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Un système stellaire consiste en un petit nombre d'étoiles qui sont liées par l'attraction gravitationnelle et de ce fait orbitent les unes autour des autres^[1]. Les étoiles qui constituent un système stellaire sont appelées ses composantes. Suivant le nombre d'étoiles, on parle de système binaire, triple (ou ternaire), quadruple, etc. Un grand nombre d'étoiles liées par la gravitation est généralement désigné comme un amas d'étoiles ou bien une galaxie. Notons qu'au sens large, il s'agit aussi de systèmes stellaires.

On emploie aussi parfois improprement l'expression système stellaire pour se référer à une seule étoile dotée d'un système planétaire de corps plus petits en orbite autour d'elle^[2]^,^[3].

Histoire

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Systèmes stellaires binaires

Article détaillé : Étoile binaire.

Un système stellaire de deux étoiles est appelé étoile binaire, ou système (stellaire) binaire ou encore étoile double physique. S'il n'existe pas d'effets de forces de marée, ni de perturbation provenant d'autres forces, ni aucun transfert de masse d'une étoile à l'autre, alors un tel système est stable et les deux étoiles parcourront indéfiniment une orbite elliptique autour du centre de masse du système (voir Problème à deux corps).

On peut citer comme exemples de systèmes binaires : Alpha Canis Majoris (ou α Cma, ou encore Sirius), Alpha Canis Minoris (ou α Cmi, ou encore Procyon) ou encore Cygnus X-1, ce dernier système étant probablement constitué d'une étoile et d'un trou noir.

Système stellaire multiple

Article détaillé : Étoile multiple.

Les systèmes d'étoiles multiples ou étoiles multiples physiques sont des systèmes stellaires comportant plus de deux étoiles^[4]^,^[5]. Les systèmes stellaires à étoiles multiples sont dits triples, trinaires ou ternaires s'ils contiennent trois étoiles ; quadruples ou quaternaires s'ils en contiennent quatre ; quintuples, sextuples, septuples et ainsi de suite s'ils en contiennent respectivement cinq, six, sept, etc. Ces systèmes sont plus petits que des amas stellaires ouverts qui ont des dynamiques plus complexes et regroupent typiquement de 100 à 1000 étoiles^[6].

Dynamique

Théoriquement, la modélisation d'un système d'étoiles multiples est plus complexe que celle d'un système binaire, du fait que le système dynamique concerné, le problème à N corps, peut mettre en évidence des comportements chaotiques. De nombreuses configurations de petits groupes d'étoiles s'avèrent instables, lorsqu'une étoile se rapproche incidemment très près d'une autre, et qu'elle est accélérée jusqu'à être éjectée du système^[7]. Cette instabilité peut être évitée si le système est ce que David S. Evans a baptisé hiérarchique^[8]. Dans un système hiérarchique, les étoiles du système peuvent être divisées en deux groupes plus petits, chacun d'entre eux parcourant une grande orbite autour du centre de masse du système. Chacun de ces groupes plus petits doit lui-même être hiérarchique, ce qui signifie qu'ils doivent être divisés entre des sous-groupes plus petits, qui eux-mêmes sont hiérarchiques, et ainsi de suite. Dans ce cas, le mouvement des étoiles continuera d'approximer des orbites képlériennes stables autour du centre de masse du système^[9] à la différence de la dynamique plus complexe des grands nombres d'étoiles des amas stellaires et des galaxies.

Observation

La plupart des systèmes stellaires multiples connus sont des systèmes triples. Pour de plus grands multiples, le nombre de systèmes observés décroît exponentiellement comme croît le multiple^[10]. Par exemple, dans la révision de 1999 du Catalogue de Tokovinine^[5] des étoiles multiples physiques, 551 des 728 systèmes décrits sont triples. Cependant, du fait des effets de sélection notre connaissance de ces statistiques est très incomplète^[11].

À cause de l'instabilité dynamique déjà mentionnée, les systèmes triples sont souvent hiérarchiques : ils contiennent une paire d'étoiles proches liée à un compagnon plus éloigné. Les systèmes avec des multiplicités supérieures sont en général hiérarchiques également^[10]. On connaît des systèmes ayant jusqu'à sept^[12] étoiles : par exemple Castor (α Geminorum), qui comprend une paire binaire à une orbite relativement distante de deux autres paires binaires plus proches^[13]. ADS 9731 est un autre système sextuple connu qui comprend une paire de systèmes triples, chacun d'entre eux étant une binaire spectroscopique en orbite avec une étoile simple^[14].

Exemples

Binaire

α CMa (α Canis Majoris ou Sirius), une étoile binaire composée d'une étoile de type A de la séquence principale et d'une naine blanche.
ε Aur (Epsilon Aurigae), une binaire à éclipses.

