BINARY STARS, deux étoiles liées par la gravité en un seul système ; les composants de ce système tournent autour d’un centre de masse commun sur des orbites elliptiques. Les systèmes stellaires qui comportent plusieurs de ces composants sont appelés étoiles multiples. Les périodes orbitales des étoiles doubles connues vont de quelques minutes à plusieurs millions d'années. La majorité des étoiles assez étudiées révèlent la présence d’au moins un composant qui leur est associé gravitationnellement, c’est-à-dire qu’il s’agit d’étoiles doubles ou multiples. L'étoile la plus proche de nous - Alpha Centauri, ainsi que l'étoile la plus brillante du ciel - Sirius - sont étoiles doubles. Les étoiles situées à proximité du ciel, qui ne sont pas reliées par gravité en un seul système, sont appelées paires optiques.

La raison de l'apparition généralisée des étoiles doubles est la formation d'étoiles à la suite de l'effondrement de nuages ​​​​de gaz et de poussière interstellaires en rotation étendus. La rotation empêche l'accumulation de toute la matière des nuages ​​initiaux par les étoiles compactes et provoque la division de ces nuages ​​en train de s'effondrer en deux (ou plusieurs) parties - futurs composants d'étoiles doubles ou multiples.

Historiquement, une même famille d'étoiles doubles est divisée en plusieurs groupes, différant par la méthode de détection de la dualité. Les composants des étoiles binaires visuelles sont séparés dans le champ de vision du télescope. Les étoiles binaires spectrales présentent un changement périodique dans le temps dans la position des raies spectrales de l'une ou des deux composantes, reflétant leur rotation orbitale due à l'effet Doppler. En raison du mouvement orbital des composants, les étoiles binaires à éclipse s'éclipsent périodiquement complètement ou partiellement si le Soleil est proche du plan de leur orbite. L'étude des propriétés des étoiles binaires proches, dont les composants, se développant au cours de leur évolution, interagissent activement les uns avec les autres et échangent de la matière est particulièrement importante. Les étoiles doubles comprennent également les étoiles doubles astrométriques avec des satellites sombres, les étoiles avec des spectres complexes (composites) et les larges paires (paires d'étoiles avec un mouvement propre commun).

Le découvreur des étoiles doubles est considéré comme W. Herschel, qui a effectué des observations d'étoiles doubles dans les années 1770-80 pour tenter de mesurer les parallaxes stellaires ; en même temps, il utilisa l’idée de G. Galilei sur la possibilité de déterminer la parallaxe de la composante la plus brillante d’une paire optique par rapport à la composante la plus faible et donc probablement la plus éloignée. À la suite de ces observations, Herschel a découvert la curvilinéarité du mouvement des satellites de plusieurs étoiles doubles et a estimé l'ampleur des périodes de mouvement orbital de celles-ci. En 1803, W. Herschel publie des listes de plusieurs centaines d'étoiles doubles. V. Ya. Struve (voir Struve) joué travail fondamental détecter et mesurer les positions exactes des étoiles doubles et multiples ; les résultats de ses observations furent publiés dans trois catalogues (1827, 1837, 1852). J. Herschel a étendu l'étude des étoiles doubles à Hémisphère sud ciel. La première étoile double spectroscopique a été découverte en 1889 par la bifurcation périodique des raies spectrales dans son spectre due à l'effet Doppler. Cette méthode s’est avérée la plus efficace pour étudier des étoiles binaires proches avec des périodes orbitales inférieures à quelques années. Au début du XXIe siècle, les paramètres de base de plusieurs milliers de ces étoiles sont connus.

L'étude des étoiles binaires est la source d'informations la plus fiable sur les masses, les rayons, la structure et l'évolution des étoiles. Les étoiles binaires proches ont révélé une grande variété de chemins d’évolution pour leurs composants, permettant à l’hypothèse de binarité d’être largement utilisée pour expliquer les propriétés de nombreuses classes « anormales » d’étoiles observées. Certains types d'étoiles et les phénomènes de leur vie se sont avérés entièrement dus au fait de leur étroite dualité. L'observation spectroscopique des étoiles binaires est devenue la principale source d'informations sur la structure et l'évolution des étoiles simples et doubles. L'interaction active des composants d'étoiles binaires proches au cours de leur évolution entraîne la perte de matière des coquilles des composants et l'exposition de leurs noyaux, ce qui permet d'étudier les derniers stades de l'évolution d'étoiles de masses diverses ( les naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs).

Lit. : Masevich A. G., Tutukov A. V. Evolution des étoiles : théorie et observations. M., 1988.

