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
On appelle étoiles symbiotiques des systèmes binaires relativement écartées, constitués d'une géante rouge ordinaire (le plus souvent de type M et parfois des types G ou K) ou d'une Mira, et d'une étoile plus chaude (généralement une naine blanche, mais parfois aussi une étoile massive de la séquence principale, voire une étoile à neutrons), et dans lequel il existe un transfert de matière de la première à la seconde composante, par suite du vent stellaire. Les plus connus de ces astres sont Z Andromedae, R Aquarii et CH Cygni.

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. Toujours est-il que c'est à cet instant qu'on les repère en général, et que l'on peut être tenté d'y voir, à l'instar des astronomes des siècles passés, des astres "nouveaux".

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.

Si l'explosion se révèle suffisamment puissante, elle n'affectera plus seulement les régions périphériques de la naine blanche. Elle la détruire complètement et l'on aura affaire à une supernova. Un déferlement d'énergie des milliers de fois plus puissant que celui rencontré dans les novae.

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

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.

Comment s'effectue le transfert de masse?

Le lobe de Roche* 
La notion de lobe de Roche, du nom d'Edouard Albert Roche qui l'a élaborée, repose en grande partie sur les travaux de Joseph Louis de Lagrange. Ce dernier, dans ces recherches de mécanique céleste, avait mis en évidence l'existence de points particuliers, dits points de Lagrange, situés dans le plan orbital d'un système composé de deux masses quelconques (deux planètes, aussi bien que deux étoiles, ou une étoile (le Soleil, par exemple), et une planète), autour desquels pourraient se maintenir en orbite stable un troisième corps de faible masse. L'un de ces points, baptisé L1, ou premier point de Lagrange, appartient à l'axe qui joint les deux astres principaux et se place au barycentre du système. Il correspond exactement au point où l'attraction gravitationnelle des deux objets s'équilibre. Édouard Roche, quand il s'est intéressé aux effets de l'attraction gravitationnelle cumulée de deux astres, a calculé pour sa part la forme des surfaces autour de chacun des astres (assimilés à des points) correspondant à un potentiel gravitationnel donné. Un point matériel de masse négligeable peut se déplacer une telle surface sans gain ou perte d'énergie. Autour d'une étoile isolée (ou d'un autre astre), ces surfaces équipotentielles seraient sphériques. Dans un système binaire, elles forment deux familles centrées sur chacun des astres et prennent une forme allongée, qui rappelle celle d'une poire. Il existe alors autour de chaque astre une surface spéciale, qui est celle qui est en contact au point L1 avec son homologue centré l'autre astre. On appelle cette critique la surface de Roche, et le volume qu'elle renferme, le lobe de Roche.

Le disque d'accrétion
Dans ce cas de figure le point L1 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.