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Étoile binaire

En astronomie, un étoile binaire se compose de deux étoiles orbitant autour de leur centre de gravité commun.

Le terme étoile binaire a apparemment été inventé par William Herschel en 1802 pour indiquer « une vraie étoile double - l'union de deux étoiles qui sont formées ensemble dans un système par les lois de la gravitation ». Actuellement, des étoiles binaires sont classées en trois types selon leurs propriétés observables : binaire visuelles, binaire spectroscopique et binaire à éclipses. Les étoiles peuvent appartenir à plusieurs de ces catégories, par exemple plusieurs binaires spectroscopiques sont également des binaires à éclipses. Une autre classification en trois catégories est basée sur la distance des étoiles : les binaires détachées, les binaires semi-détachées et les binaires à contact.

Durant les 200 dernières années, les nombreuses recherches effectuées sur les étoiles binaires ont permit d'établir quelques conclusions générales. On suppose qu'au moins 1/4 de toutes les étoiles sont au moins les systèmes binaires, et au moins 10% de celles-ci contiennent plus de deux étoiles (étoiles triples, etc.). Il y a une corrélation directe entre la période de révolution d'une étoile binaire et l'excentricité de son orbite, une période courte correspondant à une faible excentricité. Les distances séparant des étoiles binaires peuvent varier énormément, certaines sont si proches qu'elles sont pratiquement en contact mutuel tandis que d'autres sont tellement éloignées que leur association est seulement indiqué mouvement propre commun.

Dans les paires où les deux étoiles sont de même luminosité, elles sont également du même type spectral. Dans les systèmes où les luminosités sont différentes, l'étoile la plus faible est plus bleue si l'autre est une géante et plus rouge si l'étoile la plus lumineuse appartient à la séquence principale.

Puisque la masse d'une peut seulement être déterminée à partir de la force de la gravitation, les seules étoiles dont la masse a été déterminée sont le Soleil et les étoiles binaires. Dans le cas d'une binaire visuelle, après que l'orbite est déterminée et que la parallaxe stellaire du système a été obtenue, la masse combinée des deux étoiles peut être obtenue par une application directe de la troisième loi de Kepler. Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite complète d'une binaire spectroscopique à moins qu'elle ne soit également une binaire visuelle ou à éclipses. Ainsi, la détermination de la masse de ces objets est impossible excepté sur la base d'une discussion statistique.

Dans le cas des binaires à éclipses qui sont également des binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution complète avec toutes les caractéristiques (masse, densité, taille, luminosité et forme approximative) des deux membres du système.