Low-mass X-ray binary

rdf:langString Binaire X à faible masse

rdf:langString Une binaire X à faible masse, ou LMXB (de l'anglais Low Mass X-ray Binary), est une étoile binaire rayonnant dans le domaine des rayons X (ce que l'on appelle une binaire X), dont un des deux membres est une étoile à neutrons ou un trou noir et l'autre une étoile de masse « faible ». Elle peut être une étoile de la séquence principale, auquel cas son type spectral est F, G, K, M (éventuellement A), ou alors une naine blanche. Le terme de binaire X à faible masse s'oppose bien sûr à celui de binaire X à forte masse, dont l'étoile est, elle de type spectral O ou B (éventuellement A), et donc plus massive. Le rayonnement X émis par les binaires X à faible masse provient d'un échange de masse entre l'étoile et l'objet compact. En tombant sur l'objet compact, la masse de l'étoile compagnon forme un disque d'accrétion, est échauffée et rayonne dans le domaine des rayons X. L'étoile compagnon de l'objet compact étant, dans le cas d'une binaire X à faible masse, peu lumineuse, c'est la luminosité dans le domaine de rayons X qui domine l'émission du système. Celle-ci est 100 à 10 000 fois plus intense dans le domaine X que dans le domaine visible. Le phénomène d'échange de matière entre l'étoile et l'objet compact a pour conséquence de permettre une importante accélération de la vitesse angulaire de rotation de ce dernier. Dans le cas où celui-ci est une étoile à neutrons, ceci permet de lui conférer une vitesse de rotation extrêmement rapide, avec une période de rotation pouvant descendre à quelques millisecondes. Les binaires X à faible masse sont ainsi considérées comme les lieux où se forment les pulsars millisecondes. La première source astrophysique de rayons X jamais détectée, Scorpius X-1 (en 1962), était une binaire X à faible masse.