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« Système stellaire » : différence entre les versions

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Un '''système stellaire''' consiste en un petit nombre d'[[étoile]]s qui sont liées par l'[[gravitation|attraction gravitationnelle]] et de ce fait orbitent les unes autour des autres<ref>{{ouvrage|titre="Système stellaire"|ouvrage=Dictionnaire de l'Astronomie et de la technologie spatiale (Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology)|auteur=A.S. Bhatia|lieu=New Delhi|éditeur=Deep & Deep|année=2005|ISBN=81-7629-741-0}}</ref>. 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.
Un '''système stellaire''' consiste en un petit nombre d'[[étoile]]s qui sont liées par l'[[gravitation|attraction gravitationnelle]] et de ce fait orbitent les unes autour des autres<ref>{{Ouvrage|auteur1=A.S. Bhatia|titre chapitre="Système stellaire"|lieu=New Delhi|éditeur=Deep & Deep|année=2005|isbn=81-7629-741-0|titre=Dictionnaire de l'Astronomie et de la technologie spatiale (Modern Dictionary of Astronomy and Space Technology) }}</ref>. 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<ref>{{lien web|url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_epseri/|titre=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)|travaux=Joint Astronomy Centre|commentaire= communiqué de presse|date=18-07-1998|consulté le=23-09-2007}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web|url=http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123|titre=Vie improbable dans les systèmes stellaires sans astéroïdes (Life unlikely in asteroid-ridden star system)|auteur=Maggie McKee|éditeur=NewScientist.com news service|date=07-07-2004|consulté le=23-09-2007}}</ref>.
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<ref>{{lien web|url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_epseri/|titre=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)|travaux=Joint Astronomy Centre|commentaire= communiqué de presse|date=18-07-1998|consulté le=23-09-2007}}</ref>{{,}}<ref>{{lien web|url=http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123|titre=Vie improbable dans les systèmes stellaires sans astéroïdes (Life unlikely in asteroid-ridden star system)|auteur=Maggie McKee|éditeur=NewScientist.com news service|date=07-07-2004|consulté le=23-09-2007}}</ref>.

== Histoire ==
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== Systèmes stellaires binaires ==
== Systèmes stellaires binaires ==
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== Système stellaire multiple ==
== Système stellaire multiple ==
{{article détaillé|Étoile multiple}}
{{article détaillé|Étoile multiple}}
Les systèmes d'étoiles multiples ou [[étoile multiple|étoiles multiples]] physiques sont des systèmes stellaires comportant plus de deux étoiles<ref>{{ouvrage|page=16|titre=''Understanding Variable Stars'' (Comprendre les étoiles variables)|auteur=John R. Percy|lieu=Cambridge|éditeur=Cambridge University Press|année=2007|ISBN=0521232538}}</ref>{{,}}<ref name=tokc />. 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 ouvert|amas stellaires ouverts]] qui ont des dynamiques plus complexes et regroupent typiquement de 100 à 1000 étoiles<ref>{{ouvrage|page=24|titre=''Galactic Dynamics'' (La dynamique galactique)|auteur=James Binney and Scott Tremaine|éditeur=Princeton University Press|année=1987|ISBN=0691084459}}</ref>.
Les systèmes d'étoiles multiples ou [[étoile multiple|étoiles multiples]] physiques sont des systèmes stellaires comportant plus de deux étoiles<ref>{{Ouvrage|langue=en|auteur1=John R. Percy|titre=''Understanding Variable Stars'' (Comprendre les étoiles variables)|lieu=Cambridge|éditeur=[[Cambridge University Press]]|année=2007|pages totales=350|passage=16|isbn=978-0-521-23253-1|isbn2=0-521-23253-8}}</ref>{{,}}<ref name=tokc />. 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 ouvert|amas stellaires ouverts]] qui ont des dynamiques plus complexes et regroupent typiquement de 100 à 1000 étoiles<ref>{{Ouvrage|auteur1=James Binney|auteur2=Scott Tremaine|titre=''Galactic Dynamics'' (La dynamique galactique)|éditeur=[[Princeton University Press]]|année=1987|pages totales=733|passage=24|isbn=0-691-08445-9|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=01yNf7mipb0C&printsec=frontcover}}</ref>.