Étoiles doubles (doubles physiques)

- deux étoiles unies par des forces gravitationnelles et tournant sur des orbites elliptiques (dans un cas particulier, circulaires) autour d'un centre de masse commun. Il existe également des multiples de physique. étoiles - triples, quadruples, etc., mais leur nombre est nettement inférieur à celui des étoiles physiques. D. z. Si les composants sont physiques D. z. peut être vu directement à travers un télescope ou sur des photographies (obtenues à cet effet à l'aide d'astrographes à longue focale), alors on l'appelle. visuellement une étoile double. Les étoiles dynamiques proches, dont la dualité ne peut pas être détectée même dans les plus grands télescopes, peuvent s'avérer être des doubles spectroscopiques ou des doubles éclipsants (sinon - variables à éclipses, voir). Les premiers montrent périodiquement leur dualité. fluctuations ou divisions dans le spectre. lignes, la seconde - périodique. changements dans la luminosité totale des étoiles. Dans certains cas, il est possible d'établir la dualité à l'aide de méthodes, ou par enregistrement à grande vitesse des occultations lunaires d'étoiles (les courbes photométriques d'évolution de la luminosité d'une étoile simple et double s'avèrent différentes). À D. z. comprennent également : les étoiles astrométriques avec des satellites sombres (environ 20 étoiles astrométriques ont été découvertes parmi les étoiles proches du Soleil) ; étoiles aux spectres complexes (combinaisons de deux spectres différents) ; les paires larges sont des étoiles avec une grande propriété commune. mouvement (c'est-à-dire avec un grand mouvement angulaire de l'étoile le long sphère céleste, exprimé en secondes d'arc par an). Dans l’espace, les composants peuvent être séparés par des dizaines de milliers d’UA, et les périodes orbitales peuvent atteindre plusieurs. millions d'années. Photométrique D. z. appelé quelques fois également des systèmes doubles (multiples), dont la multiplicité est révélée par des méthodes de photométrie multicolore des étoiles basées sur sa comparaison sur des diagrammes bicolores (multicolores) (voir).

Se rapporte. le nombre d’étoiles doubles (et multiples) connues augmente régulièrement ; on pense actuellement que la plupart (peut-être plus de 70 %) des étoiles sont réunies dans des systèmes plus ou moins multiplicités ; parmi les D. z. environ 1/3 se révèlent être des étoiles triples ou des étoiles de multiplicité plus élevée. Des étoiles six et sept fois sont connues.

D. z., qui inclut le physique, sont d'un grand intérêt. étoiles variables (par exemple), et, peut-être, parce que dans ce cas, il est possible d'estimer les masses de ces objets.

Lors de l'observation visuelle d'une étoile double, la distance entre les composantes et l'angle de position de la ligne des centres sont mesurés, en d'autres termes, l'angle entre la direction sur pôle Nord monde et la direction de la ligne reliant l’étoile principale (la plus brillante) à son satellite (Fig. 1). Les observations à long terme peuvent révéler une trajectoire curviligne mouvement relatif satellite et permettent d’estimer les périodes orbitales.

Le nombre d'étoiles doubles visuelles découvertes (y compris les paires larges) dépasse les 60 000. Parmi celles-ci, seules 10 000 ont été mesurées plus ou moins régulièrement. Dans plus de 500 d’entre eux, une courbure de la trajectoire a déjà été détectée, suffisante pour tenter de déterminer la forme du relatif. orbites. Pour environ 150 D. z. les orbites sont déterminées, c'est-à-dire le long de la trajectoire apparente du satellite autour étoile principale Les éléments de la véritable orbite sont calculés, indiquant la forme et les dimensions de l'orbite et de ses espaces. orientation. A partir de ces données, il est possible de pré-calculer la position du satellite en orbite (Fig. 2). Seulement en orbite autour de 80 DW. peuvent être considérés comme déterminés de manière suffisamment fiable pour pouvoir les utiliser pour tenter de déterminer les masses des étoiles qui sont des composants des binaires. Application de la troisième loi de Kepler au mouvement de mouvement. avec des distances connues permet (presque le seul) de déterminer les masses des étoiles (voir).

