En binær X lav masse eller LMXB (den engelske lavmasse røntgenbinær ) er en binær stjerne, der skinner inden for røntgenstråler (den såkaldte binære X ), et af de to medlemmer er en neutronstjerne eller en sort hul og den anden en "lav" masse stjerne . Det kan være en hovedsekvensstjerne , i hvilket tilfælde dens spektraltype er F, G, K, M (muligvis A) eller en hvid dværg . Udtrykket for binær med lav masse X er naturligvis i modsætning til udtrykket for binær med høj masse X , hvis stjerne er spektral type O eller B (muligvis A) og derfor mere massiv.
X-strålingen udsendt af X-binærerne med lav masse kommer fra en masseudveksling mellem stjernen og det kompakte objekt. Ved fald på den kompakte genstand danner massen af den ledsagende stjerne en tiltrædelsesdisk , opvarmes og udstråler i røntgendomænet.
Den ledsagende stjerne af det kompakte objekt er, i tilfælde af en X-binær med lav masse, ikke særlig lysende, det er lysstyrken i røntgendomænet, der dominerer systemets emission. Dette er 100 til 10.000 gange mere intens i X-domænet end i det synlige domæne.
Fænomenet stof udveksling mellem stjernen og den kompakte objekt resulterer i en signifikant acceleration af vinkelhastigheden af rotation af sidstnævnte. I det tilfælde hvor sidstnævnte er en neutronstjerne, gør det det muligt at give den en ekstremt hurtig rotationshastighed med en rotationsperiode, der kan falde til et par millisekunder . X-binær med lav masse anses således for at være de steder, hvor der dannes millisekundpulsarer .
Den første astrofysiske røntgenkilde, der nogensinde er opdaget, Scorpius X-1 (i 1962 ), var en X-binær med lav masse.
At identificere en X-binær med lav masse kræver enten optisk identifikation af ledsagestjernen og derefter kendskab til dens spektraltype ved spektroskopi eller kontrol af, at visse observerbare egenskaber ved systemet, derudover kun findes i andre X-binære, er til stede. De omfatter:
Omløbsperioden for X-binær med lav masse spænder fra mindre end 12 minutter (for Skytten X-4 ) til mere end 15 dage. Ligesom X-binære filer med høj masse og katastrofale variabler er der næppe nogen X-binær med lav masse med en omløbstid mellem 2 og 3 timer, en konsekvens af fraværet af en fysisk mekanisme, der tillader eksistensen af sådanne systemer. Der ser heller ikke ud til at være nogen X-binær med lav masse med en omløbstid mellem 1 og 2 timer.
I de fleste tilfælde registreres X-binære filer med lav masse i vores egen Galaxy . Nogle opdages også inden for de kugleformede klynger . Vi bemærker, at dette antal er overraskende højt sammenlignet med omfanget af stjernernes population af disse objekter. Dette overskud af binær X forklares ved det faktum, at tætheden af stjerner inden for kuglehobe er meget høj og favoriserer dannelsen af binære systemer tilstrækkeligt tæt til at udveksle masse.
Hastigheden af formørkelser observeret i X-binær med lav masse er lav. Allerede i 1979 blev det klar over, at dette er uforeneligt med det faktum, at tiltrædelsesdisken, der omgiver det kompakte objekt, er en tynd disk. Dette beviser, at tilvænningsdiske med lav masse X-binære filer er tykke diske. I dette tilfælde har disse skiver en tendens til at skjule det centrale kompakte objekt, når det ses fra kanten, men en X-emission er ikke desto mindre synlig, fordi den diffunderes af skivens miljø, der danner en fotoioniseret krone . Denne hypotese blev først foreslået af den israelske astrofysiker Mordehai Milgrom i 1978 og blev derefter bekræftet tre år senere ved analyse af lyskurven i Skytten X-7 (V691 CrA).
Omløbsperioden for et binært X er generelt ikke konstant: på grund af stoftilvækst observeres en udveksling mellem systemets orbitalvinkelmoment og dets specifikke vinkelmoment. Imidlertid er variationen i omløbsperioden for disse systemer stadig vanskelig at måle. På den ene side varierer det relativt langsomt på menneskelig skala (den karakteristiske variationstid er i størrelsesordenen en million år), på den anden side er X-emissionen af disse systemer uregelmæssig på grund af det faktum, at tilvæksten processen og massetabsprocessen for den ledsagende stjerne er i sagens natur uregelmæssige. Flere systemer, som Skytten X-4 , Herculis X-1 , UY Vol eller Skytten X-7 viser en variation i deres kredsløbstid, enten en stigning eller et fald, men disse forstås ikke altid godt.