Binaire à éclipses
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Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Dans le cas où cette binaire est aussi une binaire spectroscopique et que la parallaxe (La parallaxe est l'incidence du changement de position de l'observateur sur l'observation d'un objet.) stellaire (Stellaria est un genre de plantes herbacées annuelles ou vivaces, les stellaires, de la famille des Caryophyllaceae. Il comprend près de 90 espèces réparties à travers le monde.) du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble (En théorie des ensembles, un ensemble désigne intuitivement une collection d’objets (les éléments de l'ensemble),...) des caractéristiques des deux membres (masse, densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de...), luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.), ...).

Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la luminosité (ou magnitude apparente) de l'un ou l'autre membre varie, mais parce qu'elles s'obscurcissent mutuellement. L'étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la...) la plus représentative des binaires à éclipses est Algol (β Persei), nommée " l'étoile du démon " par les anciens astronomes arabes, probablement parce qu'ils avaient remarqué ses variations de luminosité.

Histoire

C'est John Goodricke, un très jeune astronome (Un astronome est un scientifique spécialisé dans l'étude de l'astronomie.) britannique, qui découvrit , en 1782, que les baisses d'intensité lumineuse d'Algol (β Persei) se manifestaient tous les 2 jours (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du...) 20 heures (L'heure est une unité de mesure  :) et 49 minutes ( Forme première d'un document : Droit : une minute est l'original d'un acte. Cartographie géologique ; la minute de terrain est la...), et qui interpréta ces variations périodiques en supposant la présence d'un compagnon sombre constituant ainsi un système binaire (Le système binaire est un système de numération utilisant la base 2. On nomme couramment bit (de l'anglais binary digit, soit « chiffre binaire ») les chiffres de la numération binaire. Ceux ci ne peuvent prendre que...).

En ces temps-là, l'hypothèse passa pour fantaisiste et ce n'est qu'un siècle (Un siècle est maintenant une période de cent années. Le mot vient du latin saeculum, i, qui signifiait race, génération. Il a ensuite indiqué la durée d'une génération humaine et faisait...) plus tard, en 1890, qu'elle fut confirmée par un astronome allemand, Hermann Carl Vogel, qui observa le spectre lumineux d'Algol (β Persei). C'est ainsi qu'il constata que ses ondes (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible de propriétés physiques locales. Elle transporte de l'énergie sans transporter de matière.) se déplaçaient alternativement du bleu (Bleu (de l'ancien haut-allemand « blao » = brillant) est une des trois couleurs primaires. Sa longueur d'onde est comprise approximativement entre 446 et 520 nm. Elle varie en...) au rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait usage.), avec exactement la même période que les variations lumineuses de l'étoile. Ce phénomène est dû à l'effet Doppler, qui a une importance capitale (Une capitale (du latin caput, capitis, tête) est une ville où siègent les pouvoirs, ou une ville ayant une prééminence dans un domaine social, culturel,...) en astronomie : il montre que la position des raies spectrales d'une source lumineuse se déplace vers le bleu si la source se rapproche de l'observateur, ou bien vers le rouge si elle s'en éloigne, ce phénomène augmentant d'autant plus que la vitesse (On distingue :) est élevée. À partir des déplacements observés des raies d'Algol, Hermann Carl Vogel a donc pu déduire que celle qu'on croyait n'être qu'une étoile simple constituait en fait un système de deux étoiles qui tournent l'une autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne à 31 espèces d'oiseaux qui, soit appartiennent au...) de l'autre, ce qui a pour conséquence qu'alternativement elles s'éloignent et se rapprochent de nous.

Courbe (En géométrie, le mot courbe, ou ligne courbe désigne certains sous-ensembles du plan, de l'espace usuels. Par exemple, les droites, les segments, les lignes polygonales et les...) de lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des longueurs d'onde de 380nm (violet)...)