Modifications des déplacements ou divisions du spectre. des lignes d'étoiles doubles spectroscopiques permettent de déterminer , quelle est la projection de la vitesse orbitale sur la ligne de visée (Fig. 3). Les courbes de vitesse radiale (Fig. 4) - d'une composante ou des deux, si le satellite ne diffère pas trop en luminosité de l'étoile principale et que les raies des deux composantes sont visibles et peuvent être mesurées dans le spectre - permettent de calculer les éléments de l'orbite vraie (la composante brillante autour du centre de masse commun, soit une composante plus faible autour de la brillante, placée au foyer de l'orbite relative, soit, enfin, chaque composante par rapport au centre de masse du système , fig.5). Certaines périodes d'étoiles doubles spectroscopiques vont de 0,1084 jours (la Petite Ourse) à 59,8 ans (visuellement D. z. la Grande Ourse). La grande majorité des étoiles binaires spectroscopiques ont des périodes de l'ordre de plusieurs. jours Au total, plus de 3 000 étoiles doubles spectroscopiques ont été découvertes et des éléments orbitaux ont été calculés pour environ 1 000 d'entre elles.

Courbe de lumière de l'étoile à éclipse. montre périodique diminution de la luminosité - une ou deux par période et une luminosité constante entre les minima (pour les étoiles de type Algol) ou un changement continu (pour les étoiles de type Lyra ou W Ursa Major, dans ce dernier cas les minima sont quasiment de la même profondeur , voir). Nombre d'étoiles à éclipses ouvertes. dépasse 5 mille

Riz. 4. Influence de la forme et de l'orientation de l'orbite sur la forme courbe de vitesse radiale : 1 - orbite circulaire ; 2 - excentricité orbitale e=- 0,5, longitude du périastron ; 3 - excentricité orbitale e=0,5, ; a, b, c, d - positions de l'étoile satellite et leurs valeurs de vitesse radiale correspondantes.

L'analyse des courbes permet de déterminer non seulement les éléments de l'orbite de l'étoile à éclipse, mais également certaines caractéristiques des composants eux-mêmes (forme, dimensions, exprimées soit en fractions du demi grand axe de l'orbite, soit en kilomètres, si des mesures supplémentaires des vitesses radiales sont disponibles). Moderne de haute précision photovoltaïque Les mesures de lumière permettent dans certains cas d'identifier et de prendre en compte l'influence sur la courbe de lumière de ce qu'on appelle. effets subtils, par ex. assombrissement vers le bord du disque de l'étoile, et quantifier également le degré de déviation de la forme des composants par rapport à la forme sphérique pour les binaires très proches (types Lyra et W Ursa Major). Avec une excentricité notable de l'orbite, il est possible de détecter l'effet de rotation de la ligne d'absides (c'est-à-dire la ligne reliant le périastron et l'apoastre, voir), qui peut être associé à l'existence d'un troisième composant, non encore découvert. du système, ou avec une différence notable dans la forme des étoiles par rapport à la forme sphérique en raison des déformations sous l'influence des marées des composants proches. Si l'un des composants de l'éclipse D. z. - une étoile chaude, et l'autre est une supergéante avec une atmosphère étendue, alors il est possible d'étudier en détail la structure et la composition de l'atmosphère de la supergéante par les changements dans le spectre de l'éclipse, lorsqu'une étoile chaude brille à travers l'atmosphère de la supergéante pendant une éclipse. Les lignes d’absorption changeront à mesure que l’étoile chaude « coule » dans les couches plus denses de l’atmosphère étendue de la supergéante. Des exemples de telles paires sont : Auriga (période 27 ans, dont l'éclipse dure environ 2 ans !) et Auriga (période 972 jours, l'éclipse dure environ 40 jours).

La masse, l'une des caractéristiques physiques les plus importantes des étoiles, peut être déterminée par son effet sur le mouvement des autres corps. Ces autres corps sont les satellites de certaines étoiles (également des étoiles), en orbite autour d'un centre de masse commun.

Si vous regardez Ursa Major, la deuxième étoile depuis l'extrémité de la « poignée » de son « seau », alors avec une vision normale, vous verrez une deuxième étoile faible très proche d'elle. Les anciens Arabes la remarquèrent et l'appelèrent Alkor (Cavalier). Ils donnèrent le nom de Mizar à l'étoile brillante. On peut les appeler une étoile double. Mizar et Alcor sont séparés par . Vous pouvez trouver de nombreuses paires d’étoiles de ce type grâce à des jumelles. Ainsi, Lyrae est constituée de deux étoiles identiques de 4ème magnitude avec une distance de 5 entre elles.

Riz. 80. L'orbite d'un satellite d'une étoile binaire (v Vierge) par rapport à l'étoile principale dont la distance de nous est de 10 pc. (Les points marquent les positions mesurées du satellite au cours des années indiquées. Leurs écarts par rapport à l'ellipse sont causés par des erreurs d'observation.)

