliards et demi de km (279 millions à 4,6 milliards de miles)), c'est à dire peu, en fait. La distance du Soleil à Pluton, par exemple, est de 5,8 milliards de km (3,6 milliards de miles)

• les doubles visuelles: on s'est rendu que ces étoiles étaient des étoiles doubles ou multiples car elles étaient suffisamment séparées pour permettre qu'on le découvre par une observation visuelle. Le demi-grand axe de leurs orbites varie entre quelques UA des milliers; leurs périodes de révolution varient de quelques années à quelques milliers d'années (dans ce cas, on parle de "doubles visuelles à longue période"). Les "doubles astrométriques" sont des doubles visuelles dont la seconde étoile est trop faible pour être observée visuellement; on n'a pu déduire leur existence que des perturbations observées dans le mouvement propre de l'étoile principale
• les doubles spectroscopiques: les composents de ces étoiles doubles et multiples sont trop proches l'un de l'autre pour pouvoir être observés visuellement. Ces systèmes n'ont été constatées tels que par le biais de l'étude de leurs spectres: les lignes spectrales d'une étoile, ou des deux, partie du spectre composite des deux étoiles, subissent un décalage Doppler périodique. Le demi-grand axe des orbites, dans ces systèmes, varie entre une fraction d'UA et plusieurs dizaines d'UA. Les périodes orbitales varient de temps exprimés en heures seulement à plusieurs années (de tels systèmes sont ainsi appelés "doubles spectroscopiques à courte période"). Le décalage spectral n'est habituellement observé que pour les lignes spectrales de l'étoile la plus brillante, car le second élément est généralement trop faible pour être observé
• doubles à éclipse: ces systèmes doubles ou multiples ont été constaté tels du fait qu'un ou plusieurs composants s'éclipsent l'un l'autre, amenant à une chute de la luminosité du système. Les caractéristiques des éclipses varient selon les tailles et luminosité respectives des composants. La spectroscopie, par ailleurs, peut être utilisée par les professionnels pour une étude plus approfondie de ces systèmes

Pour ce qui est de l'observation des étoiles doubles, deux valeurs principales sont utilisées: la "séparation", l'"angle de position" (en anglais "position angle", "P.A."). Les catalogues donnent aussi l'ascension droite, la déclinaison, les magnitudes des composants et la date à laquelle le système a été observé pour la dernière fois. "Etoile principale" et "étoile secondaire", selon la terminologie anglo-saxonne, peuvent être utilisée pour désigner les composantes principale et secondaire du système. Dans tous les systèmes c'est le composant principal qui a toujours la plus forte magnitude, alors que le composant secondaire est toujours plus faible. Par séparation, on entend la séparation apparente entre les deux composants (en secondes d'arc (")). Par "angle de position", on entend la position du composant secondaire par rapport au composant principal. L'angle de position est mesuré en degrés, à partir du Nord du composant principal, dans le sens contraire des aiguilles d'une montre (les 90° sont à l'Est céleste, et les 270° à l'Ouest céleste)

Deux références utiles à propos de l'astronomie amateur des étoiles doubles sont:

• le Washington Double Star Catalog, référence fondamentale sur les étoiles doubles et multiples; il se trouve à l'U.S. Naval Observatory (USNO)
• la section étoiles doubles de la Belmont Society; une page simple mais efficace donne la liste des couleurs des composants des principaux systèmes doubles et multiples de l'hémisphère nord