Triple

Polaris, l'étoile polaire, est un système stellaire triple dans lequel l'étoile compagnon proche est extrêmement rapprochée de l'étoile principale (tellement qu'elle n'était connue que par son attraction gravitationnelle sur Polaris A jusqu'à ce qu'elle soit photographiée par le Télescope spatial Hubble en 2006).
α Cen (α Centauri) est une étoile triple composée d'une paire principale de naines jaunes (α Cen A et α Cen B), et une naine rouge excentrée, Proxima Centauri. A et B sont des binaires physiques, avec une orbite excentrique dans lesquelles A et B peuvent se rapprocher jusqu'à 11 ua ou s'éloigner jusqu'à 36 ua. Proxima est beaucoup plus loin (~15000 ua) de A et B qu'elles ne le sont l'une de l'autre. Bien que cette distance soit toujours petite en regard des autres distances interstellaires, on peut se demander si Proxima est bien liée gravitationnellement à A et B^[15].
HD 188753 est un système stellaire triple situé approximativement à 149 années-lumière de la Terre dans la constellation du Cygne. Le système se compose de HD 188753 A, une naine jaune, de HD 188753 B, une naine orange et de HD 188753 C, une naine rouge. B et C orbitent l'une autour de l'autre en 156 jours, et, en groupe, orbitent autour de A en 25,7 ans.
HR 9038 est un système stellaire triple situé approximativement à 35 années-lumière de la Terre dans la constellation de Céphée.
Beta Monocerotis, système constitué de trois étoiles Be sur la séquence principale^[16].

Quadruple

4 Centauri^[17]
Mizar est souvent présentée comme ayant été la première étoile binaire découverte quand elle a été observée en 1650 par Giovanni Battista Riccioli^[18]^,^[19] mais elle a probablement été observée plus tôt, par Benedetto Castelli et Galilée. Ultérieurement, la spectroscopie de ses composants Mizar A et B révéla qu'elles étaient elles-mêmes chacune des binaires^[20].
Mu Draconis^[21]
HD 98800
Kepler-64
BG Indi, système quadruple constitué de deux binaires à éclipses le plus proche de la Terre^[22].

Quintuple

Beta Capricorni (Dabih)^[23]
Epsilon Hydrae^[24]
Zeta Cancri^[25]
Xi Ursae Majoris^[26]
Iota Cassiopeiae^[27]
E1213/E1234^[28]
1SWASP J093010.78+533859.5 (J093010)^[29]
KIC 4150611^[28]
HD 181469^[28]
HD 27638^[28]
HD 155448^[28]
14 Aurigae^[28]
Zeta Coronae Borealis^[30]
Sigma Coronae Borealis^[28]
GG Tauri^[28]
HIP 28790/28764^[28]
HIP 64478^[28]
V994 Herculis^[28]

Sextuple

Septuple

Voir aussi

Références

↑ A.S. Bhatia, Dictionnaire de l'Astronomie et de la technologie spatiale (Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology), New Delhi, Deep & Deep, 2005 (ISBN 81-7629-741-0), « "Système stellaire" »
↑ « Astronomers discover a nearby star system just like our own Solar System (Les astronomes ont découvert un système stellaire proche exactement pareil à notre propre Système solaire) », 18 juillet 1998 (consulté le 23 septembre 2007)
↑ Maggie McKee, « Vie improbable dans les systèmes stellaires sans astéroïdes (Life unlikely in asteroid-ridden star system) », NewScientist.com news service, 7 juillet 2004 (consulté le 23 septembre 2007)
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↑ Nu Scorpii, sur le Multiple Star Catalog
↑ AR Cassiopeiae, sur le Multiple Star Catalog

Sources

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Star system » (voir la liste des auteurs).

Liens externes

[1] A.S. Bhatia, Dictionnaire de l'Astronomie et de la technologie spatiale (Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology), New Delhi, Deep & Deep, 2005 (ISBN 81-7629-741-0), « "Système stellaire" »

[2] « Astronomers discover a nearby star system just like our own Solar System (Les astronomes ont découvert un système stellaire proche exactement pareil à notre propre Système solaire) », 18 juillet 1998 (consulté le 23 septembre 2007)

[3] Maggie McKee, « Vie improbable dans les systèmes stellaires sans astéroïdes (Life unlikely in asteroid-ridden star system) », NewScientist.com news service, 7 juillet 2004 (consulté le 23 septembre 2007)

[4] (en) John R. Percy, Understanding Variable Stars (Comprendre les étoiles variables), Cambridge, Cambridge University Press, 2007, 350 p. (ISBN 978-0-521-23253-1 et 0-521-23253-8), p. 16