Les étoiles binaires sont appelées binaires visuelles si leur dualité peut être vue par observation directe à travers un télescope.

Dans le télescope Lyra - une étoile visuellement quadruple. Les systèmes comportant plusieurs étoiles sont appelés multiples.

De nombreuses étoiles doubles visuelles se révèlent être des étoiles doubles optiques, c'est-à-dire que la proximité de ces deux étoiles est le résultat de leur projection aléatoire sur le ciel. En fait, dans l’espace, ils sont éloignés les uns des autres. Et au fil de nombreuses années d'observations, on peut être convaincu que l'un d'eux croise l'autre sans changer de direction à vitesse constante. Mais parfois, lorsqu’on observe des étoiles, il s’avère qu’une étoile compagne plus faible orbite autour d’une étoile plus brillante. Les distances qui les séparent et la direction de la ligne qui les relie changent systématiquement. De telles étoiles sont appelées binaires physiques ; elles forment un système unique et tournent sous l'influence de forces d'attraction mutuelles autour d'un centre de masse commun.

De nombreuses étoiles doubles ont été découvertes et étudiées par le célèbre scientifique russe V. Ya. Struve. La période orbitale la plus courte connue des étoiles binaires visuelles est de 5 ans. Des paires avec des périodes de dizaines d'années ont été étudiées, et des paires avec des périodes de centaines d'années le seront à l'avenir. L'étoile la plus proche de nous, Centauri, est une étoile double. La durée de circulation de ses composants est de 70 ans. Les deux étoiles de cette paire ont une masse et une température similaires à celles du Soleil.

L'étoile principale n'est généralement pas au foyer de l'ellipse visible décrite par le satellite, car on voit son orbite déformée dans la projection (Fig. 80). Mais la connaissance de la géométrie permet de restituer la véritable forme de l'orbite et de mesurer son demi-grand axe a en secondes d'arc. Si la distance à l’étoile binaire est connue en parsecs et que le demi-grand axe de l’orbite de l’étoile satellite en secondes d’arc est alors égal à alors en unités astronomiques(puisqu'il sera égal à :

La caractéristique la plus importante d’une étoile, avec sa luminosité, est sa masse. Définition directe la masse n'est possible que pour les étoiles doubles. Par analogie avec le § 9.4, comparant le mouvement du satellite

étoiles avec le mouvement de la Terre autour du Soleil (dont la période de révolution est de 1 an, et le demi grand axe de l'orbite est de 1 UA), on peut écrire selon la troisième loi de Kepler :

où sont les masses des composants d'une paire d'étoiles, sont les masses du Soleil et de la Terre, et la période orbitale de la paire en années. En négligeant la masse de la Terre par rapport à la masse du Soleil, on obtient la somme des masses des étoiles qui composent le couple, en masses solaires :

Pour déterminer la masse de chaque étoile séparément, il est nécessaire d'étudier le mouvement de chacune d'elles par rapport aux étoiles environnantes et de calculer leurs distances par rapport au centre de masse commun. On a alors la deuxième équation :

Vers et depuis le système de deux équations, nous trouvons les deux masses séparément.

Les étoiles doubles sont souvent belles à voir dans un télescope : l’étoile principale est jaune ou orange et l’étoile compagne est blanche ou bleue. Imaginez la richesse des couleurs sur une planète en orbite autour d’une étoile parmi deux étoiles, où le ciel brille soit en rouge, soit en bleu, ou les deux.

Les masses des étoiles déterminées par les méthodes décrites diffèrent beaucoup moins que leurs luminosités, d'environ 0,1 à 100 masses solaires. Les grandes masses sont extrêmement rares. Les étoiles ont généralement une masse inférieure à cinq masses solaires. On voit que du point de vue luminosité et température, notre Soleil est ordinaire, étoile moyenne, rien de spécial qui ressort.

(voir scan)

2. Étoiles doubles spectrales.

Si les étoiles se rapprochent les unes des autres lors d'une rotation mutuelle, alors même avec le télescope le plus puissant, elles ne peuvent pas être vues séparément, dans ce cas la dualité peut être déterminée par le spectre. Si le plan orbital d'une telle paire coïncide presque avec la ligne de visée et que la vitesse de révolution est élevée, alors la vitesse de chaque étoile projetée sur la ligne de visée changera rapidement. Les spectres des étoiles doubles se chevauchent, et comme la différence de vitesse de celles-ci

Riz. 81. Explication de la bifurcation, ou des fluctuations, des raies dans le spectre des étoiles doubles spectroscopiques.

