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Binaire à éclipses


Courbe de lumière en cas d'éclipse partielle.
Courbe de lumière en cas d'éclipses partielles.

 Une binaire à éclipses possède un plan orbital suffisamment vu par la tranche (la normale au plan de l'orbite est presque perpendiculaire à la ligne de visée) pour que les composantes subissent des éclipses (occultations) mutuelles et que le système apparaisse donc comme une étoile variable.

Sommaire

Historique

Quoique sa variabilité ait été probablement connue depuis l'antiquité, Algol « le démoniaque » fut oublié jusqu'à Montanari en 1667, puis jusqu'en 1782 où John Goodricke Jr suspecta cette étoile d'être périodiquement éclipsée. Non seulement le jeune Goodricke (18 ans et sourd-muet !) détermina une période très précise pour la première variable à courte période connue, mais il eut la géniale intuition que cela « pourrait difficilement être expliqué autrement que par... l'interposition d'un large corps tournant autour d'Algol...  » (Kopal, 1959). Comme on l'a vu, Herschel en doutait à cette époque et la confirmation de la binarité d'Algol dut attendre plus d'un siècle la découverte des binaires spectroscopiques.

Classification

En fonction de la courbe de lumière, on distingue les binaires:

  • de type EA, de représentant Algol, nommées également algolides, ayant des composantes peu elliptiques et une gamme de périodes très large, la courbe de lumière étant caractérisée par des périodes constantes alternées par des périodes de baisse de luminosité ;
  • le type EB comme β Lyrae, des systèmes dont les composantes sont souvent semi-détachées, une des composantes remplissant son lobe de Roche, de période plus longue qu'un jour, souvent de type spectral précoce ;
  • le type EW, comme W Ursae Majoris, généralement des binaires contact, de période inférieure au jour, souvent de type spectral tardif.

Théorie et application

Paramètres fondamentaux

L'orbite spectroscopique est fréquemment également connue, et si le couple est une binaire spectroscopique à deux spectres, l'ambiguité sur l'inclinaison est alors levée et la dimension de l'orbite en unité linéaire est connue.

On comprend bien, d'autre part, que la baisse de luminosité soit reliée à la surface donc au rayon des étoiles. À partir de la courbe de lumière et de l'orbite spectroscopique, il est donc parfois possible d'obtenir ainsi les masses, rayons et gravités d'étoiles avec une précision meilleure que le pourcent.

Détectabilité

  • Pour qu'il y ait éclipses dans un couple décrivant une orbite circulaire de séparation a, l'inclinaison de l'orbite i doit vérifier 
    cos i ≤ (R1+R2) / a
    où Rk désigne le rayon de la composante k dans la même unité que a.
  • L'effet maximum est donc obtenu quand i=90°, la normale au plan de l'orbite étant perpendiculaire à la ligne de visée.
  • Les binaires à éclipses vont concerner préférentiellement des couples ayant une séparation comparable à leur dimension stellaire, des couples serrés donc difficiles à résoudre, potentiellement en interaction.

Instruments d'observation

Outre l'intérêt intrinsèque de leur recherche, les binaires à éclipses sont parfois également un sous-produit des grands relevés photométriques, qu'ils soient destinés comme les projets Eros, Macho, Oggle à la recherche de microlentilles gravitationnelles, d'autres grands relevés comme Hipparcos, ou, comme la mission Corot, à la recherche de transits exoplanétaires. Avant même les résultats de Corot, la méthode des transits représente déjà 9% environ du nombre actuel d'exoplanètes détectées.

Bibliographie

Voir aussi