La lumière des systèmes binaires a ceci de particulier qu'elle provient de deux sources distinctes très proches l'une de l'autre. Cela a offert aux astronomes des opportunités particulières. Ils ont pu ainsi dès les dernières années du XIX^e siècle mettre en évidence l'existence de couples ne se révélant à l'observateur que par la présence d'un double système de raies. Il s'agit des binaires spectroscopiques. Les variations de position relatives de ces raies ont également pu être utilisées très tôt pour déterminer les orbites de ces systèmes. Au XX^e siècle, la spectroscopie, associée aux progrès de la photométrie, a également permis, à travers la résolution de ce que l'on appelé le paradoxe d'Algol, de mettre en évidence des phénomènes inattendus dans les systèmes binaires : à commencer par l'existence de transferts de matière entre les composantes, conduisant à des chemins évolutifs très différents de ceux d'une étoile simple. 

Dates clés :

1889 - Découverte des premières binaires spectroscopiques par A. Maury et E. Pickering.

1901 - Découverte par W. Fleming de la première binaire symbiotique.

1941 - G. Kuiper jette les bases théoriques du transfert de masse dans les couples du type d'Algol.

C'est à Doppler (1842) que remonte l'idée que le mouvement des étoiles pouvait influencer la nature de la lumière que nous recevons d'elles. Les espoirs d'abord évoqués que cet effet Doppler puisse expliquer les différentes couleurs des étoiles ont été rapidement déçus; le décalage spectral que cela signifierait exigerait des vitesses très importantes. La mesure des décalages des raies présentes dans les spectres stellaires, témoins d'un mouvement (le long de la ligne de visée) de astres concernés n'en a pas moins débouché sur des avancées notables, dont le précurseur aura été William Huggins. Pour ce qui concerne les étoiles doubles,

Mesure des parallaxes
Les observations micrométriques font connaître la valeur angulaire de la projection sur la ligne de visée du grand axe de l'orbite d'un système binaire; si l'on pouvait obtenir la valeur linéaire de cette même projection, la combinaison de ces deux nombres conduirait à la détermination des dimensions réelles de l'orbite, ainsi que de la distance du système au Soleil. C'est ce que permettent de faire les observations spectroscopiques par la mesure de la vitesse radiale orbitale.

L'idée de combiner ainsi les données de ces deux modes d'observation a été émise pour la première fois, en 1873, par Fox Talbot, au congrès d'Édimbourg de l'Association britannique pour l'avancement des sciences, plutôt d'ailleurs à titre d'indication. L'année suivante, C. Niven et, peu de temps après, C. Pickering et T. See en ont donné, dans des voies différentes, la solution théorique [1].

Quant à la méthode d'observation, elle consiste à déterminer le déplacement relatif d'une raie donnée dans les spectres des deux étoiles.

Les binaires spectroscopiques
En 1888, Vogel examina le spectre d'Algol (Persée), dont Goodricke avait montré en 1782 que les variations périodiques de luminosité étaient causées par les éclipses mutuelles de deux composantes d'une système binaire. Il y observa les déplacements périodiques de son spectre, témoins du mouvement de révolution de l'étoile principale autour du centre de masse de système. Cette observation (fondatrice de ce que les astronomes du XIX^e siècle appelleront l'astronomie de l'invisible) montrait qu'on pouvait que l'on pouvait déduire la duplicité d'une étoile de son seul spectre, et les binaires qui se révèlent ainsi sont dites binaires astrométriques. Dans leur cas le spectre de la seconde composante n'est pas observé. La situation est différente avec la nouvelle classe d'étoiles doubles découverte en 1889 par Antonia Maury et Pickering. et qui concernait ici encore des objets beaucoup trop serrées pour pouvoir être séparés avec les instruments les plus puissants de leur temps [2].

Les deux astronomes furent amenés à cette découverte accidentellement par l'examen des spectrogrammes quotidiens, du service de Spectrophotographie stellaire, qu'un legs du célèbre spectroscopiste H. Draper avait permis d'installer à l'observatoire de Harvard College. Quelques-uns de ces spectrogrammes, minutieusement étudiés par Antonia Maury, ayant montré d'une façon évidente le doublement périodique de la raie K des spectres de z de la Grande Ourse (Mizar) et de b du Cocher (Menkalinan), Pickering en conclut que sans doute ces étoiles formaient des systèmes doubles trop serrés pour pouvoir être séparés par les procédés ordinaires d'observation. 
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Les spectres de z de la Grande Ourse obtenus au Harvard College Observatory. Source : Page A new view on Mizar. sur le Site de Leos Ondra.

