La masse des étoiles

Les étoiles binaires

Pour espérer atteindre une compréhension de la nature et de l’évolution des étoiles, les astronomes devaient essayer de déterminer un important paramètre : leur masse. Celle-ci est difficile à déterminer car ni les mesures de luminosité, ni l’analyse spectrale ne sont d’aucun secours. La seule solution est de recourir à l’astrométrie, la mesure précise des positions stellaires, et de l’appliquer à ce que l’on appelle les systèmes binaires, c’est-à-dire des couples d’étoiles liées par leur attraction gravitationnelle mutuelle et en orbite l’une autour de l’autre.

Il existe dans le système solaire une loi, appelée la troisième loi de Kepler, qui relie la taille et la période de chaque orbite planétaire et qui fait intervenir la masse du Soleil. Cette loi peut se généraliser à tous les corps en orbite, en particuliers aux membres d’un système binaire. Au lieu de la masse du Soleil, c’est la masse totale du couple qui compte. Ainsi, s’il était possible de mesurer par l’observation la période et la taille d’un système binaire, il suffirait d’appliquer cette loi pour pouvoir calculer la masse totale du couple.

Les astronomes des siècles passés devaient donc trouver dans le ciel des étoiles binaires et mesurer leur période et leur orbite. Ceci était malheureusement très difficile en pratique. Le mouvement apparent des étoiles est extrêmement lent, les périodes peuvent atteindre la centaine d’années et plusieurs générations d’astronomes pouvaient se révéler nécessaires pour une étude complète. Une fois l’orbite apparente mesurée, il fallait encore en déduire l’orbite réelle. Là encore des difficultés apparaissaient car les orbites sont la plupart du temps inclinées par rapport à notre ligne de visée, ce qui fausse les estimations de dimension.

Lorsque les observations se passaient bien, la méthode basée sur la loi de Képler pouvait fournir la masse totale du couple stellaire. Pour déterminer la masse de chaque