Les étoiles sont grandes, alors les raies du spectre de chacune d'elles se déplaceront dans des directions opposées. L'ampleur du décalage change avec une période égale à la période de révolution de la paire. Si la luminosité et le spectre des étoiles qui composent les paires sont similaires, alors une bifurcation des raies spectrales se répétant périodiquement est observée dans le spectre d'une étoile double (Fig. 81). Laissez les composants prendre position, ou alors l'un d'eux se dirige vers l'observateur et l'autre s'en éloigne (Fig. 81, I, III). Dans ce cas, une bifurcation des raies spectrales est observée. Une étoile qui s'approche déplacera ses raies spectrales vers l'extrémité bleue du spectre, tandis qu'une étoile en retrait se déplacera vers l'extrémité rouge. Lorsque les composants d'une étoile double occupent des positions ou (Fig. 81, II, IV), alors tous deux se déplacent perpendiculairement à la ligne de visée et la bifurcation des raies spectrales ne fonctionnera pas.

Si l’une des étoiles brille faiblement, seules les lignes de l’autre étoile seront visibles, se décalant périodiquement.

L'un des composants de Mizar est lui-même une étoile binaire spectroscopique.

3. Étoiles doubles éclipsantes - algoli.

Si la ligne de visée se situe presque dans le plan de l'orbite d'une étoile binaire spectroscopique, alors les étoiles d'une telle paire se bloqueront alternativement. Lors des éclipses, la luminosité globale d'un couple, dont nous ne voyons pas les composants individuellement, va s'affaiblir (positions B et D sur la Fig. 82). Le reste du temps, dans les intervalles entre les éclipses, elle est presque constante (positions A et C) et plus la durée des éclipses est longue, plus courte et plus le rayon de l'orbite est grand. Si le satellite est grand, mais qu'il donne lui-même peu de lumière, alors lorsqu'il est brillant

l'étoile l'éclipse, la luminosité totale du système ne diminuera que légèrement.

Les minimums de luminosité des étoiles binaires à éclipses se produisent lorsque leurs composants traversent la ligne de mire. L'analyse de la courbe d'évolution de la magnitude apparente des étoiles en fonction du temps permet de déterminer la taille et la luminosité des étoiles, les dimensions de l'orbite, sa forme et son inclinaison par rapport à la ligne de visée, ainsi que les masses des étoiles. Ainsi, les étoiles binaires à éclipses, également observées comme binaires spectroscopiques, sont les systèmes les plus étudiés. Malheureusement, relativement peu de systèmes de ce type sont connus à ce jour.

Les étoiles doubles à éclipses sont également appelées algoli, du nom de leur représentant typique Persée. Les anciens Arabes appelaient Persée Algol (el gul corrompu), ce qui signifie « le diable ». Il est possible qu'ils aient remarqué son comportement étrange : pendant 2 jours 11 heures la luminosité d'Algol est constante, puis en 5 heures elle s'affaiblit de 2,3 à 3,5 magnitude, puis en 5 heures sa luminosité revient à sa valeur précédente.

Les périodes des étoiles binaires spectroscopiques et des algols connus sont pour la plupart courtes – environ quelques jours. En général, les binaires stellaires sont un phénomène très courant. Les statistiques montrent que jusqu'à 30 % de toutes les étoiles sont susceptibles d'être binaires. Obtention d'une variété de données sur les étoiles individuelles et leurs systèmes à partir de l'analyse des binaires spectroscopiques et des binaires à éclipses - exemples de l'illimité. possibilité de connaissance humaine

Riz. 82. Modifications de la luminosité apparente de Lyra et du schéma de mouvement de son satellite (La forme des étoiles proches les unes des autres, en raison de leur influence de marée, peut différer considérablement de celle sphérique)

Un grand nombre d’étoiles visibles dans notre galaxie et au-delà appartiennent à des étoiles doubles ou plus multiples. Autrement dit, nous pouvons affirmer avec certitude que notre étoile unique, le Soleil, appartient à la minorité dans la classification des systèmes stellaires. Parlons de quels types de systèmes il s'agit.

