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.

Les étoiles doubles et multiples sont des étoiles suffisamment proches pour être liées par l'attraction gravitationnelle. Elles sont en orbite autour du centre de masse de l'ensemble qu'elles forment et leur mouvement obéit aux lois de Képler. Une situation très commune. Il semble qu'on puisse estimer que le tiers seulement des étoiles sont, à l'instar de notre Soleil, des objets simples, isolés. La plupart des étoiles (soit environ les deux-tiers restants, donc) sont liées à un compagnon. Elles constituent ce que l'on appelle des systèmes, que l'on pourra qualifier de complexes ou de composés. Quand on a affaire à deux étoiles seulement, on parle de systèmes binaires ou simplement d'étoiles doubles. Dans le cas, plus rare, où le système stellaire comporte davantage d'étoiles, on parle de systèmes (ou étoiles) triples, quadruples, ou encore... multiples.

Il convient de ne pas confondre les étoiles doubles physiques, dont il est question ici, des fausses étoiles doubles, dites doubles optiques, et qui ne sont en réalité que des étoiles rapprochées par la perspective sur la voûte céleste, mais qui situées à des distances très différentes n'ont aucun lien entre elles. Ajoutons enfin pour en terminer avec ces questions de vocabulaire, que parmi les doubles physiques, on distingue également celles qu'un télescope peut séparer (c'est-à-dire voir isolément) et appelées doubles visuelles, de celles dont la duplicité n'est révélée que par une étude de leur spectre (doubles spectroscopiques).

Les binaires à éclipses
Certaines étoiles présentent des variations de magnitude (ou d'éclat apparent) non à cause d'une véritable variation de leur luminosité, mais parce qu'elles constituent des systèmes d'étoiles doubles, dont les composantes s'éclipsent mutuellement, au cours de leur révolution orbitale. De telles éclipses - qu'en toute rigueur, on devrait plutôt qualifier d'occultations - ne sont évidemment observables que si le plan de révolution du système est sensiblement aligné avec la direction de la Terre.

La plus connue de ces binaires à éclipses est l'étoile Bêta Persei = Algol, dans la constellation de Persée. Au cours d'un cycle de trois jours environ, pour laquelle, elle donne lieu à l'éclipse d'une étoile bleue très brillante par une étoile orange plus faible, puis à l'éclipse de l'étoile orange par sa compagne bleue. Le minimum déclat intervient quand l'étoile la plus brillante est cachée partiellement par l'étoile la plus faible. Un autre minimum d'éclat, appelé minimum secondaire et qui n'est pas toujours très net dans certains couples, s'observe lors de l'occultation de l'étoile la moins brillante par sa compagne.

Les novae
Étymologiquement, le terme de nova désigne une étoile nouvelle (stella nova). En réalité, les novae correspondent à un brève étape, intervenant à la fin de l'existence de certaines étoiles initialement très peu lumineuses, et au cours de laquelle la luminosité de ses astres augmente brusquement. Leur luminosité peut alors en quelques heures seulement, et pendant quelques jours ou plusieurs semaines, devenir dix mille fois supérieure à celle du Soleil. La plupart du temps, la luminosité de l'étoile n'augmente que d'un facteur cent, et l'on parle plutôt dans ce cas de novae naines.

Selon toute vraisemblance, ces objets à quelque type qu'ils appartiennent, correspondent à des systèmes binaires, dont l'une des composantes est une naine blanche, astre compact dont le coeur s'est éteint, et l'autre composante une étoile plus jeune et froide, à l'enveloppe dilatée.

L'attraction gravitationnelle de la naine happe le gaz de sa compagne. La matière ainsi accaparée par la naine blanche ne tombe pas directement à sa surface. Elle s'enroule en spiralant au tour de l'étoile et finit par former un anneau, ou disque dit d'accrétion, dont la température est très élevée. Les transferts de matière d'une étoile vers l'autre et transitant par le disque d'accrétion sont à l'origine d'une grande variété des phénomènes explosifs, expliquant les brusques augmentations d'éclat..

Les binaires X et les microquasars
Les premières sources extrasolaires compactes de rayonnement X ont été découvertes en 1962. Quelques unes correspondaient, comme s'y attendaient les astronomes, à des étoiles massives très chaudes ou des étoiles à sursauts déjà connues. Mais la plupart, comprendra-t-on rapidement s'avéraient être des couples stellaires serrés, dont l'un des composantes était un astre compact. Cette nouvelle classe d'objets, appelés binaires X, constitue depuis l'un des chapitres les plus importants de l'astronomie des hautes énergies.

