Une étoile double fait partie des systèmes stellaires composés de deux étoiles. On parle de systèmes multiples lorsqu’au moins deux étoiles sont détectées dans un système. D’un point de vue optique, les étoiles doubles sont si proches les unes des autres dans le ciel nocturne que leur séparation ne peut souvent se faire qu’à l’aide d’un télescope.
Quels types d’étoiles doubles distingue-t-on ?
La plupart de ces couples sont appelés étoiles doubles optiques, car ils ne sont voisins qu’en apparence. Cependant, elles sont très éloignées l’une de l’autre dans l’espace.
En revanche, les étoiles doubles physiques doivent être considérées comme une unité physique. Ces étoiles doubles se caractérisent par une attraction mutuelle de masse. La composante la plus massive ou la plus lumineuse est appelée étoile principale et la partie la moins lumineuse ou la moins massive est appelée compagnon.
Les étoiles doubles géométriques (également appelées étoiles doubles spatiales) ne sont pas liées entre elles, elles se caractérisent par des vitesses relatives élevées. Ces étoiles doubles ne se rencontrent qu’une seule fois, elles forment alors une étoile double géométrique avec une orbite hyperbolique commune – après quoi elles s’éloignent définitivement l’une de l’autre. Les candidats potentiels pour une telle paire sont Proxima du Centaure avec Alpha du Centaure.
Pourquoi les étoiles doubles sont-elles si spéciales ?
Illustration d’un système d’étoiles doubles. Le reste d’une étoile autrefois massive (trou noir) accrète le gaz de sa partenaire.
Les étoiles doubles sont vraiment intéressantes pour les astrophysiciens. La raison : entre deux grandes masses, les lois physiques peuvent être observées – quasiment dans des conditions de laboratoire – isolées du reste.
Les deux étoiles tournent autour l’une de l’autre et s’influencent incroyablement en tant que corps géants. Pensez à notre lune et à la Terre, qui s’influencent également fortement l’une l’autre. Certes, elles sont loin d’être aussi lourdes que les étoiles, mais la Lune « tire » sur la Terre et inversement.
Il en va donc de même pour ces étoiles doubles, mais dans des proportions beaucoup plus extrêmes, car elles sont plus lourdes que la Lune et la Terre. Notre soleil, par exemple, a à lui seul 300.000 masses terrestres. Avec deux masses aussi importantes, on peut imaginer les forces à l’œuvre !
Comment se forment les étoiles doubles et les systèmes multiples ?
Comme souvent, le point de départ est le nuage de gaz.
Un nuage de gaz dont le moment cinétique se rétrécit (parce qu’il se désintègre sous son propre poids) ne se débarrasse pas simplement de son moment cinétique. Cependant, si le nuage rétrécit et tourne plus vite, il ne peut pas simplement s’effondrer sous son propre poids. La raison en est la force centrifuge qui déchire tout vers l’extérieur.
Deux choses peuvent alors se produire.
Premièrement, un gros « morceau » peut se former au centre et, à l’extérieur, autour du plus gros morceau, de nombreux petits morceaux. C’est ainsi que notre système solaire s’est formé. Cela semble toutefois être une solution beaucoup moins probable et plus rare dans l’univers.
On estime qu’environ 80% de tous les systèmes se forment sous forme d’étoiles doubles ou de systèmes multiples. L’autre solution pour le nuage qui s’effondre avec le moment cinétique est en effet que deux grands morceaux se forment simplement et tournent l’un autour de l’autre.
Cela signifie d’ailleurs que les étoiles doubles ont le même âge, puisqu’elles naissent en même temps grâce au processus décrit.
Que se passe-t-il dans un système d’étoiles doubles ?
Comme nous l’avons déjà montré plus haut avec notre exemple Terre-Lune, il s’agit également de relations dans les systèmes d’étoiles doubles.
Les deux « partenaires » restent-ils tels qu’ils sont actuellement ou subissent-ils des changements ?
Il est tout d’abord important de savoir que les étoiles sont des réacteurs de fusion nucléaire. En leur sein, l’hydrogène est donc brûlé en hélium. Une fois que l’hélium est brûlé, il est brûlé en carbone et ainsi de suite.