Certaines sources affirment que seulement 30 % des nombre totalétoiles - simples, dans d'autres, vous pouvez trouver le nombre 25. Mais avec l'amélioration des méthodes de mesure et d'étude des étoiles doubles et multiples, le pourcentage d'étoiles simples change. Cela est principalement dû à la difficulté de détecter des étoiles de petite taille (en taille, mais pas en masse). Aujourd'hui, les astronomes en ont découvert de nombreuses qui, lors de leur première découverte, pourraient correspondre à la description d'étoiles secondaires dans un système de deux étoiles ou plus ; ce n'est qu'après une étude détaillée et de nombreux calculs que l'option selon laquelle il s'agit d'une étoile est exclue, et l'objet trouvé est classée comme planète (cela est déterminé par la masse, par l'attraction gravitationnelle, par position relative, comportement et bien d’autres facteurs).

Étoiles doubles

Bottines Kappa

Un système de deux étoiles liées par la gravité s'appelle système à double étoile ou simplement étoile double.

Tout d’abord, il convient de souligner que les deux étoiles situées optiquement à proximité ne sont pas toutes doubles. Il s'ensuit que les étoiles visibles dans le ciel sont proches les unes des autres pour un observateur depuis la Terre, mais ne sont pas connectées forces gravitationnelles et n'ayant pas de centre de masse commun sont appelés optiquement double. Un bon exemple est α Capricorne - deux étoiles sont très éloignées l'une de l'autre (environ 580 années-lumière), mais il nous semble qu'elles sont proches.

Étoiles physiquement doubles tournent autour d’un centre de masse commun et sont interconnectés par les forces gravitationnelles. Exemple - η() de Cassiopée. Sur la base de la période de rotation et de la distance mutuelle, la masse de chaque étoile peut être déterminée. La période de rotation a une plage impressionnante : de quelques minutes, lorsqu'il s'agit de la rotation d'étoiles naines autour d'étoiles à neutrons, à plusieurs millions d'années. Les distances entre les étoiles peuvent être d'environ 10 10 à 10 16 m (environ 1 année-lumière).

Les étoiles doubles ont une classification très large. Je n'en donnerai que les points principaux :

• Astrométrique(vous pouvez voir le mouvement de deux objets à la fois) ;
• Spectral(la dualité est déterminée par les raies spectrales) ;
• Binaires à éclipses(en raison des différents angles d'inclinaison par rapport à l'orbite, un assombrissement d'une étoile par une autre est périodiquement observé) ;
• Microlentille(quand entre le système et l'observateur il y a un objet spatial avec une forte champ gravitationnel. Des naines brunes de faible masse sont trouvées grâce à cette méthode) ;
• Speckle interférométrique(selon la limite de résolution de diffraction des étoiles, il existe des étoiles doubles) ;
• radiographie.

Plusieurs étoiles

Comme son nom l'indique, si le nombre d'étoiles interconnectées dépasse deux, alors cela systèmes stellaires multiples ou . Elles sont également divisées en étoiles optiquement et physiquement multiples. Si le nombre d'étoiles d'un système peut être vu à l'œil nu, avec des jumelles ou un télescope, alors ces étoiles sont appelées visuellement multiples. Si des mesures spectrales supplémentaires sont nécessaires pour déterminer la multiplicité du système, alors cette système spectralement multiple. Et, si la multiplicité du système est déterminée par le changement de luminosité, alors ceci système à éclipses. Un exemple simple d'étoile triple est présenté ci-dessous - c'est une étoile HD 188753 dans la constellation du Cygne :

Triple étoile HD 188753

Comme vous pouvez le voir sur l’image ci-dessus, dans un système triple, il existe une paire d’étoiles étroitement associées et une étoile distante de masse plus élevée, autour desquelles la paire tourne. Mais le plus souvent, une étoile lointaine orbite autour de deux étoiles étroitement liées qui forment une seule unité. Une telle paire s'appelle principal.

Bien entendu, la multiplicité ne se limite pas à trois étoiles. Il existe des systèmes de quatre, cinq et six étoiles. Plus la multiplicité est élevée, plus le nombre de ces systèmes est réduit. Par exemple, l’étoile ε Lyrae représente deux paires interconnectées, situées à grande distance l’une de l’autre. Les scientifiques ont calculé approximativement que la distance entre les paires devrait être 5 fois ou plus supérieure à la distance entre les étoiles au sein d'une paire.

Le meilleur exemple d’un système stellaire sextuple est Castor dans la constellation. Dans ce document, trois paires d'étoiles interagissent les unes avec les autres de manière organisée. Plus de 6 étoiles n'ont pas encore été découvertes dans le système.

De multiples étoiles occupent autant les astronomes-observateurs que les objets du ciel profond. Les systèmes stellaires sont particulièrement beaux lorsque leurs composants ont des nuances de couleurs différentes, par exemple, l'un d'eux est rouge froid et l'autre est chaud et brillant. étoile bleue. Il existe de nombreux ouvrages de référence présentant des caractéristiques détaillées des étoiles doubles et multiples les plus célèbres et les plus intéressantes pour l'observation. Je vais vous présenter certains des systèmes dans un article séparé.

