Si le terme d'étoile double remonte à l'Antiquité, la notion qu'il sous-tend aujourd'hui date seulement de la fin du XVIII^e siècle. Époque à laquelle Michell et W. Herschel on commencé à considérer l'existence de couples stellaires dont les composantes sont liées physiquement. Depuis, de vastes catalogues ont été dressés et des milliers de ses objets sont connus. cela a permis de bien caractériser ces astres. Au XIX^e siècle, les noms attachés à ces travaux sont ceux notamment de John Herschel et de William Struve, puis de Maedler, Bessel, Dawes, O. Struve, Schmidt, Flammarion et Dembowski et, au XX^e siècle,de Burnham, Jonckheere et Paul Couteau, parmi beaucoup autres.

Dates clés :

1767 - Michell soupçonne l'existence de couples stellaires réels.

1777 - Mayer dresse un premier catalogue d'étoiles doubles.

1825 - Détermination par Savary de l'orbite de Mizar.

En réalité, cette découverte et, par suite, celle de l'existence des systèmes binaires, déjà soupçonnée par Michell en 1767, est due à William Herschel. Dans la persuasion que la proximité apparente de deux étoiles était un effet de perspective, il avait été amené (1782) à rechercher, pour la détermination de leurs parallaxes, tous les groupes semblables de la sphère céleste. Pendant quarante ans [1] l'attention de cet infatigable astronome se porta souvent sur ces groupes, dont il prit un très grand nombre de mesures micrométriques; mais leur discussion l'amena à une conséquence tout autre, beaucoup plus importante encore que celle qu'il cherchait, et qu'il énonça en 1803 dans un mémoire célèbre basé sur un ensemble d'observations s'étendant à vingt-cinq années [2].

Les changements constatés dans les positions relatives de deux
étoiles voisines vues du Soleil ne peuvent provenir que :

1° Du déplacement d'un seul de ces trois corps;

2° Du déplacement simultané du Soleil et d'une des deux
étoiles;

3° Du déplacement simultané des trois astres.

Prenant comme base ses observations de Castor (Gémeaux), g Leo (Lion), e Boo (Bouvier), z Her (Hercule), d Ser (Serpent) et g Vir (Vierge), Herschel leur applique successivement ces trois hypothèses

« beaucoup d'entre les étoiles doubles né sont pas doubles qu'en apparence, mais doivent être considérées comme une combinaison réelle de deux étoiles intimement reliées l'une à l'autre par le lien de leur attraction mutuelle».

D'après lui, la plus petite des deux étoiles devait décrire autour de la plus brillante une orbite elliptique, et les observations dont il est ici mention lui permirent d'assigner une valeur déterminée à la durée de révolution de cinq d'entre elles :

[2] W. Herschel, Account of the changes that have happened, during the least twenty-five years, in the relative situations of double stars; with an investigation of the cause to which they are owing (Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 1803, Part I, p. 339 et suiv.).

[3] Le mouvement propre du Soleil n'étant point, dit-il, "absolument prouvé",
il a fait de l'immobilité de cet astre l'un des cas de la discussion.

Approches systématiques
La première recherche systématique sur les étoiles doubles est due à Christian Mayer, de Mannheim (1777) pour qui, d'accord avec l'opinion de Michell et de Herschel, les deux étoiles d'un groupe sont deux soleils tournant l'un autour de l'autre et qui entreprit une étude suivie du ciel avec la lunette de 2,6 m de focale de son quart de cercle mural. Sur les 80 couples qu'il décrivit et dont il publia la liste en 1781, 67 rentrent dans la définition actuelle des étoiles doubles, et certains d'entre eux, comme r Her (Hercule) et e Lyr (Lyre) sont des tests encore utiles pour les instruments de moyenne dimension. Les procédés de mesure étaient d'ailleurs alors trop peu précis pour que ses observations aient pu mettre en évidence le mouvement relatif correspondant à leur durée.

