Suuri massa X binary tai HMXB (vuodesta Englanti Korkea Mass röntgenkaksoistähti ) on kaksoistähti säteilevän vuonna X - ray domain (mitä kutsutaan X binary ), yksi kahdesta jäsenestä, joka on neutronitähti tai tähtien musta aukko ja toinen "korkea" massa tähti. Se on tähti, jonka spektrityyppi on O tai B (mahdollisesti A), tai Wolf-Rayet-tähti . Termi suuren massan X binaari on tietysti vastakohtana matalan massan X binaarille , jonka tähti on itse spektrityyppiä F, G, K, M (mahdollisesti A) tai jopa valkoinen kääpiö , ja siksi vähemmän massiivinen . Siinä tapauksessa, että kompakti esine on valkoinen kääpiö , emme enää puhu binäärisestä X: stä, vaan kataklysmisestä muuttujasta . Näiden esineiden lähettämä X-säteily tulee tähtien ja kompaktien esineiden välisestä massanvaihdosta. Putoamisen jälkeen kompaktille esineelle seuralentitähden massa muodostaa kasvatuslevyn , kuumenee ja säteilee röntgenkuvassa.
Cygnus X-1 , binäärijärjestelmä, joka todennäköisesti sisältää mustan aukon kompaktina esineenä, on esimerkki suuren massan X-binääristä.
Suurimassaisen X-binäärin tunnistaminen edellyttää joko kumppanitähden optista tunnistamista, sen spektrityypin tuntemista spektroskopialla tai sen varmistamista, että järjestelmän tietyt havaittavissa olevat ominaisuudet, joita muuten löytyy vain muusta suuren massan X-binääristä, esitetään. Ne sisältävät:
Suuren massan X-binäärit on yleensä helpompi tunnistaa optisesti kuin matalan massan X-binäärit, koska seuralainen tähti on paljon kirkkaampi. Joskus käytetään poissulkemiskriteeriä, nimittäin sitä, että järjestelmän kiertoradan on oltava yli 12 tuntia, mikä on välttämätön edellytys, jotta kompakti esine kiertää tämän kokoisen tähden ympärillä (kapeampi kiertorata toisi kompaktin objektin tähtiin; tällainen konfiguraatio voi tapahtua hyvin (katso esimerkiksi Thorne-Zytkow'n objekti ), mutta sillä olisi radikaalisti erilaiset havainto-ominaisuudet). Tästä poissulkemisperusteesta on kuitenkin poikkeus, nimittäin Cygnus X-3 -järjestelmä , jonka kiertoratajakso on 4,8 tuntia, kun seuratähti on Wolf-Rayet.
Suuren massan X-binääreillä on kiertoradat, jotka vaihtelevat puolitoista kuukauteen (lukuun ottamatta Cygnus X-3: ta, jonka jakso on 4,8 tuntia).
Suuripainoisten X-binaarien joukossa on kaksi populaatiota:
Joissakin tapauksissa havaitaan kiertoradan ajallinen kehitys. Näin on SMC X-1: n ja Centaurus X-3: n kanssa , joiden kiertorata lyhenee tyypillisen ajan ollessa muutama sata tuhatta vuotta.
Siinä tapauksessa, että kompakti esine on neutronitähti, joka näkyy pulsarin muodossa (tässä tapauksessa X-pulsari ), kiertojaksojen jakauma on hajautettu erittäin suureksi muutamasta sekunnin sekunnista (0,069 1A 0538-66 ), jopa yli kymmenen minuuttia (835 sekuntia X Perseille ). Be-tähden käsittävissä järjestelmissä havaitut pulssit osoittavat suhteellisuutta kiertojakson ja kiertoradan välillä.
Pulsarien kiertojakson kehitys on hyvin vaihteleva järjestelmästä toiseen: havaitsemme kiertojakson lineaarisen vähenemisen ilmiötä, jossa vaihtelut vaihtelevat tämän yleisen suuntauksen ympärillä ( Centaurus X-3 , P = 4,825 s ja Herculis X-1 , P = 1,22779 s), järjestelmät, joissa jakso pienenee ja kasvaa epätasaisesti ( Vela X-1 , P = 282,7 s), ja järjestelmät, joissa sillä on tasainen taipumus kasvaa.