[tokc-5] {a et b} MSC-a catalogue of physical multiple stars, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (1997), 75–84; online versions at VizieR and the Multiple Star Catalog

[6] James Binney et Scott Tremaine, Galactic Dynamics (La dynamique galactique), Princeton University Press, 1987, 733 p. (ISBN 0-691-08445-9, lire en ligne), p. 24

[7] Multiple Stellar Systems: Types and Stability, Peter J. T. Leonard, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, P. Murdin, ed., online edition at the « Institute of Physics »^{(Archive.org • Wikiwix • Archive.is • Google • Que faire ?)}, orig. ed. published by Nature Publishing Group, 2001

[8] Stars of Higher Multiplicity, David S. Evans, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 9 (1968), 388–400

[9] Dynamics of multiple stars: observations, A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", August 16-20, 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print)

[tok1-10] {a et b} Statistics of multiple stars: some clues to formation mechanisms, A. Tokovinin, in the proceedings of IAU Symposium 200, The Formation of Binary Stars, Potsdam, Germany, April 10–15, 2000. Bibcode 2001IAUS..200...84T

[11] Statistics of multiple stars, A. Tokovinin, in The Environment and Evolution of Double and Multiple Stars, Proceedings of IAU Colloquium 191, held 3-7 February, 2002 in Merida, Yucatan, Mexico, edited by Christine Allen and Colin Scarfe, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 21 (August 2004), pp. 7-14

[12] (en) A. A. Tokovinin, « MSC - a catalogue of physical multiple stars », Astron. Astrophys. Suppl. Ser., vol. 124, n^o 1,‎ juillet 1997, p. 75-84 (DOI 10.1051/aas:1997181, lire en ligne)

[castor-13] {a et b} Castor A and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation, B. Stelzer and V. Burwitz, Astronomy and Astrophysics 402 (May 2003), pp. 719–728.

[ads9731-14] {a et b} ADS 9731: A new sextuple system, A. A. Tokovinin, N. I. Shatskii, and A. K. Magnitskii, Astronomy Letters, 24, #6 (November 1998), pp. 795–801.

[15] Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?, Jeremy G. Wertheimer, Gregory Laughlin, Astronomical Journal 132, #5 (November 2006), pp. 1995–1997

[BSC-16] (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5^e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ 1995 (Bibcode 1995yCat.5050....0H)

[17] 4 Centauri, entry in the Multiple Star Catalog.

[18] The Binary Stars, R. G. Aitken, New York: Semi-Centennial Publications of the University of California, 1918, p. 1.

[19] Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.

[mizar-20] A New View of Mizar, Leos Ondra, consulté le 26 mai 2007.

[21] (en) Andrei Tokovinin, « Mu Draconis », sur Multiple Star Catalog (MSC)

[22] (en) T. Borkovits, S. A. Rappaport, P F L. Maxted et al., « BG Ind: The nearest doubly eclipsing, compact hierarchical quadruple system », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 503, n^o 3,‎ 2021, p. 3759–3774 (DOI 10.1093/mnras/stab621, Bibcode 2021MNRAS.503.3759B, arXiv 2103.00925)

[23] Beta Capricorni, sur le Multiple Star Catalog

[24] (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n^o 2,‎ septembre 2008, p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)

[25] Zeta Cancri, sur le Multiple Star Catalog

[26] (en) Andrei Tokovinin, « Xi Ursae Majoris », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le 7 août 2020)

[27] (en) Andrei Tokovinin, « Iota Cassiopeiae », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le 30 janvier 2021)

[quintuple_star-28] {a b c d e f g h i j et k} (en) S. Rappaport, H. Lehmann, B. Kalomeni, T. Borkovits, D. Latham, A. Bieryla, H. Ngo, D. Mawet, S. Howel I, E. Horch et al., « A Quintuple Star System Containing Two Eclipsing Binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 462, n^o 2,‎ 21 octobre 2016, p. 1812–1825 (DOI 10.1093/mnras/stw1745, lire en ligne)

[29] Astronomers Discover Quintuple Star System, sci-news.com, 7 juin 2015

[30] (en) Andrei Tokovinin, « HR 5834/5833 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le 4 août 2023)

[31] (en) Andrei Tokovinin, « Acrux », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le 9 avril 2020)

[32] (en) Andrei Tokovinin, « HR 6918 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le 12 mars 2021)

[33] Nu Scorpii, sur le Multiple Star Catalog

[34] AR Cassiopeiae, sur le Multiple Star Catalog

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Histoire

Systèmes stellaires binaires

Système stellaire multiple

Dynamique

Observation

Exemples

Binaire

Triple

Quadruple

Quintuple

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