=== Dynamique ===
=== 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 [[Théorie du chaos|chaotiques]].
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 [[Théorie du chaos|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<ref>Multiple Stellar Systems: Types and Stability, Peter J. T. Leonard, in ''Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics'', P. Murdin, ed., online edition at the {{lien brisé|url=http://eaa.iop.org/ |titre=Institute of Physics }}, orig. ed. published by Nature Publishing Group, 2001</ref>. Cette instabilité peut être évitée si le système est ce que David S. Evans a baptisé ''hiérarchique''<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1968QJRAS...9..388E Stars of Higher Multiplicity], David S. Evans, ''Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society'' '''9''' (1968), 388–400</ref>. 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 [[Lois de Kepler|képlériennes]] stables autour du centre de masse du système<ref>[http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/papers/dynamics.pdf Dynamics of multiple stars: observations], A. Tokovinin, in "Massive Stars in Interacting Binaries", August 16-20, 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print)</ref> à la différence de la [[dynamique]] plus complexe des grands nombres d'[[étoile]]s des [[amas stellaire]]s et des [[galaxie]]s.
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<ref>Multiple Stellar Systems: Types and Stability, Peter J. T. Leonard, in ''Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics'', P. Murdin, ed., online edition at the {{lien brisé|url=http://eaa.iop.org/ |titre=Institute of Physics }}, orig. ed. published by Nature Publishing Group, 2001</ref>. Cette instabilité peut être évitée si le système est ce que David S. Evans a baptisé ''hiérarchique''<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1968QJRAS...9..388E Stars of Higher Multiplicity], David S. Evans, ''Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society'' '''9''' (1968), 388–400</ref>. 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 [[Lois de Kepler|képlériennes]] stables autour du centre de masse du système<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/papers/dynamics.pdf Dynamics of multiple stars: observations], [[Andreï Tokovinine|A. Tokovinin]], in "Massive Stars in Interacting Binaries", August 16-20, 2004, Quebec (ASP Conf. Ser., in print)</ref> à la différence de la [[dynamique]] plus complexe des grands nombres d'[[étoile]]s des [[amas stellaire]]s et des [[galaxie]]s.


[[Fichier:HD188753 orbit.jpg|thumb|250px|Vue d'artiste des orbites de [[HD 188753]], un système stellaire triple ''hiérarchique'']]
[[Fichier:HD188753 orbit.jpg|vignette|250px|Vue d'artiste des orbites de [[HD 188753]], un système stellaire triple ''hiérarchique''.]]


=== Observation ===
=== 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<ref name="tok1">[http://www.aip.de/IAU200/proc/tokovinin.ps.gz 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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001IAUS..200...84T 2001IAUS..200...84T]</ref>. Par exemple, dans la révision de 1999 du Catalogue de Tokovinine<ref name=tokc>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&AS..124...75T MSC-a catalogue of physical multiple stars], A. A. Tokovinin, ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''124''' (1997), 75–84; online versions at [http://cdsweb.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/A%2bAS/124/75 VizieR] and the [http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref> des étoiles multiples physiques, 551 des 728 systèmes décrits sont triples. Cependant, du fait des [[Biais de sélection|effets de sélection]] notre connaissance de ces statistiques est très incomplète<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..21....7T 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</ref>.
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<ref name="tok1">[http://www.aip.de/IAU200/proc/tokovinin.ps.gz Statistics of multiple stars: some clues to formation mechanisms], [[Andreï Tokovinine|A. Tokovinin]], in the proceedings of IAU Symposium 200, The Formation of Binary Stars, Potsdam, Germany, April 10–15, 2000. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001IAUS..200...84T 2001IAUS..200...84T]</ref>. Par exemple, dans la révision de 1999 du Catalogue de [[Andreï Tokovinine|Tokovinine]]<ref name=tokc>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&AS..124...75T MSC-a catalogue of physical multiple stars], [[Andreï Tokovinine|A. A. Tokovinin]], ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''124''' (1997), 75–84; online versions at [http://cdsweb.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/A%2bAS/124/75 VizieR] and the [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref> des étoiles multiples physiques, 551 des 728 systèmes décrits sont triples. Cependant, du fait des [[Biais de sélection|effets de sélection]] notre connaissance de ces statistiques est très incomplète<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..21....7T Statistics of multiple stars], [[Andreï Tokovinine|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</ref>.


