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ÉTOILES

Les étoiles doubles

Une forte proportion d'étoiles (probablement plus de 30 p. 100) ne sont pas formées d'un seul astre, comme le Soleil, mais de plusieurs, reliés physiquement, c'est-à-dire gravitant les uns autour des autres. Il est souvent possible, en effet, de distinguer directement à l'aide de nos instruments les composantes d'une étoile double (étoiles doubles visuelles), principalement lorsqu'elles sont toutes deux très lumineuses et suffisamment séparées. Pour les étoiles plus proches l'une de l'autre, la variation des vitesses radiales lors du mouvement des composantes peut être détectée sur leur spectre, grâce à l'effet Doppler-Fizeau (étoiles doubles spectroscopiques). Enfin, quand les étoiles sont très proches, que l'observateur se trouve près du plan de l'orbite et que l'éclat des deux composantes diffère sensiblement, l'éclat de l'ensemble variera à chaque fois que l'une des composantes passera devant l'autre (étoiles doubles à éclipses ou photométriques). Le principal intérêt de l'étude des étoiles doubles est la détermination des masses stellaires.

Les étoiles doubles visuelles ont été étudiées depuis le début du xixe siècle, et, en 1827, Wilhelm Struve, examinant 120 000 étoiles, recensait déjà plus de 1 000 couples. Parmi ceux-ci, une faible proportion sont des « couples optiques », les composantes n'ayant aucune relation entre elles et n'étant rapprochées que par un effet de perspective. Mais un grand nombre sont des couples physiques, les composantes gravitant suivant les lois de Kepler. En moyenne, la période de révolution diminue avec la séparation des composantes.

Si l'on considère deux étoiles très voisines, impossibles à séparer visuellement, mais tournant cependant l'une autour de l'autre, les raies se dédoublant, ou tout au moins se déformant, par suite des vitesses différentes des deux composantes, on est en présence d'étoiles doubles spectroscopiques. On a constaté ainsi que près de 20 p. 100 des étoiles étaient en réalité doubles. La méthode spectroscopique ne fait pas double emploi avec la méthode visuelle, car elle ne détecte généralement pas les mêmes astres. Cette dernière permet de découvrir des couples très lâches, chez lesquels les vitesses de révolution sont trop faibles pour être détectées spectroscopiquement. En revanche, les étoiles doubles spectroscopiques sont en mouvement rapide l'une par rapport à l'autre et correspondent à des couples serrés. Leurs périodes varient de quelques heures à quelques jours.

Si le Soleil se trouve très près du plan de l'orbite d'une étoile double, et si la période de cette étoile est courte, on verra diminuer l'éclat du couple à chaque fois que l'une des composantes viendra éclipser son compagnon. Si les étoiles sont très proches l'une de l'autre, par exemple si la distance est de l'ordre du rayon des composantes, cette éclipse sera visible quelle que soit la position de l'observateur. On a donc pu détecter un certain nombre de ces étoiles variables à éclipses dont l'étude présente un intérêt considérable. La distance étant très courte, on peut facilement déterminer la masse des étoiles à partir de la période ; la durée de l'occultation fournit le diamètre des composantes.

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Pour citer cet article

André BOISCHOT et Jean-Pierre CHIÈZE. ÉTOILES [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )

Médias

Évolution des étoiles - crédits : Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

Évolution des étoiles

Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

Reste de supernova N 63A - crédits : NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

Reste de supernova N 63A

NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

Étoiles les plus proches - crédits : Encyclopædia Universalis France

Étoiles les plus proches

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Autres références

  • PREMIÈRE DÉTERMINATION DE LA DISTANCE D'UNE ÉTOILE

    • Écrit par James LEQUEUX
    • 338 mots
    • 1 média

    Bien que l'on soit depuis longtemps convaincu que les étoiles sont très éloignées, toutes les tentatives pour évaluer leur distance vont demeurer vaines jusqu'au début du xixe siècle. Le principe de cette mesure est pourtant simple : si l'on parvient à observer, au cours d'une année,...

  • DÉCOUVERTE DES EXOPLANÈTES

    • Écrit par James LEQUEUX
    • 666 mots

    La première exoplanète, c’est-à-dire gravitant autour d'une étoile autre que le Soleil, est découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève, qui présentent les résultats de leurs observations le 6 octobre 1995, lors d'un congrès scientifique à Florence,...

  • TERRE - Planète Terre

    • Écrit par Jean AUBOUIN, Jean KOVALEVSKY
    • 9 225 mots
    • 9 médias

    Avant d'être un concept, la Terre fut une donnée : d'abord, la Terre nourricière – autrement dit, la « terre végétale » –, puis, la Terre où l'homme vit, par opposition à la mer, c'est-à-dire les terres émergées. Tout naturellement, cette Terre, siège de l'humanité, était le centre du monde, qui s'ordonnait...

  • ABERRATION ASTRONOMIQUE

    • Écrit par André BOISCHOT, Jean KOVALEVSKY
    • 983 mots
    • 1 média
    Angle d'aberration - crédits : Encyclopædia Universalis France

    On désigne sous le nom d'aberration un déplacement apparent des astres dû au mouvement relatif de l'observateur et de ces astres, et dont l'origine se trouve dans la valeur finie de la vitesse de la lumière.

    Ce mouvement provient de la rotation de la Terre sur elle-même (aberration...

  • ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)

    • Écrit par Pierre LÉNA
    • 2 129 mots
    • 5 médias
    ...en observant finement les collisions entre galaxies, en traçant les propriétés des nuages moléculaires géants qu'elles contiennent et qui aboutissent à la formation des étoiles lors de ces collisions, explore un domaine qui n'est accessible à aucun autre instrument existant de performance comparable....
  • Afficher les 93 références

Voir aussi

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