Parfois, vous pouvez voir deux étoiles ou plus rapprochées dans le ciel nocturne. Celles qui sont en réalité éloignées les unes des autres et n’ont aucune connexion physique les unes avec les autres sont appelées étoiles doubles optiques. Visuellement, ils paraissent proches, car ils sont projetés en des points très rapprochés de la sphère céleste. Contrairement à eux, doublé physique sont appelées étoiles qui forment un système dynamique unique et tournent autour d'un centre de masse commun sous l'influence de forces d'attraction mutuelle. Parfois, vous pouvez observer des associations de trois étoiles ou même plus (ce qu'on appelle les systèmes triples et multiples). Si les deux composantes d'une étoile binaire sont suffisamment éloignées l'une de l'autre pour être visibles séparément, alors ces binaires sont appelées visuellement double. La dualité des paires dont les composants ne sont pas visibles individuellement peut être détectée soit par photométrie (par ex. étoiles variables à éclipses), ou spectroscopiquement (par exemple, binaires spectroscopiques).

Dans la nature, les étoiles doubles sont assez courantes. Pour déterminer s'il existe une connexion physique entre une paire d'étoiles et si la paire est une paire optique binaire, les astronomes effectuent des observations à long terme pour déterminer le mouvement orbital par rapport à l'autre. La dualité physique de ces étoiles peut, avec une forte probabilité, être détectée par leurs propres mouvements, car les étoiles formant une paire physique ont presque le même mouvement propre. Dans certains cas, une seule des étoiles en mouvement orbital mutuel est visible et sa trajectoire dans le ciel ressemble à une ligne ondulée.

photo : étoile visuellement double Sirius (Sirius A et Sirius B)

Actuellement, plusieurs dizaines de milliers d’étoiles doubles à vue rapprochée ont été découvertes. Seul un dixième d’entre eux détectent de manière fiable les mouvements orbitaux relatifs, et seulement pour 1 % (environ 500 étoiles) il est possible de calculer des orbites. Le mouvement des étoiles d’une paire se produit conformément aux lois de Kepler : autour d’un centre de masse commun, les deux composantes décrivent des étoiles similaires dans l’espace (c’est-à-dire avec la même excentricité). orbites elliptiques. L'orbite de l'étoile satellite par rapport à l'étoile principale a la même excentricité, si cette dernière est considérée comme stationnaire. Si l'orbite du mouvement relatif est connue à partir d'observations, alors la somme des masses des composants de l'étoile binaire peut être déterminée. Si le rapport des demi-axes des orbites des étoiles par rapport au centre de masse est connu, alors il est également possible de trouver le rapport des masses et, par conséquent, la masse de chaque étoile séparément. C'est grande valeurétudier les étoiles doubles en astronomie, ce qui permet de déterminer une caractéristique importante d'une étoile - la masse, dont la connaissance est nécessaire à la recherche structure interneétoile et son ambiance. Parfois basé sur des éléments complexes propre mouvement d'une seule étoile par rapport aux étoiles du fond, on peut juger qu'elle possède un satellite, qui ne peut être vu soit à cause de sa proximité avec l'étoile principale, soit à cause de sa luminosité nettement plus faible (satellite sombre). C'est ainsi que furent découvertes les premières naines blanches - les satellites de Sirius et Procyon, qui furent ensuite découverts visuellement.

Variables à éclipses sont appelées des paires d'étoiles si proches, inséparables lors de l'observation, dans lesquelles l'étoile stellaire visible change en raison des éclipses périodiques d'un composant du système pour l'observateur par l'autre. Dans une telle paire, l'étoile avec la luminosité la plus élevée est appelée l'étoile principale et celle avec la luminosité la plus faible est appelée le satellite. Les représentants éminents des étoiles de ce type sont les étoiles Algol (β Persei) et β Lyrae. En raison des éclipses régulières de l'étoile principale par le satellite, ainsi que du satellite par l'étoile principale, la magnitude visible totale des éclipses change périodiquement. Un graphique montrant l’évolution du flux de rayonnement d’une étoile au fil du temps est appelé courbe de lumière. Le moment auquel l'étoile a la plus petite magnitude apparente est appelé l'époque du maximum, et le plus grand, l'époque du minimum. L'amplitude est la différence entre les magnitudes stellaires au minimum et au maximum, et la période de variabilité est l'intervalle de temps entre deux maximums ou minimums successifs. Algol, par exemple, a une période de variabilité d'un peu moins de 3 jours, et β Lyrae a une période de variabilité de plus de 12 jours. En regardant la courbe de lumière d'une étoile variable à éclipse, vous pouvez trouver les éléments orbitaux d'une étoile par rapport à une autre, les tailles relatives des composants, et parfois même vous faire une idée de leur forme. Actuellement, plus de 4 000 étoiles variables à éclipses de différents types sont connues. La durée minimale connue est inférieure à une heure, la plus longue est de 57 ans.

