Etoiles multiples

La plupart des étoiles (plus de 60%) sont multiples; nées en petit groupe, elles le resteront toute leur existence. Les étoiles doubles, les plus fréquentes, sont très intéressantes car elles donnent la possibilité d'estimer les masses stellaires. Ces étoiles sont en général détectées par leur mouvement orbital.

Ou bien leur relative proximité fait que leur mouvement elliptique est détectable par l'observation directe (et on parle alors d'étoiles doubles visuelles) ou bien leurs raies spectrales montrent un balancement périodique de part et d'autre d'une position moyenne, en raison de l'effet Doppler produit par leurs vitesses orbitales (et on parle alors d'étoiles doubles spectroscopiques).

Pour le étoiles doubles visuelles, on peut déterminer les orbites apparentes (qui ne sont que les projections des orbites réelles sur la sphère céleste), et donc les deux demi-grands axes apparents a1 et a2 à condition de connaître par ailleurs la distance du couple. Les lois de Képler permettent alors de trouver d'abord la somme des masses m1 et m2 des deux composantes grâce à la relation m1 + m2 = (4 pi²/G) (a1+a2)³/P². Puis on obtient les masses individuelles grâce à a1/a2 = m2/m1.

Dans certains cas, l'inclinaison du plan orbital est tel que les deux étoiles s'éclipsent à tour de rôle; la luminosité du couple varie donc périodiquement. On parle alors de binaire à éclipses ou de variable à éclipses.