« Binaire à éclipses » : différence entre les versions

Une '''([[étoile]]) [[Système binaire (astronomie)|binaire]] à [[éclipse]]s'''<ref name="Termium Plus">{{en}} Entrée {{lien web|titre=binaire à éclipseséclipse|url=http://www.btb.termiumplus.gc.ca/tpv2alpha/alpha-fra.html?lang=fra&i=1&index=frt&srchtxt=BINAIRE%20ECLIPSES|format=html|site=[[Termium Plus|TERMIUM Plus]]}}, la [[banque de données]] [[Terminologie|terminologiques]] et [[linguistique]]s du [[gouvernement du Canada]] (consulté le 25 février 2015)</ref>, ou '''(étoile) binaire [[Photométrie (astronomie)|photométrique]]'''<ref name="Termium Plus" />, 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'[[éclipse|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, ...luminosité…).

Les binaires à éclipses sont des [[étoile variable|étoiles variables]], non pas parce que la [[luminosité]] (ou la [[magnitude apparente]]) de l'un ou l'autre membre varie, mais parce qu'elles s'obscurcissent mutuellement. L'étoile la plus représentative des binaires à éclipses est [[Beta Persei|Algol]] (β [[Persée (constellation)|Persei]]), nommée « l'étoile du démon » par les anciens [[astronome]]s arabes, probablement parce qu'ils avaient remarqué ses variations de luminosité.

C'est [[John Goodricke]], un très jeune astronome britannique, qui découvrit , en [[1782]], que les baisses d'intensité lumineuse d'[[Beta Persei|Algol]] (β [[Persée (constellation)|Persei]]) se manifestaient tous les 2 jours 20 heures et 49 minutes, et qui interpréta ces variations périodiques en supposant la présence d'un compagnon sombre constituant ainsi un système binaire.

En ces temps-là, l'hypothèse passa pour fantaisiste et ce n'est qu'un siècle plus tard, en [[1890]], qu'elle fut confirmée par un astronome allemand, [[Hermann Carl Vogel]], qui observa le spectre lumineux d'[[Beta Persei|Algol]] (β [[Persée (constellation)|Persei]]). C'est ainsi qu'il constata que ses ondes se déplaçaient alternativement du bleu au rouge, avec exactement la même période que les variations lumineuses de l'étoile. Ce phénomène est dû à l'[[Effet Doppler-Fizeau|effet Doppler]], qui a une importance capitale en [[astronomie]] : il montre que la position des [[Raie spectrale|raies spectrales]] d'une source lumineuse se déplace vers le bleu si la source se rapproche de l'observateur, ou bien vers le rouge si elle s'en éloigne, ce phénomène augmentant d'autant plus que la vitesse est élevée. À partir des déplacements observés des raies d'Algol, [[Hermann Carl Vogel]] a donc pu déduire que celle qu'on croyait n'être qu'une étoile simple constituait en fait un système de deux étoiles qui tournent l'une autour de l'autre, ce qui a pour conséquence qu'alternativement elles s'éloignent et se rapprochent de nous.

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 obscurcitobscurci par une éclipse annulaire. La figure ci-contre donne un exemple théorique de ce à quoi peut ressembler la courbe de lumière d'une binaire à éclipses.

[[Image:Courbe lumiere binaire eclipse 1.png|rightvignette|300px|Chronogramme schématique d'une binaire à éclipses.]]

Dans la réalité, les courbes de lumière de ces étoiles sont nettement moins anguleuses, les transitions se faisant plus en "« douceur" ». La raison principale en est que la surface d'une étoile est rarement uniformément lumineuse ; la deuxième, plus marquée pour les couples très rapprochés, étant que les astres peuvent parfois être très déformés.

[[Image:Eclipsing binary star animation 2.gif|right|thumbvignette|Algolide.]]

*Les '''les [[étoile variable de type Algol|variables de type Algol]], parfois appelées Algolides''' (EA) : ce type est le plus répandu, on en a répertorié des milliers d'exemplaires, le modèle étant ''[[Beta Persei|Algol]]'' (β [[Persée (constellation)|Persei]]). Les minima sont plutôt nets et bien découpés, le minimum secondaire pouvant avoir une intensité importante ou au contraire être presque indétectable, suivant la luminosité de l'astre secondaire ou bien l'écart entre la ligne de vision de l'observateur et le plan de révolution du système.

[[Image:Eclipsing binary star animation 3.gif|right|thumbvignette|β Lyrae]]

*''' les [[étoile variable de type Beta Lyrae|variables de type Beta Lyrae''']] (EB) : Lele modèle de ce type est ''[[Beta Lyrae|Sheliak]]'' (β [[Lyre (constellation)|Lyrae]]), on en compte seulement quelques centaines. La courbe de lumière de ces couples est beaucoup plus arrondie que pour les algolides. En fait, un autre phénomène vient se superposer à la variation de luminosité due aux éclipses. Les deux astres sont déformés à cause de l'attraction gravitationnelle qu'ils exercent l'un sur l'autre, ce qui leur donne une forme très allongée, visible alternativement de face et de profil. La surface visible étant plus grande lorsqu'elles sont vues de profil, leur magnitude apparente augmente légèrement. Ces étoiles sont souvent des [[binaire semi-détachée|binaires semi-détachées]].

*''' les [[étoile variable de type W Ursae Majoris'''|variables de type W Ursae Majoris]] (EW) : (ωleur modèle est [[GrandeW Ourse|Ursae Majoris]]),. Cette famille qui regroupe des couples d'[[étoile naine|étoiles naines]], généralement assez âgées ([[naine blanche]]), et qui sont de dimension comparable entre elles. De ce fait, les minima principaux et secondaires sont quasiment de la même intensité. Comme pour les ''Beta Lyrae'', ces étoiles sont en contact, c’est-à-dire qu'il y a échange de matière entre les deux astres, mais les étoiles étant plus rapprochées, leurs courbes de lumière sont encore plus "« arrondies" ». Les deux astres étant très proches, les périodes des binaires de cette famille sont souvent très courtes, typiquement inférieures à une journée, et peuvent même être variables, à cause des transferts de masse (d'où déplacement du [[centre de gravité]]). Ces étoiles sont également des [[Étoile binaire à contact|binaires à contact]].

[[Catégorie:ÉclipseÉtoile binaire à éclipses|*]]