Binaire visuelle. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une étoile double visuelle est un couple d'étoiles proches sur le ciel dont les deux composantes peuvent être observées séparément avec un instrument comme un télescope, et cette définition dépend donc en particulier du pouvoir de résolution de l'instrument. Parmi celles-ci, les binaires visuelles sont celles dont la propriété d'étoile binaire est révélée en général par le mouvement orbital relatif de la secondaire autour de la primaire. Historique[modifier | modifier le code] Les doubles visuelles[modifier | modifier le code] Bien que Mizar et son cavalier Alcor, avec leur séparation de 12', aient probablement servi de test d'acuité visuelle depuis l'Antiquité, la première utilisation du terme « étoile double » qui nous soit parvenue provient de Ptolémée dans l'Almageste (Vol VII-VIII, ~137) : il s'agit de ν1 et ν2 Sagittarii, de séparation 14', indiquée comme « Quæ in oculo [du Sagittaire] est nebulosa et bina » (cf.
Peters & Knobel 1915). Binaire spectroscopique. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Mouvement d'une binaire spectroscopique. Une binaire spectroscopique est une étoile binaire dont le mouvement orbital est mis en évidence par la variation de la vitesse radiale d'une ou des deux composantes du système. Cette vitesse est mesurée grâce à un spectrographe, en observant le déplacement par effet Doppler-Fizeau des raies spectrales de l'étoile, dû à sa vitesse orbitale le long de la ligne de visée.
Cette méthode a également conduit à la détection de la plupart des planètes extrasolaires connues à ce jour. Historique[modifier | modifier le code] Hermann Carl Vogel a été le premier à observer le phénomène oscillatoire des raies d'Algol à l'Observatoire de Potsdam, en novembre 1889 (Vogel, 1890) : avant un minimum de la courbe de lumière de cette binaire à éclipses, l'étoile s'éloignait du Soleil, alors qu'elle s'en rapprochait après ce minimum. Courbe des vitesses radiales des deux composantes de la BS2 Mizar A. km/s avec km/s où: Binaire à éclipses. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
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 stellaire du système est connue, il est possible de déterminer l'ensemble des caractéristiques des deux membres (masse, densité, luminosité, …). Histoire[modifier | modifier le code] Courbe de lumière[modifier | modifier le code] La courbe de lumière d'une binaire à éclipses 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 totale tandis que l'autre sera obscurcit par une éclipse annulaire. Types[modifier | modifier le code] Algolide β Lyrae.
Binaire à contact. Binaire détachée. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une étoile binaire détachée. En astronomie, une étoile binaire est dite binaire détachée lorsque les deux étoiles qui la composent sont suffisamment éloignées l'une de l'autre pour qu'aucune ne remplisse son lobe de Roche. Dans ce cas, il n'y a pas d'échange de matière entre elles. De plus, les forces de marée entre les deux corps sont relativement faibles. C'est le cas de la plupart des étoiles binaires. Portail de l’astronomie. Binaire semi-détachée. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une étoile binaire semi-détachée. En astronomie, une étoile binaire est dite binaire semi-détachée si l'une (et seulement une) de ses étoiles remplit son lobe de Roche. Il se produit alors un échange de matière de cette étoile vers l'autre. Cela a pour conséquence de modifier l'évolution du système.
Dans la plupart des cas, cet échange de matière se traduit par un disque d'accrétion qui se forme autour de l'étoile receveuse. Ce genre de système est courant dans les novae, les supernovae de type Ia, ainsi que les binaires X et autres microquasars. Portail de l’astronomie. Étoile multiple. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Vue d'artiste de HD 188753, un système à trois étoiles Une étoile multiple est un système stellaire composé de trois étoiles ou plus.
Ni les étoiles doubles (deux étoiles) ni les amas stellaires (plusieurs dizaines d'étoiles) ne sont considérés comme des étoiles multiples. Il existe des systèmes ternaires (ou triples), c'est-à-dire à trois étoiles, tels qu'Alpha Centauri ou Acrux ou d'autres systèmes encore plus complexes à quatre, cinq, six étoiles. La plupart des étoiles multiples sont organisées de manière hiérarchique, avec de petites orbites imbriquées dans les grandes orbites.
Dans ces systèmes, il existe peu d'interactions entre les orbites et, comme dans les étoiles binaires, les orbites sont stables. Articles connexes[modifier | modifier le code] Portail de l’astronomie.