Les mécanismes à l'origine de l'émission du rayonnement X, souvent variable, peuvent être assez divers. Mais leur logique est presque toujours la même : on a affaire à un transfert de matière en provenance de l'enveloppe de l'étoile la moins évoluée du couple, en direction de l'étoile qui a déjà atteint son stade compact, c'est-à-dire essentiellement celui d'étoile à neutrons (voire, dans une poignée de cas, de trou noir), qui est le résultat attendu de l'effondrement du coeur d'une étoile massive après son explosion en supernova.

Le gaz transféré peut se déposer, principalement pour des raisons de moment angulaire, soit directement sur le compagnon compact, soit plus communément en ayant d'abord transité par un disque d'accrétion formé autour de cet astre. Dans tous les cas, l'accélération de la matière ainsi mise en mouvement (aussi bien dans le transfert que dans le disque) est telle qu'elle se trouve au final comprimée et chauffée à de très hautes températures, devenant par là source du rayonnement X observé.

L'abondance des étoiles doubles et multiples impose des conditions sévères aux théories sur la formation des étoiles. Ces dernières doivent être en mesure d'expliquer non seulement comment se fabrique une étoile, mais comment il se fait aussi que les processus à l'oeuvre débouchent aussi parfois sur la formation d'une étoile isolée, alors que dans d'autres cas (selon des proportions bien définies), il naît plusieurs étoiles. Les étoiles d'un système stellaire donné sont issues de la même matrice de gaz et de poussières. Celle-ci a dû se fragmenter de telle sorte qu'un, deux ou davantage de pôles de condensations sont apparus dans un espace à la fois assez restreint pour que l'attraction gravitationnelle assure une cohésion durable de l'ensemble, et assez étendu pour que se développent des naissances séparées. Une séparation, qui en l'occurrence signifie que chacune des étoiles d'un système composé peut espérer inscrire son évolution ultérieure dans le même schéma d'une étoile isolée. En tout cas, pendant un certain temps.

Les transferts de matière - Contrairement aux étoiles isolées qui au cours de leur évolution ne peuvent que perdre de la masse, sous l'effet du vent stellaire qui les vide progressivement d'une partie, voire de toute leur enveloppe, les composantes d'étoiles doubles peuvent aussi acquérir de la masse en provenance de leur compagnon. Ces transferts de masse se déroulent essentiellement quand l'une des étoiles a gonflé en géante rouge, et que son enveloppe dilatée passe sous l'emprise gravitationnelle de l'autre composante. Le phénomène pourra aussi s'inverser quand la seconde composante aura gonflé à son tour. Au total, puisque la masse d'une étoile définit les conditions de son équilibre interne et des processus qui se déroulent en son sein, les transferts de masse signifient que les étoiles binaires vont pouvoir évoluer de façon extrêmement complexe, selon le gain et la perte combinés de chacune des composantes.

Les amas stellaires sont une concentrations d'étoiles liées par la gravitation. Ces objets peuvent rassembler de quelques dizaines à plusieurs millions d'étoiles. Ces collections stellaires possèdent trois caractéristiques essentielles, qui sont aussi extrêmement précieuses pour les astronomes :

1 - Les étoiles d'un amas ont sensiblement le même âge, puisqu'elles sont issues d'un même processus de formation stellaire qui est un phénomène bref au regarde de la durée de vie d'un amas.

2 - L'origine commune de toutes ces étoiles leur garantit par ailleurs une composition chimique initiale identique.

3 - Et, enfin, la dimension d'un amas, comparée avec sa distanceau Système solaire est suffisamment petite pour qu'on puisse estimer toutes ses étoiles sont à à peu près la même distance de nous, et comparer directement leur éclat.

Les amas ouverts
On appelle amas ouverts (et parfois amas galactiques, mais ce terme tombe en désuétude, tout comme celui, encore plus ancien d'amas irréguliers) les petits groupes d'étoiles, essentiellement présents dans le disque de notre Galaxie. Ces ensembles comportent en général quelques centaines quelques milliers d'étoiles liées par la gravitation et en orbite autour d'un centre de masse commun. Il s'agit d'objets nés au cours d'un même processus de formation stellaire et qui sont actuellement en cours de dissémination dans l'espace.

L'amas ouvert M 7.

On y observe en premier lieu des étoiles bleues, qui sont très jeunes et lumineuses, dont l'âge est en général de l'ordre de quelques dizaines de millions d'années seulement (on a affaire typiquement à des étoiles de la population I). Mais les amas renferment en fait des étoiles de toutes masses, y compris des naines brunes. On leur rapprocher les associations stellaires et les courants d'étoiles, qui sont des regroupements d'étoiles plus lâches que les amas ouverts.