Le taux de fusion avec lequel de l’énergie est produite à l’intérieur dépend du poids de l’étoile. Si l’étoile est très lourde, la gravité exerce une pression sur ce réacteur et les taux de fusion augmentent. Cela entraîne une augmentation de la luminosité de l’étoile. Cependant, cela signifie que l’étoile n’a pas une espérance de vie très longue par rapport aux étoiles moins lumineuses.
Si l’on considère deux étoiles d’un système binaire, on sait donc que :
- les étoiles ont le même âge
- si elles ont des masses différentes, elles devraient se comporter différemment
Paradoxe d’Algol
Algol, dans la constellation de Persée, est connue depuis de nombreux siècles comme une étoile variable. Celle-ci a même été identifiée comme telle à l’œil nu. Une étoile variable signifie que la luminosité de l’étoile varie.
Ce système d’étoiles doubles à occultation variable ne peut être observé que de côté en raison de sa position : Les deux étoiles tournent l’une autour de l’autre et toutes les dix heures, l’une d’elles couvre l’autre.
L’occultation est toutefois différente : l’une est si radicale qu’elle est visible à l’œil nu dans le ciel. On peut bien sûr la mesurer plus précisément avec des télescopes, de sorte que le tracé de la courbe de luminosité est assez précis. Mais l’autre occultation est si faible qu’elle est impossible à identifier à l’œil nu et difficile à identifier au télescope.
Que se passe-t-il donc avec l’étoile double Algol ?
Il y a une étoile à faible luminosité et une étoile à forte luminosité. L’étoile à faible luminosité obscurcit parfois son étoile principale plus lumineuse, à savoir toutes les dix heures. La luminosité diminue alors.
Mais d’autres fois, lorsque l’étoile à forte luminosité se trouve devant sa compagne à faible luminosité et la recouvre, on ne remarque rien. Dans ce cas, la luminosité du système ne change pratiquement pas.
Mais il y a quelque chose d’étrange :
L’étoile de plus faible masse est dans un état d’évolution beaucoup plus lointain et plus important que l’étoile de plus grande masse (paradoxe d’Algol).
Pourquoi est-ce étrange et paradoxal ? Comme nous l’avons expliqué plus haut, la théorie de l’évolution stellaire prédit en effet le contraire.
Dans le cas d’Algol, l’étoile à la luminosité plus élevée a évolué différemment de sa partenaire. Si une étoile de faible masse comme le Soleil brûle son hydrogène, elle se développera tranquillement et connaîtra une évolution normale.
Une étoile plus massive a une durée de vie courte et finit par devenir une géante. Cela s’explique par le fait que la combustion de l’hydrogène a été suspendue, car tout a été consommé très rapidement. L’hydrogène a été brûlé en hélium. Pour que l’hélium continue à fusionner, le noyau doit se contracter à l’intérieur, il devient très chaud. Mais dans les coquilles environnantes du noyau, l’hydrogène est brûlé, ce qui fait que l’étoile se dilate énormément et devient une géante.
L’explication du paradoxe d’Algol est que l’étoile de plus faible masse était à l’origine l’étoile de plus grande masse, qui a augmenté de taille jusqu’à un volume critique et a transféré de la matière à l’étoile de plus faible masse. Ce transfert a entraîné un tel transfert de masse que cette composante est désormais l’étoile la plus massive (phénomène de transfert de masse).
Grâce à des radiotélescopes, il a été possible de mesurer avec précision la dynamique du système Algol. On a ainsi pu démontrer et observer que le transfert de masse se poursuit actuellement et qu’il n’est donc pas encore complètement terminé. Le système Algol n’est donc pas encore dans un état où les deux étoiles se sont « détendues ».
Algol est donc une classe d’étoiles doubles (les étoiles à occultation variable) qui joue un rôle très particulier pour l’astrophysique en raison de sa constellation : Grâce à ces conditions de laboratoire, on est en mesure de vérifier des lois très simples de la mécanique.
Si l’on connaît les paramètres orbitaux de l’étoile double ainsi que les données exactes sur le transfert de masse, on peut vérifier les lois de Kepler ou même la théorie de la relativité générale !
