Les étoiles doubles très rapprochées, souvent qualifiées de binaires serrées, ne sont pas facile à distinguer des étoiles simples. Mais elles peuvent présenter un grand intérêt. Ainsi, pour peu que le plan de l'orbite de deux composantes soit aligné soit orienté selon la ligne de visée, on pourra, par exemple, observer leurs éclipses mutuelles, qui se manifesteront par des variations périodiques de luminosité. On aura affaire à des binaires à éclipses.

Plus important encore, en tout cas pour le système concerné et son devenir, la proximité des composantes, peut être l'occasion de transferts de matière entre les deux composantes. Ce qui conduira à des chemins évolutifs différents de ceux que suit une étoile isolée, à certaines variations d'éclat épisodiques, et même - dans le cas où une composante est devenue une naine blanche et où l'autre en est encore au stade de géante rouge -, à des crises importantes, qui se manifestent au travers du phénomène de nova.

Appartenant à la même famille que les amas, mais à l'individualité moins facile à reconnaître, existent encore des groupes dispersés d'étoiles, appelés associations, dans le cas de ceux qui s'apparentent le plus aux jeunes des amas ouverts, mais sans que la gravitation ne parvienne à lier entre elles leurs étoiles trop dispersées. Il en est de même des anneaux stellaires et des chaînes, qui lorsque ils ne sont pas de simples regroupement apparents, pourraient sûrement être considérés comme une variété d'associations, et des courants stellaires, qui pour leur part, traduisent dans les galaxies l'existence de grands mouvements d'ensembles, dans lesquels peuvent être impliquées toutes les sociétés stellaires que l'on vient de mentionner, ainsi d'ailleurs que des étoiles isolées.

Que l'on envisage les étoiles composées ou les amas, et leurs diverses variantes plus ou moins déliées, le constat que l'on pourra faire est toujours le même : celui du caractère collectif du phénomène stellaire, qui est la conséquence directe de leur mode de formation.

La multiplicité stellaire représente le mode de formation le plus commun dans la Galaxie. Les observations indiquent qu'une majorité significative des étoiles, particulièrement les plus massives, naissent au sein de systèmes binaires ou multiples, où deux étoiles ou davantage orbitent autour d'un centre de masse commun. Cette réalité fondamentale implique que notre Soleil, astre solitaire, s'écarte de la norme statistique. La gravitation, architecte de ces ensembles, les façonne dès la fragmentation turbulente du nuage moléculaire parent, créant des coeurs denses qui s'effondrent en proto-étoiles liées mutuellement, parfois si proches que leurs disques protoplanétaires interagissent. Les systèmes binaires se déclinent en une vaste typologie observationnelle et physique qui reflète la diversité des conditions de cette genèse. 

Les systèmes binaires.
Typologie des étoiles binaires.
Les binaires visuelles, historiquement les premières découvertes, se résolvent directement au télescope, laissant apparaître deux points lumineux distincts dont le mouvement orbital relatif se mesure sur des décennies ou des siècles. Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, constitue un exemple emblématique, accompagnée d'une naine blanche minuscule, Sirius B, dont la période orbitale avoisine cinquante années.

Lorsque la séparation angulaire est trop faible pour être résolue optiquement, les binaires astrométriques se trahissent par l'oscillation sinueuse de l'étoile visible sur le fond du ciel, perturbation induite par la masse d'un compagnon invisible. Ce fut historiquement la méthode qui permit de soupçonner l'existence de Sirius B avant sa détection visuelle. 

Les binaires spectroscopiques se révèlent, quant à elles, par l'analyse de la lumière décomposée : les raies spectrales de l'étoile observée subissent un décalage périodique par effet Doppler-Fizeau, trahissant son mouvement alternatif d'approche et d'éloignement le long de la ligne de visée. Dans le cas favorable des binaires spectroscopiques à deux spectres, les signatures lumineuses des deux composantes sont visibles et oscillent en opposition de phase. Si un seul spectre apparaît, la présence du compagnon reste déduite du mouvement de l'étoile primaire. 

Enfin, les binaires photométriques, dont les éclipsantes sont les représentantes les plus spectaculaires, voient leur luminosité modulée lorsque le plan orbital se trouve aligné avec l'observateur terrestre. L'étoile Algol, dans la constellation de Persée, présente ainsi une baisse d'éclat régulière et prononcée lorsqu'un compagnon moins lumineux passe devant elle, phénomène qui intriguait déjà les astronomes de l'Antiquité.

