Binaire X à faible masse - Définition

Évolution de la période orbitale

La période orbitale d'une binaire X n'est en général pas constante : du fait de l'accrétion de matière, on observe un échange entre le moment cinétique orbital du système et le moment cinétique propre de ses composantes. La variation de la période orbitale de ces systèmes reste cependant difficile à mesurer. D'une part, elle varie relativement lentement à l'échelle humaine (le temps caractéristique de variation est de l'ordre du million d'années), d'autre part, l'émission X de ces systèmes est irrégulière du fait que le processus d'accrétion et celui de perte de masse de l'étoile compagnon sont intrinsèquement irréguliers. Plusieurs systèmes, comme Sagittarius X-4, Herculis X-1, UY Vol ou Sagittarius X-7 montrent une variation de leur période orbitale, soit une augmentation, soit une diminution, mais celles-ci ne sont pas toujours bien comprises.

Courbe de lumière

Le taux d'éclipses observé dans les binaires X à faible masse est faible. Dès 1979, il fut réalisé que ceci était est incompatible avec le fait que le disque d'accrétion entourant l'objet compact est un disque fin. Cela prouve que les disques d'accrétion des binaires X à faible masse sont des disques épais. Dans ce cas là, ces disques ont tendance à cacher l'objet compact central quand il est vu par la tranche, mais une émission X est néanmoins visible car elle est diffusée par l'environnement du disque, qui forme une couronne photo-ionisée. Cette hypothèse a été pour la première fois proposée par l'astrophysicien israëlien Mordehai Milgrom en 1978, puis confirmée trois ans plus tard par l'analyse de la courbe de lumière de Sagittarius X-7 (V691 CrA).