À cause de l'instabilité dynamique déjà mentionnée, les systèmes triples sont souvent hiérarchiques : ils contiennent une paire d'[[étoile binaire|étoiles]] proches liée à un compagnon plus éloigné. Les systèmes avec des multiplicités supérieures sont en général hiérarchiques également<ref name="tok1" />. On connaît des systèmes ayant jusqu'à sept<ref>{{Article |titre=MSC - a catalogue of physical multiple stars |périodique=Astron. Astrophys. Suppl. Ser. |date=juillet 1997 |langue=en |auteur1=A. A. Tokovinin |lire en ligne=https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1997/10/ds1218.pdf |pages=75-84 |volume=124 |numéro=1 |doi=10.1051/aas:1997181 }}</ref> étoiles : par exemple [[Alpha Geminorum|Castor]] (α Geminorum), qui comprend une paire binaire à une orbite relativement distante de deux autres paires binaires plus proches<ref name="castor">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...402..719S 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.</ref>. [[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<ref name="ads9731">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AstL...24..795T 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.</ref>
À cause de l'instabilité dynamique déjà mentionnée, les systèmes triples sont souvent hiérarchiques : ils contiennent une paire d'[[étoile binaire|étoiles]] proches liée à un compagnon plus éloigné. Les systèmes avec des multiplicités supérieures sont en général hiérarchiques également<ref name="tok1" />. On connaît des systèmes ayant jusqu'à sept<ref>{{Article |titre=MSC - a catalogue of physical multiple stars |périodique=Astron. Astrophys. Suppl. Ser. |date=juillet 1997 |langue=en |auteur1=[[Andreï Tokovinine|A. A. Tokovinin]] |lire en ligne=https://aas.aanda.org/articles/aas/pdf/1997/10/ds1218.pdf |pages=75-84 |volume=124 |numéro=1 |doi=10.1051/aas:1997181 }}</ref> étoiles : par exemple [[Alpha Geminorum|Castor]] (α Geminorum), qui comprend une paire binaire à une orbite relativement distante de deux autres paires binaires plus proches<ref name="castor">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...402..719S 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.</ref>. [[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<ref name="ads9731">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AstL...24..795T ADS 9731: A new sextuple system], [[Andreï Tokovinine|A. A. Tokovinin]], N. I. Shatskii, and A. K. Magnitskii, ''Astronomy Letters'', '''24''', #6 (November 1998), pp. 795–801.</ref>.


== Exemples ==
== Exemples ==
=== Binaire ===
=== Binaire ===
* α CMa (α Canis Majoris ou [[Sirius]]), une étoile binaire composée d'une étoile de [[type spectral|type A]] de la [[séquence principale]] et d'une [[naine blanche]]
* α CMa (α Canis Majoris ou [[Sirius]]), une étoile binaire composée d'une étoile de [[Type spectral#Type A|type A]] de la [[séquence principale]] et d'une [[naine blanche]].
* ε Aur ([[Epsilon Aurigae]]), une [[étoile binaire|binaire]] à éclipses.
* ε Aur ([[Epsilon Aurigae]]), une [[étoile binaire|binaire]] à éclipses.


=== Triple ===
=== Triple ===
* [[Alpha Ursae Minoris|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).
* [[Alpha Ursae Minoris|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 ([[Alpha Centauri|α Centauri]]) est une étoile triple composée d'une paire principale de [[naine jaune|naines jaunes]] ([[Alpha Centauri A|α Cen A]] et [[Alpha Centauri B|α Cen B]]), et une [[naine rouge]] excentrée, [[Proxima Centauri]]. A et B sont des [[étoile binaire|binaires]] physiques, avec une [[orbite]] excentrique dans lesquelles A et B peuvent se rapprocher jusqu'à 11 [[unité astronomique|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<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.1995W Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?], Jeremy G. Wertheimer, Gregory Laughlin, ''Astronomical Journal'' '''132''', #5 (November 2006), pp. 1995–1997</ref>.
* α Cen ([[Alpha Centauri|α Centauri]]) est une étoile triple composée d'une paire principale de [[naine jaune|naines jaunes]] ([[Alpha Centauri A|α Cen A]] et [[Alpha Centauri B|α Cen B]]), et une [[naine rouge]] excentrée, [[Proxima Centauri]]. A et B sont des [[étoile binaire|binaires]] physiques, avec une [[orbite]] excentrique dans lesquelles A et B peuvent se rapprocher jusqu'à 11 [[unité astronomique|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<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.1995W Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?], Jeremy G. Wertheimer, Gregory Laughlin, ''Astronomical Journal'' '''132''', #5 (November 2006), pp. 1995–1997</ref>.
* [[HD 188753]] est un système stellaire triple situé approximativement à 149 [[année-lumière|années-lumière]] de la [[Terre]] dans la [[constellation]] du [[Cygne (constellation)|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.
* [[HD 188753]] est un système stellaire triple situé approximativement à 149 [[année-lumière|années-lumière]] de la [[Terre]] dans la [[constellation]] du [[Cygne (constellation)|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 [[année-lumière|années-lumière]] de la [[Terre]] dans la [[constellation]] de [[Céphée (constellation)|Céphée]].
* [[HR 9038]] est un système stellaire triple situé approximativement à 35 [[année-lumière|années-lumière]] de la [[Terre]] dans la [[constellation]] de [[Céphée (constellation)|Céphée]].


