Les binaires détachées : aucune des deux étoiles n'emplit son lobe de Roche, il n'y a pas de transfert de matière. Tous les systèmes signalés dans le tableau au bas de cette page sont dans ce cas.

Les binaires semi-détachées : l'une des deux composantes remplit son lobe de Roche; elle transfère une partie de son enveloppe vers sa compagne. C'est le cas, par exemple d'Algol (Persée).

Les binaires en contact : les deux étoiles remplissent leurs lobes de Roche respectifs. Systèmes, à l'instar de Sheliak (Lyre) ou de W UMa (Grande Ourse), se dotent ainsi d'une enveloppe commune.
L'appartenance pour un système à tel ou tel groupe n'est pas définitive. Elle traduit simplement un stade particulier de son évolution.

Les étoiles symbiotiques.
Une étoile symbiotique est un système binaire à très longue période orbitale, allant de quelques centaines de jours à plusieurs dizaines d'années, composé d'une géante rouge froide de type spectral M ou K et d'une étoile compacte chaude, généralement une naine blanche. La géante rouge, ayant épuisé l'hydrogène en son coeur et gonflé jusqu'à atteindre des dimensions gigantesques, émet un vent stellaire intense et lent. L'étoile compacte capture une partie de cette matière par accrétion gravitationnelle. Le phénomène le plus caractéristique de ces systèmes est la cohabitation spectrale de signatures venant de températures extrêmement différentes : les raies d'absorption moléculaires de la géante froide, comme celles de l'oxyde de titane, se mêlent aux raies d'émission à haute excitation de la nébuleuse ionisée qui entoure l'étoile chaude, telles que celles de l'hélium ionisé ou de l'oxygène doublement ionisé. La matière éjectée par la géante forme une enveloppe circumstellaire partiellement ionisée par le rayonnement ultraviolet intense de la naine blanche, créant une région HII miniature. Ces systèmes se manifestent souvent par des éruptions de type nova, dites symbiotiques, lorsque le taux d'accrétion ou les conditions à la surface de la naine blanche déclenchent une combustion thermonucléaire de l'hydrogène accumulé. Cette combustion peut perdurer pendant des décennies, maintenant une photosphère chaude et un vent ionisé avant de s'éteindre progressivement, ramenant le système à un état de quiescence.

Les novae.
Les novae, dont le nom vient du latin signifiant "nouvelles [étoiles]", sont le résultat d'une explosion thermonucléaire cataclysmique à la surface d'une naine blanche dans un système binaire serré. Le compagnon est généralement une étoile de la séquence principale, souvent une naine rouge peu massive, qui remplit son lobe de Roche et transfère de la matière riche en hydrogène vers la naine blanche par un disque d'accrétion. La matière s'accumule et se comprime à la surface de l'astre dégénéré, formant une couche de plus en plus dense et chaude. Lorsque la température à la base de cette couche atteint le seuil critique de la fusion de l'hydrogène par cycle CNO, la réaction s'emballe de manière explosive car la matière dégénérée ne peut se dilater pour réguler la température. La libération d'énergie est colossale, éjectant une grande partie de la matière accumulée à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. La luminosité du système augmente d'un facteur pouvant atteindre un million en quelques jours, avant de décroître lentement. Les novae classiques sont récurrentes à des échelles de temps de milliers d'années, tandis que les novae récurrentes, comme RS Ophiuchi, explosent à l'échelle d'une vie humaine, ce qui s'explique par une naine blanche très massive, proche de la limite de Chandrasekhar, et un taux d'accrétion élevé. Le mécanisme de base est le même que pour les éruptions symbiotiques, mais les novae classiques se distinguent par la nature de leur compagnon, une étoile de la séquence principale plutôt qu'une géante, et par la formation d'un disque d'accrétion bien défini.

Les binaires X et les microquasars.
Binaires X.
Les binaires X représentent un stade évolutif où l'objet compact n'est plus une naine blanche, mais une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire, vestige d'une supernova. Dans ces systèmes, la matière arrachée au compagnon, une étoile massive de type OB pour les binaires X de grande masse ou une étoile de faible masse pour les autres, est chauffée à des températures telles qu'elle émet l'essentiel de son rayonnement dans le domaine des rayons X. La physique de l'accrétion diffère considérablement. Dans le cas d'une étoile à neutrons possédant un champ magnétique intense, la matière du disque d'accrétion est capturée par les lignes de champ au niveau du rayon d'Alfvén, puis canalisée vers les pôles magnétiques où elle percute la surface de l'étoile à une vitesse proche de la moitié de celle de la lumière, créant des points chauds et donnant naissance au phénomène de pulsar X. En l'absence de champ magnétique fort, le disque s'étend jusqu'à la surface de l'étoile ou, pour un trou noir, jusqu'à la dernière orbite circulaire stable. L'énergie libérée par la dissipation visqueuse dans le disque et par la libération d'énergie potentielle gravitationnelle est immense. Le disque interne peut atteindre des températures de dizaines de millions de degrés, émettant un rayonnement X qui peut dépasser la luminosité d'Eddington. Ces systèmes sont le laboratoire de la relativité générale, avec des effets observables comme l'élargissement relativiste des raies spectrales du fer.