La méthode
Imaginons que deux étoiles de dimensions analogues et de spectres identiques se meuvent dans un plan contenant, la ligne de visée ou fort peu incliné sur elle, et pour simplifier supposons que l'orbite relative soit circulaire : quand les étoiles seront en conjonction, toutes deux se mouvront perpendiculairement à la ligne de visée, leurs spectres se superposeront et l'on ne pourra pas les distinguer de celui d'une étoile simple : après un quart de révolution, c'est-à-dire à l'élongation, l'une des étoiles s'approchera rapidement de l'observateur et toutes les raies de son spectre se déplaceront vers son extrémité bleue, l'autre au contraire s'éloignera de l'observateur et les raies de son spectre se déplaceront vers son extrémité rouge. Si la vitesse est assez grande, les deux spectres seront alors tellement séparés que chaque raie sera double. Après un autre quart de révolution, le spectre redeviendra simple; à l'élongation suivante, les raies du spectre deviendront de nouveau doubles, mais en sens inverse, puisque l'étoile qui s'approchait de l'observateur s'en éloigne, et inversement. Le spectre serait ainsi alternativement simple ou double à chaque demi-révolution pendant un quart de celle-ci.

[2] C. Pickering, A new class of binary stars (Monthly notices of the Royal astronomical Society, mars 1890, vol. L, p. 296 et suiv.).
 

Dans le cas général, l'orbite sera elliptique et les phénomènes seront un peu différents. Si le grand axe coïncide avec la ligne de visée, les durées de doublement, encore égales entre elles, seront séparées par des intervalles de spectre simple inégaux entre eux, le plus court correspondant au périastre; si le grand axe est perpendiculaire à la ligne de visée, ce seront les durées de doublement qui seront inégales et celles de spectre simple qui seront égales entre elles : tous les intermédiaires peuvent d'ailleurs être obtenus par une position intermédiaire du grand axe.

Si les deux composantes n'ont pas le même éclat, ni le même spectre, leur mouvement relatif ne produira pas un simple doublement de raie, mais on aura alors deux systèmes de lignes d'intensités différentes; c'est ce que l'on observe pour b du Cocher. Mais cette formation sera de plus en plus difficile à observer à mesure que l'éclat du compagnon diminuera, et l'on retombera bientôt dans le cas d'Algol où l'on n'aperçoit que des déplacements périodiques d'un seul spectre.

Deslandres avait installé en 1892, avec le grand télescope de 1,20 m de l'Observatoire de Paris, un service de spectrographie solaire et stellaire, qui avait rapidement fourni des résultats importants. Ainsi, dès 1895, Deslandres [4] indiquait sur Altaïr (Aigle) et

de la Petite Ourse (Kochab) des constatations analogues à celles de Vogel sur l'Épi de la Vierge; pour la première en particulier, les vitesses radiales orbitales variaient encore d'une façon nettement périodique, remarquait-il; mais le phénomène lui paraissait compliqué et il soupçonnait déjà l'existe de deux périodes, l'une de quarante-trois jours et l'autre de cinq jours environ. C'était une belle extension des principes posés par Bessel, selon lesquels une binaire dont l'une des composantes était trop faible par rapport à sa compagne pouvait néanmoins être révélé par l'étude de son mouvement propre. Mais par la suite, la base de cette spéculation a été reconnue erronée; H.-C. Vogel a démontré, par une série de spectrogrammes, pris à Potsdam d'août 1896 à décembre 1897 [4bis], que les observations de Deslandres comportaient des erreurs considérables et qu'en réalité la vitesse radiale de l'étoile Altaïr était constante et égale à -32,9 km/s.

En août et décembre 1896, le service photographique de l'observatoire de Harvard College a ensuite trouvé, au moyen de plaques spectrographiques, prises par S. Bailey à la station d'Arequipa nouvellement installée par l'observatoire de Harvard au Pérou, deux nouvelles étoiles de cette classe. C'était :

[4bis] H.-C. Vogel, Auf das spectrum von a Aquilae and seine Geschwindigkeit längs Zielenslinie (Sitzungsberichte der Berlinen Akademie, 7 novembre 1898).

- m¹ du Scorpion,dont les variations de vitesse sont très régulières et la durée de la période de 34 h 42 mn 5 s, avec une incertitude moindre que 6 s [5]. Cette période est la plus courte connue à cette époque;

- L'étoile n° 10534 de l'Argentino General Catalogue, dans la constellation de la Poupe, dont la durée de période est de 3 jours 2 h 46 mn[6].

[6] Harvard College observatory. Circular n° 14.

La station d'Arequipa, lors de sa construction.
Il sera équipé d'un télescope de 13".
Source : Grup d'Estudis Astronomics.

Dans les années suivantes, Campbell, à l'observatoire Lick et par la même méthode spectrophotographique, a fourni sur ce sujet de nouvelles contributions intéressantes. Il a, en effet, constaté des périodes de variation spectrale beaucoup plus longues que les précédentes :

o du Lion a, montre-t-il, une période de 14,5 jours, avec une différence maximum des vitesses de 112 km/s; en outre, son spectre paraîtrait formé de la superposition de deux spectres distincts; pour c du Dragon, la période qu'il trouve est de cinq à six mois avec un écart des vitesses de 40 km/s; h de Pégase lui révèle une période beaucoup plus longue encore, qui lui apparaît voisine de deux ans et demi, avec un écart extrême des vitesses de 23 km/s [7].

