Étoile binaire

Selon la définition moderne, le terme "étoile binaire" est généralement limité aux paires d'étoiles qui tournent autour d'un centre de masse commun. Les étoiles binaires qui peuvent être résolues avec un télescope ou par des méthodes interférométriques sont connues sous le nom de binaires visuels. Pour la plupart des étoiles binaires visuelles connues, une révolution entière (cercle complet) n'a pas encore été observée, on considère qu'elles ont suivi un chemin courbe ou un arc partiel.

Certaines étoiles semblent être en orbite autour d'un espace vide et ne semblent pas avoir de compagnon. Dans ce cas, l'étoile compagnon est soit très petite et faible, soit c'est une étoile à neutrons ou un trou noir. L'exemple le plus connu d'étoile ayant un compagnon invisible est Cygnus X-1, dans lequel le compagnon de l'étoile visible semble être un trou noir.

Le terme plus général d'étoile double est utilisé pour les paires d'étoiles qui sont considérées comme proches dans le ciel. Cette distinction est rarement faite dans d'autres langues que l'anglais. Les étoiles doubles peuvent être des systèmes binaires ou simplement deux étoiles qui semblent proches l'une de l'autre dans le ciel, mais dont les distances réelles par rapport au Soleil sont très différentes. Ces dernières sont appelées doubles optiques ou paires optiques.

Une étoile binaire visuelle est une étoile dont la séparation des deux étoiles peut être observée à l'aide d'un télescope. L'étoile la plus brillante est la primaire et l'étoile la plus faible est la secondaire. Les binaires visuels mettent beaucoup de temps à orbiter l'un autour de l'autre, de l'ordre de centaines ou même de milliers d'années.

Un binaire spectroscopique est un binaire dans lequel les deux étoiles ne peuvent pas être vues séparément, même avec un télescope. Elles sont très proches l'une de l'autre et se déplacent très rapidement, sur une période de quelques semaines ou même de quelques jours. Cependant, on peut voir qu'il s'agit de deux étoiles séparées en utilisant un spectroscope, qui est capable d'enregistrer le changement Doppler de la couleur de la lumière envoyée par les étoiles se rapprochant ou s'éloignant rapidement de la Terre.

Certains binaires spectroscopiques ont une orbite qui se rapproche de la Terre. Lorsque cela se produit, les étoiles passent tour à tour devant l'étoile partenaire et l'éclipsent, dans ce que l'on appelle un binaire d'éclipsage. Dans ce cas, la quantité de lumière que nous voyons à partir des doubles diminue légèrement pendant qu'une étoile est devant l'autre.

Un binaire astrométrique est un binaire où l'on ne peut voir qu'un seul compagnon. Pour les binaires astrométriques assez proches de la Terre (jusqu'à environ 10 parsecs), il peut être possible de voir le compagnon visible "vaciller" lorsqu'il se déplace autour de son compagnon invisible. En effectuant des mesures sur une longue période, il peut être possible de calculer la masse de l'étoile visible et le temps que prend son orbite. Cette méthode est également utilisée pour détecter la présence de grandes planètes en orbite autour d'une étoile ; en 2007, plus de deux cents planètes ont été découvertes de cette manière.

La plupart des binaires sont des binaires détachés. Hormis leur attraction gravitationnelle les uns sur les autres, ils n'ont aucun effet les uns sur les autres.

Certains binaires sont si proches l'un de l'autre que l'une ou les deux étoiles sont capables d'extraire du matériel de l'autre. Les binaires de contact partagent la même atmosphère stellaire, et comme la friction les ralentit sur une longue période, ils peuvent fusionner en une seule étoile. Cet événement violent les rend temporairement plus brillantes, plus lumineuses qu'une nova mais moins brillantes qu'une supernova.

Bien qu'il soit possible que des étoiles binaires se forment lorsqu'une étoile passe très près d'une autre, c'est très peu probable (puisqu'il faudrait en fait trois étoiles proches l'une de l'autre avant que deux puissent se rejoindre), et cela ne se produirait que dans les endroits où les étoiles sont très rapprochées. Notre compréhension actuelle est que presque tous les binaires se forment ensemble dans les denses nuages de gaz où les étoiles naissent.

Il est possible (mais peu probable) qu'une étoile qui passe perturbe un système binaire et fournisse une force gravitationnelle suffisante pour diviser le binaire. De telles étoiles séparées continuent à vivre comme des étoiles simples ordinaires. Parfois, cependant, la force gravitationnelle est suffisante pour que les deux compagnons s'éloignent l'un de l'autre à grande vitesse, ce qui entraîne ce que l'on appelle des étoiles en fuite.

Parfois, une étoile est en orbite autour d'une naine blanche. Si elle est assez grande et assez proche de la naine blanche, la naine peut aspirer les gaz de l'atmosphère de son compagnon. Sur une certaine période, une grande quantité de gaz peut s'accumuler sur la naine blanche. Ce gaz étant compacté par la gravité de la naine blanche, il finira par subir une fusion nucléaire, ce qui entraînera une explosion de lumière très brillante, appelée nova. Dans certains cas, la naine blanche peut recueillir tellement de gaz que l'explosion la détruit complètement, dans ce que l'on appelle une supernova. Un tel événement peut également entraîner la fuite des étoiles, car la plus grande étoile n'a plus de compagnon lourd qui la maintient en orbite.

X - Les rayons binaires produisent de grandes quantités de rayons X. Ils résultent du fait qu'une étoile massive mange une étoile moins massive. L'étoile moins massive devient un donneur et sa matière est drainée et tombe dans l'étoile plus massive (mais plus compacte), l'accréteur. Celle-ci libère des photons de haute énergie, par exemple dans la gamme des longueurs d'onde des rayons X. Les rayons X proviennent également de la consommation de matière à la surface de l'étoile la plus massive dans un processus appelé combustion thermonucléaire. Ce processus peut produire des salves de 10 secondes.