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Anatomie d'un microquasar.
(CompositionImago Mundi,, d'après des éléments graphiques d'origines diverses).

Microquasars.
Les microquasars constituent une sous-classe extrême des binaires X, où les phénomènes d'éjection prennent une ampleur remarquable, faisant de ces objets des analogues à échelle stellaire des quasars lointains. Il s'agit de systèmes contenant un trou noir stellaire accrétant de la matière depuis un compagnon. Le disque d'accrétion ne se contente pas de rayonner en X; il produit également des jets collimatés de plasma qui sont éjectés perpendiculairement au plan du disque à des vitesses très proches de celle de la lumière, un phénomène appelé mouvement supraluminique lorsqu'il est observé sous un certain angle. La physique de ces jets est intimement liée à la couronne magnétosphérique du disque d'accrétion et probablement à l'extraction d'énergie rotationnelle du trou noir par le mécanisme de Blandford-Znajek. Les microquasars présentent des transitions spectrales spectaculaires, passant d'un état dur dominé par une couronne chaude et un jet radio continu, à un état mou où le disque d'accrétion thermique domine le spectre X et où le jet est supprimé. Ces transitions d'états, qui se produisent à des échelles de temps de quelques jours à quelques mois, permettent de sonder directement la connexion entre l'accrétion, processus qui nourrit le trou noir, et l'éjection, processus qui restitue une partie de l'énergie à l'environnement galactique, sous forme de vents et de jets qui peuvent interagir avec le milieu interstellaire environnant et former des nébuleuses.

Comment s'effectue le transfert de masse?

Le lobe de Roche.
Le lobe de Roche est une région de l'espace entourant un astre dans un système binaire, à l'intérieur de laquelle la matière reste gravitationnellement liée à cet astre. Cette notion est particulièrement importante dans les systèmes constitués de deux étoiles proches, ou d'une étoile accompagnée d'un objet compact comme une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir. La forme du lobe de Roche résulte de l'action combinée de la gravitation des deux corps et des effets liés à leur rotation autour du centre de masse commun.

Dans le référentiel tournant du système binaire, chaque point de l'espace est caractérisé par un potentiel gravitationnel effectif qui prend en compte à la fois l'attraction des deux astres et la force centrifuge. Les surfaces équipotentielles définissent des régions fermées autour de chaque composante. La plus grande surface fermée entourant un astre correspond à son lobe de Roche. Sa forme n'est pas sphérique mais allongée vers le compagnon.

Les deux lobes de Roche des composantes du système se rejoignent en un point particulier appelé point de Lagrange interne, noté L1. Ce point constitue une zone d'équilibre où les influences gravitationnelles des deux astres se compensent dans le référentiel en rotation. Il agit comme un "col" reliant les deux régions gravitationnelles.

Lorsque le rayon de l'un des astres reste inférieur à celui de son lobe de Roche, la matière de ses couches externes demeure liée à cet astre. En revanche, si l'étoile se dilate au cours de son évolution et atteint la limite de son lobe de Roche, ses couches les plus externes peuvent franchir le point L1. La matière s'écoule alors vers le compagnon sous l'effet du gradient de potentiel gravitationnel. Ce phénomène est appelé transfert de matière par débordement du lobe de Roche.

La matière transférée peut tomber directement sur le second astre si celui-ci est relativement grand, ou former un disque d'accrétion autour de lui lorsque sa taille est faible, comme dans le cas des naines blanches, des étoiles à neutrons ou des trous noirs. La taille du lobe de Roche dépend principalement de la séparation entre les deux astres et du rapport de leurs masses.

Le transfert de matière modifie progressivement les masses des deux objets et peut entraîner une évolution complexe du système. Selon les cas, le transfert peut être stable et se poursuivre pendant de longues périodes, ou devenir instable et conduire à des phénomènes violents tels que les novae, les sursauts de rayons X ou, dans certaines circonstances, les supernovae de type Ia. 

