Système Stellaire Binaire


En astronomie, une étoile binaire, appelée aussi système (stellaire) binaire ou étoile double physique, est une étoile multiple composée de deux étoiles orbitant autour d'un centre de gravité commun. La « composante » principale porte le nom de l'étoile suivi de la lettre « A », l'autre de la lettre « B ».

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 ». Au XXIe siècle, des étoiles binaires sont classées en différents types selon leurs propriétés observables : binaire visuelle, binaire astrométrique, 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. Dans ce cas, il arrive souvent que les étoiles binaires soient des étoiles variables.

Système binaire d'objets compacts


Ce système comporte une « étoile compagnon » et un objet compact (naine blanche ; étoile à neutrons ou trou noir formant un « système binaire de haute énergie »). Il se forme selon 2 possibilités : les 2 étoiles se forment au même moment, l'une étant plus massive devient alors un astre compact ; un objet compact progressant dans l'espace rencontre une autre étoile puis se met en orbite par gravitation.

Lorsque l'étoile compagnon est proche de l'objet compact et est une étoile relativement massive, elle évolue naturellement vers le stade d'étoile géante rouge. Son rayon croît alors de manière incroyable (plus d'un facteur 100), et peut alors absorber l'objet compact : c'est la phase d'évolution avec une enveloppe commune. Si le système est instable, cette enveloppe est éjectée et on aboutit à une étoile Wolf-Rayet. Si le système est stable, l'objet compact se spirale à l'intérieur du cœur de l'étoile compagnon (les modèles d'évolutions stellaires prévoient alors des objets de Thorne-Zytkow ou une étoile symbiotique).

L'accrétion de matière de l'étoile compagnon initiée par l'objet compact se fait sous forme de sphère ou de disque d'accrétion. L'étoile à neutrons ou le trou noir peuvent provoquer des jets au niveau du disque d'accrétion de l'étoile compagnon : l'étoile binaire forme alors un microquasar (en 2011, une vingtaine sont répertoriés depuis le Système solaire) ou un microblazar (théorique car jamais encore observé).


 
cartographie/etoile_binaire.txt · Dernière modification: 2013/02/01 10:28 par tanaka
 
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