photo : étoile variable à éclipse Algol (β Persei)

Dans le spectre de certaines étoiles, on peut observer des bifurcations périodiques ou des fluctuations dans la position des raies spectrales. Si ces étoiles sont des variables à éclipse, alors les oscillations des raies spectrales se produisent avec la même période que le changement de luminosité. De plus, aux moments de conjonctions, lorsque le mouvement des deux étoiles est perpendiculaire à la ligne de visée, l'écart des raies spectrales par rapport à la position moyenne est nul. Le reste du temps, on observe une bifurcation des raies spectrales communes aux deux étoiles, atteignant sa plus grande valeur à la vitesse radiale la plus élevée des composantes, l'une en direction de l'observateur, et l'autre en s'en éloignant. Si le spectre observé appartient à une seule des deux étoiles (et que le spectre de la seconde n'est pas visible en raison de sa faiblesse), alors au lieu de bifurquer les raies, on observe qu'elles se déplacent soit vers la partie rouge, soit vers la partie bleue de l'étoile. le spectre. La dépendance temporelle de la vitesse radiale déterminée à partir des déplacements linéaires est appelée courbe de vitesse radiale. Les étoiles dont la dualité ne peut être établie que sur la base d'observations spectrales sont appelées doubles spectroscopiques. Contrairement aux étoiles variables à éclipses, dont les plans orbitaux font un angle assez petit avec la ligne de visée, les étoiles binaires spectroscopiques peuvent également être observées dans les cas où cet angle est beaucoup plus grand. Et seulement si le plan orbital est proche du plan de l'image, le mouvement des étoiles ne provoque pas de déplacement notable des lignes, et alors la dualité de l'étoile ne peut pas être détectée. Si le plan orbital passe par la ligne de visée, alors le plus grand déplacement des raies spectrales permet de déterminer la valeur de la vitesse totale V du mouvement des étoiles par rapport au centre de masse du système en deux points diamétralement opposés de l'orbite.

Dans les cas où la courbe de vitesse radiale est connue pour une étoile variable à éclipse, il est possible de déterminer les éléments orbitaux les plus complets et les plus fiables, ainsi que des caractéristiques telles que la taille et la forme des étoiles, et même leur masse. Toutes les quantités linéaires sont déterminées en kilomètres. Actuellement, environ 2 500 étoiles ont été découvertes, dont la double nature a été établie uniquement sur la base d'observations spectrales. Pour environ 750 d'entre eux, il a été possible d'obtenir des courbes de vitesses radiales, qui ont permis de retrouver les périodes orbitales et la forme orbitale. L'étude spectroscopique des étoiles binaires est particulièrement importante, car elle nous permet d'avoir un aperçu des masses objets distants une luminosité élevée et donc des étoiles assez massives.

riz. Le système binaire spectroscopique proche β Lyrae

Fermer les systèmes binaires sont tels couples de célébrités, dont la distance peut être comparée à leurs tailles. Dans ce cas, les interactions de marée entre les composants du système commencent à jouer un rôle important. Sous l'influence des forces de marée, les surfaces des deux étoiles cessent d'être sphériques, les étoiles acquièrent une forme ellipsoïdale et présentent des bosses de marée dirigées l'une vers l'autre, comme les marées lunaires dans l'océan terrestre. La forme que prend un corps constitué de gaz est déterminée par la surface passant par des points avec les mêmes valeurs de potentiel gravitationnel. De telles surfaces d'étoiles sont appelées équipotentielles. Si les couches externes des étoiles s'étendent au-delà du lobe interne de Roche, alors, se propageant le long des surfaces équipotentielles, le gaz peut, d'une part, s'écouler d'une étoile à l'autre et, d'autre part, former une coquille recouvrant les deux étoiles. Un exemple classique d'un tel système est l'étoile β Lyrae, dont les observations spectrales permettent de détecter à la fois l'enveloppe commune du binaire proche et le flux de gaz du satellite vers l'étoile principale.