=== Quadruple ===
=== Quadruple ===
* [[4 Centauri]]<ref>[http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/index.php?cat=HD&number=120955 4 Centauri], entry in the [http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog].</ref>
* [[4 Centauri]]<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HD&number=120955 4 Centauri], entry in the [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog].</ref>
* [[Zeta Ursae Majoris|Mizar]] est souvent présentée comme ayant été la première [[étoile binaire]] découverte quand elle a été observée en 1650 par [[Giovanni Battista Riccioli]]<ref>''The Binary Stars'', R. G. Aitken, New York: Semi-Centennial Publications of the University of California, 1918, {{p.}}1.</ref>{{,}}<ref>[http://leo.astronomy.cz/mizar/riccioli.htm Vol. 1, part 1, p. 422, ''Almagestum Novum''], Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.</ref> mais elle a probablement été observée plus tôt, par [[Benedetto Castelli]] et [[Galilée (savant)|Galilée]]. Ultérieurement, la [[spectroscopie]] de ses composants Mizar A et B révéla qu'elles étaient elles-mêmes chacune des binaires<ref name="mizar">[http://leo.astronomy.cz/mizar/article.htm A New View of Mizar], Leos Ondra, consulté le [[26 mai]] [[2007]].</ref>.
* [[Zeta Ursae Majoris|Mizar]] est souvent présentée comme ayant été la première [[étoile binaire]] découverte quand elle a été observée en 1650 par [[Giovanni Battista Riccioli]]<ref>''The Binary Stars'', R. G. Aitken, New York: Semi-Centennial Publications of the University of California, 1918, {{p.}}1.</ref>{{,}}<ref>[http://leo.astronomy.cz/mizar/riccioli.htm Vol. 1, part 1, p. 422, ''Almagestum Novum''], Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.</ref> mais elle a probablement été observée plus tôt, par [[Benedetto Castelli]] et [[Galilée (savant)|Galilée]]. Ultérieurement, la [[spectroscopie]] de ses composants Mizar A et B révéla qu'elles étaient elles-mêmes chacune des binaires<ref name="mizar">[http://leo.astronomy.cz/mizar/article.htm A New View of Mizar], Leos Ondra, consulté le {{date|26 mai 2007}}.</ref>.
* [[Mu Draconis]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=6370 |titre=Mu Draconis |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]]}}</ref>
* [[HD 98800]]
* [[HD 98800]]
* [[Xi Ursae Majoris]]
* [[Kepler-64]]
* Kepler 64