Pour le but spécial auquel il destinait leurs observations, Herschel (On the parallax of fixed stars (Philosophical Transactions for 1782)) avait divisé les étoiles doubles en différentes classes. Dans la première, il plaçait toutes celles qui exigent une lunette réellement supérieure, le plus grand calme de l'atmosphère et toute autre circonstance favorable, pour être vues parfaitement doubles ou tout au moins assez bien pour qu'on puisse décider de la duplicité [5].

"L'observation de ces étoiles doubles exige une puissance de pénétration et de clarté peu commune, aussi ne faut-il pas oublier de préparer graduellement son oeil par quelques étapes de vision.

Ainsi, si l'on veut voir Eta de la Couronne boréale (5 et 5.6) (une des étoiles doubles les plus serrées), on laissera quelque temps le télescope braqué sur Alpha des Gémeaux ou sur Dzêta du Verseau, Mu du Dragon, Rhô d'Hercule, Alpha du Poisson ou sur la curieuse étoile double Epsilon Lyre; on les regardera longtemps, afin que l'oeil acquière la facilité de voir ces objets distinctement et bien. On passera ensuite à Xi de la Grande Ourse et à la belle étoile triple du pied de devant de la Licorne, puis à Iota du Bouvier qui est une belle miniature de Alpha des Gémeaux, à l'étoile qui précède Alpha d'Orion, puis à Eta d'Orion; pendant ce temps, l'oeil et la lunette se seront tous deux préparés à ce tableau plus délicat encore qu'est Eta Couronne boréale. Ce serait en vain que l'on tenterait cette observation, si toutes les étoiles précédentes jusqu'à i Bouvier n'avaient été bien nettement séparées, car Eta de la Couronne est une miniature encore plus fine de i du Bouvier  l'est de Alpha des Gémeaux. Si l'observateur a bien réussi, il peut alors essayer en même temps Bêta du Dragon, quoique je doute qu'un grossissement moindre que 400 ou 500 le montre double, tandis que les autres étoiles se voient avec le grossissement de 227.

Pour essayer les étoiles d'inégale grandeur, on pourra suivre l'ordre suivant, Alpha d'Hercule, Alpha du Cocher, Delta Gémeaux, Kappa du Cygne, Sigma de Persée et Bêta du Dragon, après quoi l'observateur pourra passer à un objet beaucoup plus beau Epsilon du Bouvier (3,5 et 6,5, distance 2,5", 5 à 3,0") que j'ai suivi de très près depuis deux ans comme éminemment propre à la mesure des parallaxes des étoiles fixes."

La troisième classe renferme les étoiles doubles dont la distance est comprise entre 5" et 15"; si elles doivent servir à la détermination des parallaxes, elles peuvent être regardées comme débarrassées tout à fait des effets de la réfraction, etc.

Les quatrième, cinquième et sixième contiennent les étoiles doubles dont les distances sont comprises entre 15" et 30", 30" et 1', 1' et 2' ou plus.

"Ces étoiles sont à peine utilisables pour la détermination des parallaxes stellaires (La distance des astres) : on les a néanmoins cataloguées, car elles peuvent conduire à la solution d'un problème fort important aussi, celui de la parallaxe systématique provenant d'un mouvement de translation du Soleil, solution pour laquelle la précision des mesures micrométriques serait d'un grand secours."

[4] Si pareille détermination lui fut impossible pour Dzêta Herculis, les observations de ce système furent pour lui l'occasion de voir "un phénomène nouveau en Astronomie, celui de l'occultation d'une étoile par une autre". En 1775, en effet, il vit sans difficulté les deux composantes, tandis que, lorsqu'il en reprit l'étude en 1802, il ne put, malgré l'emploi d'un grossissement de 2149, séparer la petite étoile de la grande, et n'obtint, dans les cas les plus favorables, qu'une image focale un peu allongée, indiquant la superposition partielle de l'une des étoiles sur l'autre.

