Nombreuses sont les étoiles doubles liées par la gravitation. Souvent, dans ces "ménages", un partenaire s'empare de la matière de l'autre. Il en résulte de violentes explosions, quand ce n'est pas la disparition totale de l'une des deux étoiles.

Les Arabes ont appelé cette étoile A1 ghoul: "L'ogre". Plus tard ce nom s'est transformé en "Algol" et, durant des siècles, les astrologues l'ont considéré comme un astre maléfique. Algol apparaît comme une étoile variable avec une périodicité de 2 jours 20 heures et 49 minutes. La variation de luminosité est assez forte pour être constatée à l'oeil nu, et Algol a longtemps été un objet de scandale pour ceux qui, suivant Aristote, considéraient les étoiles comme immuables. C'est un adolescent de 17 ans, John Goodricke, né en Hollande mais émigré en Angleterre, qui perça le premier son secret en 1782. Curieuse destinée que celle de ce jeune homme, sourdmuet de naissance et qui mourut à 21 ans.
Algol est l'étoile la plus brillante de la constellation de Persée, dans l'hémisphère boréal. Goodricke avait compris qu'il s'agissait d'une étoile double dont l'un des compagnons, obscur, éclipsait périodiquement son partenaire lumineux, et que, la Terre se trouvant proche du plan équatorial de ce système, on pouvait par chance observer cette occultation. Depuis, on sait que le système est en fait triple. Algol A, une étoile bleue brillante, est cinq fois plus massive que le Soleil et de trois fois son diamètre; Algol Best rouge sombre, de masse et de diamètre respectivement une fois et 1,5 fois ceux du Soleil; la troisième étoile gravite loin des deux autres et ne joue qu'un rôle mineur.

Ce qui est intéressant, c'est que les deux étoiles principales sont très proches l'une de l'autre, seulement séparées par dix millions de kilomètres, quinze fois moins que la distance de la Terre au Soleil. Dans un tel système binaire, le champ de gravitation résulte de la somme des attractions exercées par chacune des deux étoiles. Un mathématicien français du siècle passé,
Edouard Roche, a étudié ces systèmes. Il a introduit une notion dite "lobes" de Roche. C'est un volume en forme de sablier - ou de "8" à deux dimensions -possédant deux lobes accolés. Chacun des lobes entoure une étoile et détermine la région où son champ est prédominant. Les lobes peuvent être inégaux en taille, variant selon la masse de l'astre qui s'y trouve. Au point de croisement du 8 - le point de Lagrange -, la gravité est nulle. En gros, la matière située à l'intérieur d'un lobe reste attachée à l'étoile correspondante; mais, si elle dépasse la limite, elle peut être absorbée par sa voisine. Dans le système Algol, l'étoile B, qui est une géante rouge, occupe la totalité de son lobe de Roche et, par le point de Lagrange, perd régulièrement une partie de son atmosphère au profit de l'étoile bleue. A l'origine, B était bien plus massive que A; c'est pourquoi, selon le schéma d'évolution des étoiles, elle a atteint plus rapidement le stade de géante rouge. A présent, Algol A est environ cinq fois plus lourde qu'Algol B.

L'évolution d'un système binaire peut s'avérer plus complexe. Dans le cas de l'étoile double Bêta de la Lyre, c'est l'étoile bleue qui occupe maintenant la totalité de son lobe de Roche, et qui expédie sa matière, à raison de trois masses terrestres par an, vers sa compagne plus lourde mais peu brillante. Cette dernière, enveloppée par ces gaz, est devenue totalement invisible.
D'autres cas peuvent se présenter, comme l'étoile W de la Grande Ourse; les deux coeurs stellaires partagent une atmosphère en grande partie commune. La situation fait penser à un neuf contenant deux "jaunes". A terme, un tel état est instable. Une grande déperdition d'énergie est inévitable et doit conduire à la fusion des deux étoiles. Alors, le mouvement de rotation orbital sera communiqué à l'étoile unique qui tournera très rapidement sur elle-même. La force centrifuge sera telle que des gaz seront éjectés dans le plan équatorial.
Un cas "dramatique" survient quand l'une des deux étoiles est parvenue au stade final de naine blanche ou d'étoile àneutrons. Elle peut absorber en masse l'hydrogène de sa voisine. Lorsqu'une telle étoile se dote d'une couche d'hydrogène de quelques mètres d'épaisseur seulement, une gigantesque réaction thermonucléaire se développe. Apparaît alors une nova extrêmement lumineuse. U'explosion ne détruit pas l'étoile; un nouveau cycle peut recommencer. On connaît ainsi plusieurs cas de novae récurrentes, comme RS Opiuchi, dans la constellation du Serpent, qui est passée par le stade nova en 1898, 1933 et 1958. A chaque explosion, la luminosité absolue croit pour atteindre de dix mille à un million de fois celle du Soleil. L'étoile redevient normale en quelques mois; et on observe une couronne de gaz, résidu de l'explosion s'enfuyant à des centaines de km/sec.

