Les systèmes binaires

Nous aborderons dans cet article le cas des étoiles binaires et nous verrons comment les classifier en fonction de la forme de leur courbe de lumière. Ces systèmes sont des variables extrinsèques, c’est à dire que la variation de luminosité observée est due à une cause externe à l’étoile, par effet optique ou par interaction. Les périodes et les amplitudes de variation de luminosités observés sont compatibles avec la méthode décrite dans l’article sur la recherche d’étoiles variables. Ces systèmes sont intéressants à étudier puisqu’ils sont très diversifiés et rendent compte de phénomènes parfois exotiques.

Une typologie des étoiles variables est disponible sur le Variable Star Index de l’AAVSO. Cette classification est basée sur la forme des courbes de lumières. Pour les étoiles binaires, la forme de la courbe est principalement due à deux paramètres : la distance entre les deux composantes (détachées ou en contact) et de l’angle suivant lequel on observe le système (avec ou sans éclipses).

EA : Binaire à éclipses de type Algol, dont les deux composantes sont détachées et ont une forme sphérique ou quasi-sphérique. Il peut y avoir dans certains cas un transfert de masse d’une étoile vers l’autre. Comme le montre la Figure 1, les minimums primaires et secondaires sont bien marqués. Entre les éclipses, il n’y a pas (ou peu) de variation de luminosité. La chute de lumière observée lors des éclipses peut être très différente d’un système à l’autre et peut atteindre plusieurs magnitudes d’amplitude. Le minimum secondaire peut dans certains cas être plus faible que le primaire, voir carrément absent. Les périodes de rotation sont très variées, de 0,2 jour à plusieurs années.

EB : Binaire à éclipses de type ß Lyrae, dont les deux composantes sont proches du contact. Les forces de marée influencent fortement la structure des deux étoiles qui forment alors des ellipsoïdes. L’étoile primaire est moins massive que sa compagne. Elle remplie complètement son lobe de Roche et perd de la matière. La Figure 2 montre qu’il est impossible de déterminer exactement le début et la fin des éclipses car la luminosité varie de façon continue. Le minimum secondaire est observé dans tous les cas et sa profondeur est généralement plus faible que le minimum primaire. L’amplitude de luminosité maximum ne dépasse pas 2 magnitudes.

Figure 1 : Système binaire de type EA

Figure 1 : Système binaire de type EA

Figure 2 : Système binaire de type EB

Figure 2 : Système binaire de type EB












EW : Binaire à éclipses de type W Ursae Majoris, dont les deux composantes remplissent leur lobe de roche et on une forme très ellipsoïdale. Les deux étoiles peuvent avoir des masses différentes mais leurs températures sont comparables. Elles sont en contact et partagent une enveloppe commune. La Figure 3 montre une courbe de lumière en perpétuelle variation et les minimum primaires et secondaires ont quasiment la même profondeur. L’amplitude de luminosité est toujours inférieure à 0,8 magnitude. Les périodes de rotation de ce type d’étoiles sont comprises entre 0,25 et 1 jour. A noter qu’un petit nombre d’EW présentent un maximum plus faible que l’autre. Ce phénomène, appelé effet O’Connell, est sujet à controverses et n’est pas encore clairement expliqué.

ELL : Binaire ellipsoïdales sans éclipse. Il s’agit d’étoiles binaires pouvant appartenir aux trois cas précédents mais dont l’angle du plan de révolution du système ne permet pas d’observer les éclipses. La courbe de la Figure 4 a la forme d’une sinusoïde quasi-parfaite et l’amplitude est de l’ordre du dixième de magnitude.

Figure 3 : Système binaire de type EW

Figure 3 : Système binaire de type EW

Figure 4 : Système binaire de type ELL

Figure 4 : Système binaire de type ELL












On trouve sur internet des applications comme StarLight Pro qui permettent de simuler la courbe de lumière théorique d’une étoile binaire en fonction des caractéristiques physiques du système que l’on peut définir. Ce type d’outil est très intéressant pour comprendre l’influence des différents paramètres (inclinaison, rapport de masse, températures…) sur la variation de luminosité globale du système. Inversement, à partir des courbes de lumières obtenues par photométrie et du profil de vitesses radiales du système mesuré par spectroscopie, il est possible de reconstruire en rois dimensions le système binaire observé. Les logiciels Phoebe et Binary Maker y sont dédiés mais cette technique reste complexe à mettre en oeuvre.


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