En effet, chacune des photographies donne, pour l'instant où elle a été obtenue, la vitesse radiale relative du compagnon; de sorte que si l'on en possède un assez grand nombre, on aura une série de valeurs caractérisant le déplacement relatif du compagnon dans la direction de la ligne de visée. En d'autres termes, cette méthode revient à mesurer, à instants suffisamment rapprochés, la vitesse du compagnon sur l'orbite apparente qu'il décrirait pour un observateur placé à l'infini sur une perpendiculaire au plan de la ligne de visée et de la ligne des noeuds de l'orbite réelle. Elle pourra donc faire connaître la durée de la révolution et l'époque du périastre, ainsi que la forme et l'orientation (excentricité et longitude du périastre) de l'orbite; mais quant aux dimensions de l'orbite, elle ne donnera que leurs projections sur le plan précédent et elle laisse complètement inconnue la ligne des noeuds. Les calculs à l'aide desquels on détermine ces quatre éléments ne sont d'ailleurs qu'une généralisation de ceux déjà employés par Niven, en 1874, pour obtenir spectroscopiquement les parallaxes des étoiles doubles. Plusieurs approches ont été proposées à partir de 1891 : A. Rambaut, J. Wilsing, Lehmann-Filhès, H. N. Russell, encore en 1906, etc. 
 

Que les spectres des étoiles binaires présentent une double système de raies, traduisant la superposition des spectres des deux composantes, ou que l'on y décèle des décalages périodiques indiquant leur mouvement orbital, ne signifie pas que les étoiles qui composent ces couples sont différentes des étoiles simples. Tout au contraire, à la fin du XIX^e siècle, les astronomes accumulaient les indices selon lesquels les composantes étoiles doubles étaient des étoiles comme les autres.

Dans un premier temps, la question de la spécificité des étoiles doubles se pose seulement au sujet de leur origine. Après que George Darwin ait proposé au début des années 1880 sa théorie de la formation de la Lune, T. J. See y voit le point de départ d'une théorie sur l'origine des étoiles doubles, qu'il commence à étudier à partir de 1891. Après tout, le système Terre-Lune constitue bien une planète double, et selon les idées de l'époque l'origine des planètes n'est pas si différente de celle des étoiles. Darwin revient encore sur ce thème en 1909, reprenant l'idée de la fission à partir d'une étoile unique :

Originally the star must have been single, it must have been widely diffused, and must have been endowed with a slow rotation. In this condition the strata of equal density must have been of the planetary form. As it cooled and contracted the symmetry round the axis of rotation must have become unstable, through the effects of gravitation, assisted perhaps by the increasing speed of rotation. The strata of equal density must then become somewhat pear-shaped, and afterwards like an hour-glass, with the constriction more pronounced in the internal than in the external strata. The constrictions of the successive strata then begin to rupture from the inside progressively outwards, and when at length all are ruptured we have the twin stars portrayed by Roberts and by others [9].

[9] G. Darwin, The Genesis of Double Stars, in Darwin and Modern Science, Cambridge University Press, 1909.

Cette bizarrerie est connue sous le nom de paradoxe d'Algol, et il a fallu beaucoup d'efforts pour le résoudre, et aussi une collaboration étroite entre théoriciens et observateurs. Ces derniers ont pu en particulier bénéficier de l'irruption de nouvelles techniques dans les années 1940 et 1950. Les progrès de la spectroscopie stellaire ont mis en évidence l'importance de la perte de masse dans les binaires serrées. Par ailleurs, la photométrie photo-électrique devenue extrêmement précise a permis de comprendre que les composantes d'étoiles binaires pouvaient effectivement remplir leur lobe de Roche en évoluant, comme le prévoyait les théoriciens. 

En marge du paradoxe d'Algol proprement dit, d'autres questions bénéficient par la même occasion un éclairage nouveau. Ainsi comprend-on mieux désormais la nature de certains spectres demeurés problématiques tels celui de Z Andromedae (Andromède), sur lequel Williamina Fleming avait, la première, attiré l'attention dès 1901. D'autres objets, aux caractéristiques similaires, ont été repérées au cours des années suivantes, et rangées par Annie J. Cannon, dans une classe à part qui est désormais la leur. Désormais on sait expliquer ces spectres par les effets de transferts de matière dans des systèmes binaires. Aujourd'hui les astres placés dans cette situation sont appelées des étoiles symbiotiques.

Article - I. Pustylnik, The early history of resolving the Algol Paradox, in Astronomical and Astrophysical Transactions, vol. 15, pp. 357-362, 1998.

[12] L. Sniezkho, Perem. Zvezdy, 16, 253; 1967.