L'intérêt de ces novae réside dans le fait qu'il s'agit d'un phénomène superficiel, facile à observer. Dans la pellicule externe d'hydrogaz, qui parfois ne dépasse pas un mètre d'épaisseur, le champ de gravitation énorme de l'étoile à neutrons entretient une pression et une température très élevées. C'est la forte densité qui permet l'amorce d'une réaction thermonucléaire; la fusion de l'hydrogène produit de l'hélium, puis d'autres éléments légers comme le carbone, le tout étant accompagné d'un flash extrêmement violent de rayons X.

On pourrait penser que les couples d'étoiles constituent une curiosité. Tel n'est pas le cas, la plupart des étoiles étant doubles, voire triples. Le plus souvent, la distance entre les composantes est respectable, et la cohabitation se déroule sans problème. Mais, dès lors que l'un des partenaires est en mesure de s'approprier la matière de l'autre, la situation s'aggrave. On a vu que c'est le cas d'une étoile naine, ou à neutrons, qui brûle l'hydrogène de sa voisine en explosions successives.

Mais il y a encore mieux. On connaissait déjà plusieurs centaines de pulsars, des objets célestes émettant régulièrement un rayonnement dont la période varie d'une vingtaine de millisecondes àquelques secondes; en 1982, on a découvert un pulsar "ultra rapide" qui effectue sur lui-même plus de six cents tours par seconde. On en connaît maintenant plusieurs dizaines. A l'encontre des pulsars "normaux", qui ralentissent progressivement pour s'arrêter au bout de un à cinq millions d'années, le pulsar ultra rapide semble devoir tourner durant une centaine de millions d'années au moins.
Les pulsars sont des étoiles à neutrons, résultant de l'effondrement gravitationnel d'étoiles plus massives ayant épuisé leur réserve d'énergie et subi le stade supernova. Lors de l'effondrement, le flux du champ magnétique de l'étoile-mère se conserve: le pulsar est pourvu d'un champ magnétique fantastique, dépassant mille milliards de fois le champ terrestre. Lorsque l'axe magnétique ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile, il tourne rapidement en émettant, tel un phare, un faisceau d'ondes électromagnétiques qui balaye l'espace. C'est la détection de ce faisceau pulsé qui est à l'origine du nom de pulsar. La perte d'énergie rayonnée conduit au ralentissement du pulsar qui, petit à petit, devient invisible: c'est la descente au tombeau. Preuve indubitable d'une grande jeunesse: le pulsar de la nébuleuse du Crabe - issu de la supernova observée par les Chinois en 1054, donc âgé d'à peine plus de neuf cents ans - a été jusqu'en 1982 le recordman de la vitesse avec une période de 33 millisecondes.

Pourquoi les pulsars ultra rapides posent-ils un problème?

D'abord, à cause de leur vitesse de rotation élevée. Celle-ci découle de la vitesse initiale de l'étoile qui leur a donné naissance. Au moment de l'effondrement, la "toupie" se met à tourner plus vite, tel un patineur qui ramène les bras le long de son corps. Or, aucune étoile originelle n'aurait pu tourner assez vite pour expliquer la folle rotation de ces nouveaux pulsars, dont l'équateur se meut à une vitesse supérieure au dixième de celle de la lumière. Sous l'action de la gigantesque force centrifuge, le pulsar est proche de la rupture.
Ensuite, on se demande pourquoi un pulsar ultra rapide qui rayonne autant d'énergie électromagnétique n'est pas fortement ralenti. La réponse la plus simple est d'imaginer qu'une étoile voisine "entretient" sa vitesse. Effectivement, nombre de ces pulsars ont été identifiés à des systèmes binaires. Selon toute vraisemblance, ils aspirent la matière de leur voisine - en général obscure - d'une manière telle que le mouvement orbital des deux astres est transformé en mouvement de rotation du pulsar anémié. Voilà comment, avec deux vieilles étoiles, l'Univers, qui ne semble jamais à court d'imagination, parvient à réactiver un système moribond. Il s'agit d'une véritable résurrection, accompagnée d'un cannibalisme sans pitié. Le pulsar PSR 1957+20 en est un exemple convaincant. Il tourne àraison de 622 tours par seconde. La matière à l'équateur se meut à la vitesse de 30 000 km/sec, ce qui est fantastique quand on sait que sa densité est de milliards de tonnes par centimètre cube. Quant à la pauvre voisine, celle qui alimente ce carrousel, ce n'est plus qu'un astre falot, pesant vingt fois moins que la planète Jupiter.
On peut se demander comment une étoile devenue un corps inerte peut céder de la matière à son insatiable compagnon. La réponse est venue de l'observation des signaux du pulsar. Il se trouve que l'inclinaison de l'orbite des deux compagnes permet d'observer, depuis la Terre, l'occultation du pulsar par la petite étoile. Or, cette occultation commence et se termine bien avant l'alignement. On en déduit que la petite compagne est entourée d'un nuage de gaz qui agrandit, artificiellement, son contour géométrique. Bien sûr, elle est trop froide pour émettre ellemême cette enveloppe gazeuse; aussi en est-on arrivé à la conclusion que c'est le pulsar lui-même, à l'aide des puissants rayons X qu'il émet, qui réchauffe sa voisine et la volatilise... avant de l'avaler. N'est-ce pas le comble du raffinement?