Les interactions dans un système binaire.
La physique des interactions au sein d'un couple stellaire dépend intimement de la séparation des deux corps. Dans les systèmes où les distances entre les composantes sont à l'échelle de centaines ou de milliers d'unités astronomiques, les étoiles évoluent de manière quasi indépendante, semblables à deux solitaires n'interagissant que par leur lien gravitationnel ténu. Leur orbite peut être perturbée par des rencontres fortuites avec d'autres étoiles ou des nuages moléculaires, pouvant conduire à l'élargissement du système ou à sa dissolution.

La situation devient profondément plus complexe et violente lorsque les étoiles sont suffisamment proches pour que leurs évolutions s'interpénètrent, donnant naissance aux binaires à interaction. La notion fondamentale qui gouverne ces systèmes est celle du lobe de Roche. Chaque étoile est entourée d'une surface équipotentielle critique, au-delà de laquelle la matière échappe à son attraction propre pour tomber sous l'influence dominante de sa compagne. Lorsque, au cours de son évolution, une étoile voit son enveloppe se dilater jusqu'à remplir entièrement ce lobe critique, elle déborde, et un transfert de masse s'amorce par le point de Lagrange intérieur. Ce flot de matière précipite le système dans une cascade de phénomènes exotiques. 

L'étoile receveuse, souvent une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir, accumule ce gaz volé en un disque d'accrétion tourbillonnant, chauffé à des millions de degrés et brillant intensément dans le domaine des rayons X. Le compagnon donneur, quant à lui, voit son évolution interne profondément altérée, sa structure et son destin futur étant réécrits par cette ablation.

L'épisode le plus cataclysmique de cette valse macabre survient lorsque la matière accumulée à la surface d'une naine blanche atteint une masse critique et s'enflamme en une explosion thermonucléaire dévastatrice. Cette déflagration, visible à des distances cosmologiques, est identifiée comme une nova classique. Dans un emballement plus extrême encore, si l'accrétion pousse la naine blanche au-delà de la limite de Chandrasekhar, l'étoile entière peut être détruite dans une explosion de supernova de type Ia, une bougie standard dont la luminosité calibrée a permis de découvrir l'accélération de l'expansion de l'univers. 

D'autres binaires X, abritant une étoile à neutrons, exhibent des phénomènes de pulsations milliseconde, la matière accrétée transférant aussi un moment cinétique capable de recycler un vieux pulsar ralenti en un moulinet cosmique tournant à des vitesses vertigineuses.

Les systèmes multiples.
Les systèmes stellaires au-delà de la binarité, les systèmes multiples hiérarchisés, ajoutent une dimension supplémentaire à cette chorégraphie gravitationnelle. La stabilité dynamique à long terme exige que ces ensembles s'organisent de manière hiérarchique : un sous-système binaire serré est orbité par un troisième corps situé à une distance bien plus grande, formant ainsi un couple dont l'un des membres est lui-même un couple. 

Le système d'Alpha Centauri illustre parfaitement ce principe. Le couple central, formé des étoiles semblables au Soleil Alpha Centauri A et B, danse une ronde de quatre-vingts ans à une distance variant entre celle de Saturne et celle de Pluton. Proxima, une naine rouge pâle, orbite très loin ce cœur binaire, à une distance tellement vaste que sa période se mesure en centaines de milliers d'années. Les célèbres systèmes sextuples de Castor ou de Mizar et Alcor dans la Grande Ourse représentent des pyramides hiérarchiques encore plus élaborées, où chaque niveau de la structure est constitué de paires.

Dans ces systèmes multiples, des perturbations gravitationnelles séculaires peuvent agir comme un sculpteur invisible. L'oscillation lente et régulière de l'excentricité et de l'inclinaison des orbites, connue sous le nom de mécanisme de Kozai-Lidov, peut transformer une orbite initialement circulaire et bien séparée en une trajectoire très excentrique. Ce mécanisme peut forcer deux étoiles à se frôler au point d'interagir violemment là où elles auraient dû rester sages, expliquant la genèse de certaines binaires serrées à interaction, voire la fusion de coeurs stellaires et la formation d'objets exotiques. 