Les amas globulaires
Les amas globulaires sont des groupes très serrés d'étoiles concentrées dans un espace sensiblement sphérique de 50 à 300 années-lumière. L'effectif de ces amas peut atteindre plusieurs dizaines, parfois plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions d'objets.

L'amas globulaire M 19 (Ophiuchus).
Credit & Copyright : D. Williams, N. A. Sharp,
AURA, NOAO, NSF

Eux-mêmes répartis selon un symétrie sphérique autour de notre Galaxie - dans ce que l'on appelle son halo, les amas globulaires, au nombre de quelques dizaines de milliers, sont constitués des étoiles les plus âgées que l'on connaisse (au-delà de dix milliards d'années). Les grosses étoiles, à courte durée de vie, en sont pratiquement absentes. On n'y rencontre donc essentiellement des étoiles de petite masse, froides (à l'aune stellaire!) et rouges. Il s'agit d'astres dits de population II.

Les amas stellaires sont des structures instables. Les amas ouverts en particulier perdent progressivement leurs étoiles et dépassent difficilement un âge de quelques centaines de millions d'années. Les amas globulaires, plus riches en étoiles et plus compacts ont une espérance de vie plus longue (elle dépasse la valeur de l'âge actuel de l'univers), mais se délitent eux-aussi progressivement.

Sous le terme de groupes dispersés, on désignera ici des ensembles d'étoiles sans lien gravitationnel véritable entre elles, plus ou moins éparpillées, mais dont les déplacements dans l'espace (et parfois l'âge) trahissent une origine commune.

On en envisagera de trois sortes : Les associations stellaires, qui sont des objets jeunes se dispersant à partir d'un centre commun, ou peut, à l'occasion subsister un amas ouvert, et rappelant d'ailleurs par bien d'autres aspects les amas ouverts; les anneaux stellaires et les chaînes, assez similaires aux associations par leurs caractéristiques dynamiques, et qui se signalent par la forme particulière d'où est tirée leur appellation; et enfin les courants d'étoiles, qui correspondent à des ensembles stellaires suivant des directions parallèles dans l'espace, dans certains cas depuis très longtemps, si l'on en juge par l'âge de leurs membres dans certains cas. Certains courants d'étoiles outre des étoiles isolées, des amas ouverts et des associations, témoignant ainsi de mouvements coordonnés d'ampleur considérable dans le disque galactique.

Les associations stellaires
Ce terme introduit par Ambartsumian en 1949 désigne un petit groupe d'étoiles, souvent dispersées sur quelques petites centaines d'années-lumière, issues d'un même processus de formation, mais que la gravitation ne parvient pas à lier ensemble et qui se dispersent rapidement. Cela explique que les association durent peu de temps (quelque chose de l'ordre d'une dizaine de millions d'années), et donc qu'on n'y observe que des étoiles très jeunes. On distingue deux types principaux d'associations stellaires (OB et T Tauri) selon les étoiles les plus lumineuses que l'on y rencontre, ainsi, parfois, qu'un troisième type (C), signalé par la présence de céphéides.

Les anneaux stellaires et les chaînes
L'idée qu'il puisse exister des groupements annulaires de jeunes étoiles remonte à Isserstedt qui leur a donné le nom d'anneaux stellaires en 1968. Dans les années qui ont suivi la question de la réalité de ses structures a été vivement débattue. Il est apparu certains anneaux répertoriés par Isserstedt correspondaient à de simples effets fortuits. Il semble cependant que d'autres soient d'authentiques structures. Mais la question reste posée de savoir en quoi ces objets se distinguent véritablement des associations OB classiques. Les mêmes remarques s'appliquent à des alignements d'étoiles jeunes appelées chaînes, dont la disposition est sans doute le fruit du hasard, même si on peut voir en elles aussi les membres à part entière de telle ou telle association, identifiée par ailleurs, et qu'elles accompagnent souvent.

Les courants d'étoiles
Il n'y a sans doute pas non plus de différence fondamentale entre les courants d'étoiles et les associations. Dans les deux cas, on a affaire à des étoiles nées ensemble (c'est-à-dire en un même lieu et au même moment). Mais alors que les associations stellaires se signalent par le grand éclat de leurs principales étoiles, les courants stellaires, dont les membres sont également encore plus dispersés, sont identifiés par l'étude du seul déplacement dans l'espace de leurs membres. Ces objets vont à peu près dans la même direction, et donc viennent à peu près du même endroit.

Ajoutons qu'à une échelle encore plus grande les groupes d'étoiles dispersées ainsi que les amas ouverts peuvent former des structures plus amples, à l'exemple de la ceinture de Gould, au coeur de laquelle circule actuellement le Système solaire.