Système stellaire

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Ne doit pas être confondu avec système planétaire ou association stellaire.

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[modifier | modifier le code]

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Systèmes stellaires binaires[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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.

Vue d'artiste des orbites de HD 188753, un système stellaire triple hiérarchique.

Observation[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

Binaire[modifier | modifier le code]

Triple[modifier | modifier le code]

  • 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 188753A, une naine jaune, de HD 188753B, une naine orange et de HD 188753C, 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.

Quadruple[modifier | modifier le code]

Quintuple[modifier | modifier le code]

Sextuple[modifier | modifier le code]

Septuple[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ A.S. Bhatia, Dictionnaire de l'Astronomie et de la technologie spatiale (Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology), New Delhi, Deep & Deep, (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) », (consulté le )
  3. ↑ Maggie McKee, « Vie improbable dans les systèmes stellaires sans astéroïdes (Life unlikely in asteroid-ridden star system) », NewScientist.com news service, (consulté le )
  4. ↑ (en) John R. Percy, Understanding Variable Stars (Comprendre les étoiles variables), Cambridge, Cambridge University Press, , 350 p. (ISBN 978-0-521-23253-1 et 0-521-23253-8), p. 16
  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, , 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)
  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, no 1,‎ , p. 75-84 (DOI 10.1051/aas:1997181, lire en ligne)
  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.
  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
  16. ↑ 4 Centauri, entry in the Multiple Star Catalog.
  17. ↑ The Binary Stars, R. G. Aitken, New York: Semi-Centennial Publications of the University of California, 1918, p. 1.
  18. ↑ Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  19. ↑ A New View of Mizar, Leos Ondra, consulté le .
  20. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « Mu Draconis », sur Multiple Star Catalog (MSC)
  21. ↑ Beta Capricorni, sur le Multiple Star Catalog
  22. ↑ (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, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, Bibcode 2008MNRAS.389..869E, arXiv 0806.2878)
  23. ↑ Zeta Cancri, sur le Multiple Star Catalog
  24. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « Xi Ursae Majoris », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  25. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « Iota Cassiopeiae », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  26. ↑ 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, no 2,‎ , p. 1812–1825 (DOI 10.1093/mnras/stw1745, lire en ligne)
  27. ↑ Astronomers Discover Quintuple Star System, sci-news.com, 7 juin 2015
  28. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « HR 5834/5833 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  29. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « Acrux », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  30. ↑ (en) Andrei Tokovinin, « HR 6918 », sur Multiple Star Catalog (MSC) (consulté le )
  31. ↑ Nu Scorpii, sur le Multiple Star Catalog
  32. ↑ AR Cassiopeiae, sur le Multiple Star Catalog

Sources[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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