Le disque d'accrétion
Le point de Lagrange L1 mentionné précédemment forme une sorte de passerelle entre les deux étoiles. Le matériau circulant de l'une à passera par là. Le torrent de gaz ainsi canalisé, ne tombera pas directement sur l'autre étoile. La matière qui le constitue emporte en effet avec elle un certain moment angulaire (ou "quantité de rotation", si l'on veut). Le flux se projette donc sur la deuxième étoile plutôt en spiralant. La force centrifuge va alors se mêler de l'affaire. Il n'est pas obligatoire, mais possible, et sans doute dans la plupart des cas, qu'elle se montre suffisante pour stopper la chute sur l'astre attracteur d'une grande partie du gaz qui lui arrive. Il se forme ainsi un disque en rotation très rapide autour de l'étoile, et sur lequel vient s'accumuler le matériau venu de l'autre composante. Ce disque d'accumulation, ou disque d'accrétion, ne grandit pas indéfiniment. A cause de sa température élevée, les atomes qui le constituent sont ionisés, autrement dit chargés électriquement. Cela induit l'équivalent de frottements freinant les parties interne du disque, du fait de la vitesse plus lente de ses régions externes (c'est encore la troisième loi de Kepler qui nous apprend qu'il en est ainsi!). D'une vitesse insuffisante pour se maintenir en orbite, le gaz des régions internes du disque finit donc par tomber et attendre sa destination finale. Un équilibre entre la matière qui arrive sur le disque et celle qui le quitte s'établit.

Le disque d'accrétion représente cependant un peu plus pour un système double qu'une simple plate-forme de transit. Et cela, en premier lieu, quand il est en orbite autour d'un astre très condensé (naine blanche, étoile à neutrons, trou noir). L'intensité importante du champ de gravitation démultipliant alors les phénomènes énergétiques dont le disque sera l'acteur.

Ainsi, le jet de gaz accéléré à des vitesses supersoniques, qui vient se fracasser à la surface de ce disque y crée un point chaud, capable éventuellement de donner lieu à de petites (petites à l'échelle stellaire!) explosions thermonucléaires. Ce qui pourrait expliquer le mécanisme à l'origine des novae naines. L'impact du jet est également à l'origine d'une onde de choc qui se propage sur toute le disque et ajoute à son échauffement. Celui-ci rayonnera dans le domaine ultraviolet et X selon la température atteinte. Comme le flux n'est pas nécessairement homogène et régulier des bouffées de luminosité (notamment en X) pourront s'observer épisodiquement. Enfin, le disque peut-être lui-même le siège d'instabilités qui le désintègrent partiellement où complètement de temps à autre. Il s'effondre alors sur son étoile et donne lieu à de nouveaux éclats, comme cela pourrait être le cas pour de nombreuses variables cataclysmiques. Le matériau tombé à partir du disque, dans ces conditions aussi bien que par un flux régulier, sur une naine blanche est également considéré à l'origine des explosions des novae et de certaines supernovae.

Les contraintes de la vie à deux

Comme l'évolution d'une étoile est d'autant plus rapide que celle-ci est initialement massive, c'est la plus grosse étoile d'un couple qui parvient la première au stade de géante rouge. Le transfert de matière s'effectue donc à partir d'elle. Un fraction non négligeable de gaz s'échappera dans ce cas aussi du système, entraînant ici encore une modification de ses caractéristiques orbitales, mais la plus grande partie du matériau servira bien à engrosser la compagne. Devenant ainsi plus massive, celle-ci accélère alors son évolution. Mais en même temps, cet apport de sang neuf, lui fournit aussi un moyen de rajeunissement. Une situation au apparences paradoxes et qui, de toute façon, ne saurait durer. Quand la seconde composante finit , en effet, par devenir logiquement la plus massive, le flux s'inverse. C'est elle désormais qui constitue la source de matière. Pendant quelques dizaines de milliers d'années (ce qui est excessivement bref à l'échelle du temps stellaire), un jeu d'échanges très complexe peut ainsi s'installer entre les deux partenaires. Les règles du jeu elles-même peuvent revêtir de nombreuses nuances selon le rapport des masses des deux composantes. Si, par exemple, ce rapport est proche de 1 (masses presque égales), elles parviennent à maturation et gonflent pratiquement en même temps, offrant aux astronomes, qui essaient de comprendre ce qui se produit alors, de nouveaux casse-têtes. En fait, chaque couple fournit sans doute un cas d'espèce.