La courbe de lumière d'une binaire à éclipses (Une étoile binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s'éclipsant ainsi mutuellement de façon...) est caractérisée par des périodes de luminosité pratiquement constante, entrecoupées de chutes d'intensité périodiques. Si l'un des membres du couple d'étoiles est plus grand que l'autre, l'un d'eux sera caché par une éclipse (Une éclipse correspond à l'occultation d'une source de lumière par un objet physique. En astronomie, une éclipse se produit lorsqu'un objet (comme une planète ou un satellite naturel) occulte une source de lumière (comme...) totale tandis que l'autre sera obscurcit par une éclipse annulaire. La figure ci-contre donne un exemple théorique de ce à quoi peut ressembler la courbe de lumière d'une binaire à éclipses.

Le minimum d'éclat (minimum principal) survient lorsque l'étoile la plus brillante est partiellement cachée par la plus faible. Le minimum secondaire, qui peut ne pas être très visible dans certains cas, a lieu lorsque l'étoile la plus brillante obscurcit la plus faible.
Dans la réalité, les courbes de lumière de ces étoiles sont nettement moins anguleuses, les transitions se faisant plus en "douceur". La raison principale en est que la surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et est...) d'une étoile est rarement uniformément lumineuse ; la deuxième, plus marquée pour les couples très rapprochés, étant que les astres peuvent parfois être très déformés.

Types

Algolide
Algolide

Les binaires à éclipses sont généralement classées en trois types, chacune de ces familles étant, comme souvent en astronomie (L’astronomie est la science de l’observation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, leurs propriétés...), nommée d'après une étoile représentative.

  • Les Algolides (EA) : ce type est le plus répandu, on en a répertorié des milliers d'exemplaires, le modèle étant Algol (β Persei). Les minima sont plutôt nets et bien découpés, le minimum secondaire pouvant avoir une intensité importante ou au contraire être presque indétectable, suivant la luminosité de l'astre secondaire ou bien l'écart entre la ligne de vision de l'observateur et le plan de révolution du système.


β Lyrae
β Lyrae
  • Beta (Le genre Beta appartient à la famille des Chénopodiacées, tribu des Cyclolobae.) Lyrae (EB) : Le modèle de ce type est Sheliak (β Lyrae), on en compte seulement quelques centaines. La courbe de lumière de ces couples est beaucoup plus arrondie que pour les algolides. En fait, un autre phénomène vient se superposer à la variation de luminosité dûe aux éclipses. Les deux astres sont déformés à cause de l'attraction gravitationnelle qu'ils exercent l'un sur l'autre, ce qui leur donne une forme très allongée, visible alternativement de face et de profil. La surface visible étant plus grande lorsqu'elles sont vues de profil, leur magnitude apparente (En astronomie, la magnitude apparente mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette...) augmente légèrement. Ces étoiles sont souvent des binaires semi-détachées.


  • Ursae Majoris (EW) : (ω Ursae Majoris), famille qui regroupe des couples d'étoiles naines, généralement assez âgées (naine blanche), et qui sont de dimension (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce sont sa longueur, sa largeur et sa profondeur/son...) comparable entre elles. De ce fait, les minima principaux et secondaires sont quasiment de la même intensité. Comme pour les Beta Lyrae, ces étoiles sont en contact, c’est-à-dire qu'il y a échange de matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide,...) entre les deux astres, mais les étoiles étant plus rapprochées, leurs courbes de lumière sont encore plus "arrondies". Les deux astres étant très proches, les périodes des binaires de cette famille sont souvent très courtes, typiquement inférieures à une journée, et peuvent même être variables, à cause des transferts de masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse inerte) et l'autre la contribution du corps à...) (d'où déplacement ( En géométrie, un déplacement est une similitude qui conserve les distances et les angles orientés. En psychanalyse, le déplacement est mécanisme de défense déplaçant...) du centre de gravité). Ces étoiles sont également des binaires à contact.


Caractéristiques des membres

La période de l'orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation.) d'une binaire à éclipses peut être calculée en étudiant sa courbe de lumière, et les tailles relatives de chacun des membres (par rapport au rayon) peuvent être déterminées en observant la vitesse à laquelle la luminosité de l'étoile la plus éloignée diminue lorsque l'autre lui passe devant. Si de plus la binaire est également une binaire spectroscopique, il est possible de trouver tous les éléments orbitaux, la masse pouvant être déduite relativement facilement, ce qui signifie que les densités relatives de ces astres peuvent être calculées également.

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