Les amas stellaires

La dynamique interne des amas stellaires obéit à des processus physiques particuliers. L'équipartition de l'énergie tend à donner aux étoiles massives des vitesses plus faibles, les faisant sombrer vers le centre, tandis que les étoiles légères, accélérées, peuvent atteindre la vitesse de libération et s'échapper. Les rencontres rapprochées peuvent former des étoiles binaires serrées, des objets exotiques comme les traînards bleus, nés de fusions stellaires, ou encore précipiter l'effondrement du coeur de l'amas, un phénomène qui peut conduire à la formation de trous noirs de masse intermédiaire, objets dont la traque constitue l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. L'étude détaillée des diagrammes couleur-magnitude des amas, véritables instantanés de leur évolution, permet de retracer avec une précision remarquable l'histoire de la formation stellaire dans notre Galaxie et au-delà.

Les Pléiades, dans la constellation du Taureau, offrent l'exemple le plus célèbre, leur lumière bleutée illuminant encore les voiles de poussière qu'elles traversent. Les Hyades, plus proches et plus âgées, se dispersent déjà sous l'effet des perturbations gravitationnelles rencontrées lors de son périple galactique. 
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L'amas ouvert M 7.

La faible densité centrale de ces amas constitue leur talon d'Achille gravitationnel : les passages répétés près de nuages moléculaires géants, les rencontres fortuites avec d'autres amas, et le simple effet de marée de la galaxie elle-même finissent inéluctablement par arracher leurs étoiles une à une, les dispersant dans le champ général. Leur durée de vie typique n'excède pas quelques centaines de millions d'années, ce qui en fait des structures transitoires à l'échelle de l'histoire galactique, bien que certains, situés sur des orbites plus externes et moins perturbées, comme Messier 67, puissent survivre plusieurs milliards d'années.

Les amas globulaires.
Les amas globulaires incarnent une tout autre dimension de la structure stellaire, tant par leur morphologie que par leur histoire. Ces objets sphériques et extrêmement denses rassemblent de centaines de milliers à plusieurs millions d'étoiles dans un volume ne dépassant pas quelques centaines d'années-lumière. En leur coeur, la densité stellaire devient si prodigieuse que les étoiles peuvent se trouver séparées par des distances inférieures à une année-lumière, rendant le ciel nocturne d'une hypothétique planète située en leur sein d'une splendeur inimaginable. Ces véritables fossiles de l'univers peuplent le halo galactique, orbitant la Voie Lactée sur des trajectoires souvent très inclinées et excentriques. Leur âge vénérable, généralement compris entre dix et treize milliards d'années, en fait des témoins directs des époques primordiales de la formation galactique. 
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L'amas globulaire M 19 (Ophiuchus).
Credit & Copyright : D. Williams, N. A. Sharp,
AURA, NOAO, NSF

Les étoiles des amas globulaires, pauvres en éléments lourds, reflètent la composition chimique de l'univers jeune, avant que des générations successives de supernovae ne l'enrichissent. 

Oméga du Centaure, le plus massif des amas globulaires associés à notre Galaxie, intrigue particulièrement : ses populations stellaires multiples et sa cinématique interne complexe suggèrent qu'il pourrait s'agir du noyau résiduel d'une ancienne galaxie naine cannibalisée. 

La cohésion des amas globulaires défie le temps, leur densité centrale élevée leur permettant de résister pendant des milliards d'années aux forces de marée galactiques, bien qu'eux aussi subissent une évaporation stellaire lente et une ségrégation de masse qui concentre les étoiles les plus lourdes vers le centre tandis que les plus légères migrent vers la périphérie.

Les amas stellaires jeunes et supermassifs.
Entre ces deux catégories classiques, les amas stellaires jeunes et supermassifs (ou YSMC = Young Supermassive Star Clusters) forment une population récemment reconnue qui brouille les frontières traditionnelles. Découverts principalement dans des galaxies à fort taux de formation stellaire, comme les galaxies en interaction, ils égalent en masse et parfois en densité les amas globulaires, mais affichent des âges ne dépassant pas quelques centaines de millions d'années. Westerlund 1, dans notre propre Voie Lactée, en constitue l'exemple le plus emblématique, un monstre stellaire abritant certaines des étoiles les plus massives connues.