=== Quintuple ===
=== Quintuple ===
* [[Beta Capricorni]] (Dabih)<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=7776 Beta Capricorni], sur le [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref>
⚫
* KIC 4150611 et HD 181469<ref name="quintuple star">{{Article |titre=A Quintuple Star System Containing Two Eclipsing Binaries |périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date=21 octobre 2016 |langue=en |auteur1=S. Rappaport |lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1606.06324.pdf |pages=1812–1825 |auteur2=H. Lehmann |auteur3=B. Kalomeni |auteur4=T. Borkovits |auteur5=D. Latham |auteur6=A. Bieryla |auteur7=H. Ngo |auteur8=D. Mawet |auteur9=S. Howel I |auteur10=E. Horch |et al.=oui |volume=462 |numéro=2 |doi=10.1093/mnras/stw1745 }}</ref>
* [[Epsilon Hydrae]]<ref>{{Article | langue=en | nom1=Eggleton | prénom1=P. P. | nom2=Tokovinin | prénom2=A. A. | titre=A catalogue of multiplicity among bright stellar systems | périodique={{MNRAS}} | volume=389 | numéro=2 | pages=869–879 | date=septembre 2008 | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x | bibcode=2008MNRAS.389..869E | arxiv=0806.2878}}</ref>
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* 1SWASP J093010.78+533859.5 (J093010)<ref>[http://www.sci-news.com/astronomy/science-quintuple-star-system-02994.html Astronomers Discover Quintuple Star System], ''sci-news.com'', 7 juin 2015</ref>
* [[Zeta Cancri]]<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HIP&number=40167 Zeta Cancri], sur le [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref>
⚫
* HD 27638<ref name="quintuple star"/>
* [[Xi Ursae Majoris]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=4375 |titre=Xi Ursae Majoris |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]] |consulté le=7 août 2020}}</ref>
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* HD 155448<ref name="quintuple star"/>
* [[Iota Cassiopeiae]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=707 |titre=Iota Cassiopeiae |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]] |consulté le=30 janvier 2021}}</ref>
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* 14 Aurigae<ref name="quintuple star"/>
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* [[E1213/E1234]]<ref name="quintuple star">{{Article |titre=A Quintuple Star System Containing Two Eclipsing Binaries |périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date=21 octobre 2016 |langue=en |auteur1=S. Rappaport |lire en ligne=https://arxiv.org/pdf/1606.06324.pdf |pages=1812–1825 |auteur2=H. Lehmann |auteur3=B. Kalomeni |auteur4=T. Borkovits |auteur5=D. Latham |auteur6=A. Bieryla |auteur7=H. Ngo |auteur8=D. Mawet |auteur9=S. Howel I |auteur10=E. Horch |et al.=oui |volume=462 |numéro=2 |doi=10.1093/mnras/stw1745 }}</ref>
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* σ 2 Coronae Borealis<ref name="quintuple star"/>
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* [[1SWASP J093010.78+533859.5]] (J093010)<ref>[http://www.sci-news.com/astronomy/science-quintuple-star-system-02994.html Astronomers Discover Quintuple Star System], ''sci-news.com'', 7 juin 2015</ref>
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* GG Tau<ref name="quintuple star"/>
* HIP 28790/28764<ref name="quintuple star"/>
* [[KIC 4150611]]<ref name="quintuple star"/>
* HIP 64478<ref name="quintuple star"/>
* [[HD 181469]]<ref name="quintuple star"/>
* V994 Her<ref name="quintuple star"/>
* [[HD 27638]]<ref name="quintuple star"/>
* E1213/E1234<ref name="quintuple star"/>
* [[HD 155448]]<ref name="quintuple star"/>
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* [[14 Aurigae]]<ref name="quintuple star"/>
* [[Zeta Coronae Borealis]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=5833 |titre=HR 5834/5833 |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]] |consulté le=4 août 2023}}</ref>
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* [[Sigma Coronae Borealis]]<ref name="quintuple star"/>
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* [[GG Tauri]]<ref name="quintuple star"/>
* [[HIP 28790/28764]]<ref name="quintuple star"/>
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* [[HIP 64478]]<ref name="quintuple star"/>
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* [[V994 Herculis]]<ref name="quintuple star"/>


=== Sextuple ===
=== Sextuple ===
* [[Alpha Geminorum|Castor]]<ref name="castor" />
* [[Alpha Geminorum|Castor]]<ref name="castor" />
* [[ADS 9731]]<ref name="ads9731" />
* [[ADS 9731]]<ref name="ads9731" />
* [[Alpha Crucis|Acrux]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=4730 |titre=Acrux |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]] |consulté le=9 avril 2020}}</ref>
* [[59 Serpentis]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=6918 |titre=HR 6918 |site=Multiple Star Catalog (MSC) |auteur=[[Andreï Tokovinine|Andrei Tokovinin]] |consulté le=12 mars 2021}}</ref>


=== Septuple ===
=== Septuple ===
* [[Nu Scorpii]]<ref>[http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HIP&number=79374 Nu Scorpii], sur le [http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref>
* [[Nu Scorpii]]<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HIP&number=79374 Nu Scorpii], sur le [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref>
* [[AR Cassiopeiae]]<ref>[http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/stars.php?cat=HR&number=8926 AR Cassiopeiae], sur le [http://www.ctio.noirlab.edu/~atokovin/stars/ Multiple Star Catalog]</ref>


== Voir aussi ==
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== Références ==
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== Sources ==
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* [http://apod.oa.uj.edu.pl/apod/ap020425.html APOD, Alpha Centauri le 25 avril 2002]
* [http://apod.oa.uj.edu.pl/apod/ap020425.html APOD, Alpha Centauri le 25 avril 2002]


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Page d’aide sur l’homonymie

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

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Systèmes stellaires binaires

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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

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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

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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

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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

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Binaire

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Triple

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  • 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

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Quintuple

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Sextuple

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Septuple

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Voir aussi

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Références

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  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

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Liens externes

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