Les Etoiles solitaires, comme le Soleil, sont en minorité. En effet, plus de la moitié des Etoiles existantes sont des binaires ou font partie de systèmes multiples pouvant comprendre jusqu’à 6 membres. Elles peuvent provenir de protoétoiles séparées, maintenues en orbite par une forte gravitation, ou de la brisure d’une protoétoile qui s’est contractée trop vite pour maintenir sa cohésion.

Les Etoiles Binaires

      Dans un système binaire, les deux Etoiles tournent autour d’un centre de masse créé sous l’effet de leur attraction gravitationnelle. Les périodes orbitales des binaires vont de moins d’un jour à des centaines d’années, selon leur masse et leur distance.

      Les deux Etoiles suivent des trajectoires elliptiques autour du Centre de masse du système. Le rapport des deux masses, M1/M2, est égal à celui de leur distance, d2/d1. Si la distance moyenne entre les deux membres d'une binaire (ou Séparation) est exprimée en Unité Astronomique (1 UA = 150.000.000 km = distance Terre/Soleil), et leur Période Orbitale (P = Temps pour effectuer 1 tour entier du Centre de masse), on peut en determiner la Masse Totale par application de la relation suivante:

M1 + M2 = (d1 + d2)³ / P²

      Ainsi, si une binaire a une période de 20 ans et une séparation de 10 UA, sa masse totale est 10³ / 20² = 1000 / 400 = 2,5 masses solaires..
 
 

     Les « binaires visuelles » sont suffisamment éloignées l’une de l’autre pour pouvoir être résolues en étoiles séparées à l’aide d’un télescope. En 1985, les astronomes avaient détecté environ 70.000 binaires qui avaient une séparation de 10 à 100 unités astronomiques.

      Une « binaire optique » consiste en deux étoiles qui apparaissent proche dans le ciel, mais qui, en réalité, sont séparées, et ne sont donc pas de véritables binaires.
 

Les binaires astrométriques

      Le centre de masse d’une binaire décrit un mouvement rectiligne dans l’espace, tandis que les Etoiles elles-mêmes tournent autour de lui. La position des Etoiles par rapport au centre de masse dépend de la valeur relative de leur masse. Même si l’un des membres est trop faible pour être vu, le mouvement perturbé de son compagnon, plus brillant témoigne de sa présence. Une Etoile qui révèle l’existence d’un compagnon invisible est appelée « binaire astrométrique ». C'est ainsi qu'a été découverte la naine blanche, compagnon de Sirius.
 

Les binaires spectoscopiques

      Dans la plupart des binaires, les étoiles sont tellement proches l’une de l’autre qu’un observateur sur Terre ne peut les séparer. Une « binaire spectroscopique » apparaît comme une Etoile simple, mais son spectre est la combinaison des spectres de deux Etoiles.

A un certain moment, une des Etoiles, A, peut s’approcher de la Terre tandis que l’autre, B, s’en éloigne. Les raies spectrales de l’Etoile A sont décalées vers le bleu tandis que celles de l’Etoile B le sont vers le rouge. Ce phénomène est dû à l’effet Doppler.       Les étoiles continuent à se déplacer sur leur orbites et au bout d’un certain temps, on voit l’étoile B s’approcher de la Terre et l’Etoile A s’en éloigner. Les raies spectrales de A se décalent alors vers le rouge, celles de B vers le bleu. Le spectre combiné met en évidence la présence des deux Etoiles.

      Si l’une des Etoiles est faible au point que sa lumière ne peut pas être enregistrée dans le spectre composite, le mouvement orbital de l’étoile visible présent néanmoins des variations de longueur d’onde périodiques des raies spectrales, qui révèle la présence d’un compagnon. Les étoiles de ce type sont dites « binaires à une seule raie ».
 

Les binaires à éclipses

      Une « binaire à éclipses » est une binaire spectroscopique dont le plan orbital est horizontal par rapport à la Terre, chacune des Etoiles passant en face de l’autre et produisant alternativement des éclipses. L’Etoile qui semble simple présente alors des variations régulières de brillance. Le plus souvent, l’une des Etoiles est plus lumineuse que l’autre et les chutes dans la courbe de lumière sont inégales ; l’éclipse primaire correspond à la chute la plus profonde.

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Les Systèmes Triples

Notre Exemple : Alpha du Centaure

      Le Système Stellaire d'Alpha du Centaure - composé d'Alpha A et B, puis Proxima - a fait l'objet d'une étude complète qui a mobilisé deux des quatre grands télescopes de 8,2 mètres du VLT (Very Large Telescope, au Chili) ainsi que des petits instruments voisins (sidérostats) de 35 centimètres.

     Ces trois jumelles sont nées voici 4,85 milliards d'années, un peu avant notre Système Solaire. Alpha A et B orbitent l'une autour de l'autre, leur éloignement variant de 11,2 à 35.6 unités astronomiques sur une période de 80 ans. La naine Proxima est éloignée des deux autres par 13 000 unités astronomiques et orbite très probablement autour de celles-ci avec une période estimée entre 500 000 et 750 000 ans L'association entre ces trois étoiles ne semble pas accidentelle car elles se déplacent ensemble toutes les trois.

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Les Autres Associations

      Il existe des Binaires constituées d'une Etoile et d'un Trou Noir, elles sont appelées Binaires serrées.. C'est grace au fort champ gravitationnel qu’il crée à son voisinage que le Trou Noir peut avoir une Etoile comme satellite.

Dans un système Binaire, les deux astres tournant l’un autour de l’autre, ainsi le spectre de l’Etoile varie périodiquement. Dans notre cas, c'est l’Etoile qui va tourner autour du Trou Noir de manière périodique et son spectre (et donc sa couleur) va, d’après l’effet Doppler (ou Redshift), avoir la particularité d’osciller du bleu au rouge pour nous qui l’observons; l'Etoile s'éloigne, puis se rapproche.. C'est le cas pour Cygnus X1, la plus intense lumière (photo), Binaire serrée..

     On peut facilement détecter les Trous Noirs dans des systèmes Binaires. En effet, lorsqu’une étoile est proche d’un compagnon invisible (Trou Noir ou Etoile à Neutron), elle lui cède de sa matière. Cette matière est inexorablement attirée par le compagnon parasite et tourne autour de lui avant de disparaître. Cet amas de matière autour du compagnon obscur est appelé disque d’accrétion. Plus la matière s’approche du centre, plus elle s’échauffe, or quand la matière s’échauffe, elle émet des rayons X que l’on peut détecter.