[5] Il fait remarquer d'ailleurs qu'un observateur ne doit, condamner ni son instrument ni son oeil, s'il ne réussit point à les séparer.
 

Cette splendide découverte ouvrait à l'astronomie un nouveau champ d'investigation. Dès 1816, John Herschel et sir James South entreprirent la surveillance du ciel boréal et, pendant dix ans, publièrent soit ensemble, soit séparément, de nombreuses séries d'observations; lors de son séjour au Cap, J. Herschel catalogua 2195 couples d'étoiles et donna une méthode élégante pour le calcul de leurs orbites.

Détermination des orbites
La première solution du problème de la détermination de l'orbite d'un couple stellaire date de 1825; elle est due à Savary [6] et est restée célèbre, non seulement parce que l'auteur en fit une application heureuse au calcul de l'orbite de l'étoile Dzêta de la Grande Ourse, première orbite de ce genre qui ait été connue, mais surtout parce qu'il y fit voir pour la première fois que les lois de la gravitation s'appliquent aussi bien à ces systèmes binaires qu'au système solaire. Un peu plus tard, Encke fit connaître une nouvelle méthode, remarquable par son analyse élégante et symétrique [7], et qu'il appliqua au calcul de l'orbite de 70 d'Ophiuchus. Ces deux solutions, qui utilisent d'ailleurs directement les observations, exigent l'emploi de quatre observations complètes, distance et angle de position; mais, quoique les observations modernes embrassaient déjà une période de trente ans, on n'en pouvait rarement trouver quatre complètes, assez distantes pour se prêter à l'application de ces méthodes qui, calquées de trop près sur celles qui servent au calcul des orbites des astéroïdes, ne sont pas réellement pratiques dans le cas actuel. On a donc dû en chercher d'autres qui permissent d'employer un grand nombre d'observations et d'utiliser celles souvent incomplètes faites par W. Herschel de 1780 à 1804; c'est le résultat auquel est arrivé John Herschel en 1833, en déterminant d'abord l'orbite apparente au moyen des observations elles-mêmes, et se servant ensuite de celle-ci pour obtenir l'orbite vraie. Cette marche a été adoptée par tous les astronomes qui, après J. Herschel, ont traité la question, et parmi lesquels nous citerons Y. Villarceau, Maedler, Klinkerfues, Thiele, Glasenapp, Seeliger, Kowalsky (dont la méthode sera le plus souvent adoptée) et Zwiers (promoteur d'une méthode d'une grande simplicité).

[7] Encke, Ueber die Berechnung der Bahnen der Doppelsterne (Berliner aslronomisches Jahrbuch für 1832, p. 253 et suiv.).

Il y a environ trois fois plus des restantes que des brillantes, et, pour chacun de ces groupes, les classes 3 et 4 comprennent à elles seules presque la moitié du nombre correspondant.

Combien y-a-t-il de systèmes binaires?
Les nombreuses publications de W. Struve, échelonnées de 1820 à 1851 et dont la plus importante date de 1837, fournissent des documents considérables pour la solution de cette question. Les principes sur lesquels repose cette analyse sont les suivants : 

1 ° La distribution des systèmes binaires dans le monde stellaire est évidemment indépendante de la position relative que le Soleil et nous y occupons;

2° Il y a d'autant plus de chances pour nous de dédoubler deuxx étoiles voisines que ces étoiles sont plus rapprochées de nous et, par suite, qu'en moyenne leurs éclats sont plus grands et aussi leurs mouvements propres plus considérables.

a. Sur les 5421 étoiles visibles à l'oeil nu, Struve en compte 425 doubles, dont 44 appartiennent aux trois premières grandeurs sur un nombre total de 213 appartenant à ces trois classes; soit 88 étoiles combinées sur 257, ou en chiffres ronds 1 sur 3,

b. Sur 100 étoiles à mouvement propre annuel supérieur à 0", 5, il en compte 24 doubles, soit, en chiffres ronds, pour le rapport des étoiles combinées, 1 sur 3.