Certains groupements d'étoiles, plus dispersés que les amas proprement dits et entre lesquelles les interactions gravitationnelles jouent un rôle secondaire ou même négligeable, partager des déplacement et une origine communes. On mentionnera ici les associations, les anneaux et chaînes (coplexes d'étoiles) et les courants stellaires. Chacune de ces catégories se distinguant par sa densité, sa cohésion gravitationnelle et son histoire.

Les associations stellaires.
Les associations stellaires constituent des regroupements d'étoiles jeunes et massives, nées ensemble dans une même pouponnière stellaire mais trop faiblement liées par la gravité pour former un amas compact et durable. Contrairement aux amas ouverts comme les Pléiades, qui peuvent rester unis pendant des centaines de millions d'années, les associations sont des entités éphémères vouées à se disperser en quelques dizaines de millions d'années. Leur existence même témoigne d'un processus de formation stellaire encore récent à l'échelle cosmique. 

On distingue classiquement les associations OB, riches en étoiles très chaudes et lumineuses de type spectral O et B, et les associations T, peuplées d'étoiles plus modestes de type T Tauri, encore en phase de contraction vers la séquence principale. 

Ces vastes ensembles peuvent s'étendre sur des centaines d'années-lumière, et leur densité stellaire extrêmement faible les rend parfois difficiles à discerner sur le fond du ciel. Le complexe d'associations Scorpion-Centaure, situé à environ 400 années-lumière, représente l'exemple le plus proche de nous, ses étoiles brillantes comme Antarès trahissant la jeunesse de ce groupe.

Les anneaux et chaînes stellaires.
Les anneaux et chaînes stellaires, souvent désignés sous le terme plus générique de complexes d'étoiles sont de vastes organisations d'étoiles jeunes et de gaz qui dessinent dans le ciel des formes partiellement circulaires ou très allongées. Leur origine est fondamentalement dynamique : ces configurations sont les cicatrices laissées par des épisodes intenses de formation stellaire, suivis de la destruction des nuages moléculaires parents. 

Lorsque les étoiles massives d'une association s'allument, leurs vents stellaires puissants et leurs explosions finales en supernovae balayent le gaz résiduel, créant des bulles en expansion. Les couches comprimées de gaz autour de ces bulles peuvent à leur tour former de nouvelles étoiles, un processus de formation stellaire séquentielle qui grave dans l'espace une structure en coquille partielle. La superbulle de l'Éridan ou la ceinture de Gould, cet immense anneau incliné d'étoiles brillantes et de gaz qui ceinture notre Soleil à l'échelle de quelques milliers d'années-lumière, illustrent ce phénomène. 

Les chaînes stellaires, quant à elles, peuvent résulter de l'étirement d'un groupe d'étoiles le long de son orbite galactique ou de l'alignement fortuit de noeuds de formation le long d'un filament de gaz.

Les courants d'étoiles.
Les courants d'étoiles, ou courants stellaires, racontent une histoire bien plus ancienne et souvent plus dramatique. Ce sont des structures allongées et cohérentes en mouvement, composées d'étoiles partageant une même origine, mais aujourd'hui dispersées le long de leur orbite autour de la Voie Lactée. À la différence des associations, ces courants ne sont pas liés par leur propre gravité; ils sont maintenus par leur orbite commune. 

Leur formation résulte presque toujours d'un acte de cannibalisme galactique. Lorsqu'une galaxie naine ou un amas globulaire s'approche trop près de la Voie Lactée, les forces de marée le disloquent. Les étoiles arrachées au progéniteur s'égrainent alors comme un chapelet le long de sa trajectoire orbitale, formant un filament stellaire qui peut s'enrouler sur des dizaines de milliers d'années-lumière. 

Le courant du Sagittaire est l'archétype de cette catégorie, une structure immense encerclant notre galaxie, vestige d'une galaxie naine encore en train de se faire dévorer. D'autres courants, plus ténus, trahissent la destruction complète d'anciens amas globulaires, comme le courant Palomar 5. 

La détection de ces courants, souvent noyés dans l'immensité de la Voie Lactée, s'appuie sur l'analyse fine de la cinématique, de la chimie et des positions des étoiles pour révéler des familles dispersées partageant une empreinte de naissance identique. L'étude de ces structures est fondamentale, car elle permet de peser la matière sombre de notre galaxie, la régularité ou les perturbations d'un courant stellaire agissant comme un sismographe sensible au potentiel gravitationnel qu'il traverse.