J. Herschel, A Catalogue of 10 300 multiple and double stars, edited by R. Main and C. Pritchard (Memoirs of the Royal Astronomical Society, vol. XL; 1874). Les étoiles doubles y sont définies d'après les règles de W. Herschel; ce nombre 10 300 n'est donc point directement comparable aux autres, tous établis d'après les règles de W. Struve. Mais l'étude des publications de J. Herschel sur les étoiles doubles, publications qui renferment la moitié des couples du Catalogue général (Mémoires de la Société royale astronomique; Observations au Cap de Bonne-Espérance), montre que les couples distants de plus de 32" forment à peu près le quinzième du nombre total : une diminution de cet ordre, réduisant le total d'environ 700 (soit 9600 couples de W. Struve), rend donc toutes ces données comparables entre elles. Il est clair qu'elle ne modifie pas sensiblement les conclusions du texte. Il est fort à regretter que ce Catalogue n'indique ni la distance moyenne, ni les grandeurs et couleurs des composantes.

D'ailleurs, comme nous le verrons un peu plus loin, un nombre assez considérable de systèmes binaires sont inaccessibles à ces moyens de recherche par suite du rapprochement apparent de leurs composantes sur un plan tangent à la sphère. Aussi il n'y a certainement pas exagération à doubler la proportion de Struve et à admettre que, pour les trois premières classes de grandeur et, par suite, pour le monde stellaire tout entier, les deux tiers des étoiles sont engagés dans des combinaisons binaires.

Les soleils simples comme notre Soleil semblent donc être beaucoup plus rares que les autres; et le monde stellaire paraît être formé, pour la plus grande partie, de soleils non isolés, mais groupés tout au moins par deux.

Les héritiers de Struve
Après W. Struve, Maedler, Bessel, Dawes, O. Struve, Schmidt et Dembowski contribuèrent à l'avancement de cette branche de l'astronomie : l'oeuvre de ce dernier est surtout remarquable; de 1854 à 1878, il reprit la mesure de tous les couples accessibles à un objectif de 7 pouces en même temps qu'il découvrait de nombreux couples nouveaux. Les 20 000 observations précises qui lui sont dues ont été recueillies après sa mort par deux célèbres observateurs d'étoiles doubles, Otto Struve et Schiaparelli, et éditées dans les Accademia dei Lincei de Rome.

Aux noms précédents, il convient d'ajouter, pour ce qui concerne la fin du XIX^e siècle et le début du suivant, ceux de Burnham et de See qui, le premier surtout pour l'hémisphère boréal, le second pour l'hémisphère austral, s'attachent à découvrir et mesurer les systèmes binaires qui ont échappé aux observateurs antérieurs; de pareilles recherches ont une grande importance, parce qu'elles s'adressent, ou bien à des couples de plus en plus serrés et, par suite, à durée de révolution de plus en plus courte, si bien qu'au bout de très peu d'années d'observation on peut en calculer les orbites, ou bien à des couples dont l'une des étoiles est parfois brillante tandis que le compagnon est d'éclat très faible (2^e et 14^e magnitude par exemple) et qui offrent ainsi un intérêt spéculatif considérable pour nos vues sur la formation de ces systèmes. Le nombre des couples découverts jusqu'ici par Burnham est environ de 1000; pour See, qui a commencé à la fin de 1896, il atteint à la fin du siècle 500.

L'instrument dont se servait See, à la station de Flagstaff (Arizona, 2320 m d'altitude), est un objectif de 0,61m, construit par Alvan Clark and Sons cet objectif, qui parait être le meilleur de cette dimension et peut-être rnême de tous ceux en usage à cette époque, avait son pouvoir séparateur théorique 0,19" et montrait alors une élongation de l'image qui ne laissait aucun doute à l'esprit : il présentait cette particularité que les deux lentilles sont écartées de 10 cm dans leur barillet. See appelait 15e grandeur la limite de visibilité de cet objectif dans les conditions particulières d'altitude et de climat où il était placé.